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Les nuages de gaz et la naissance des étoiles

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

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

Étoile

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

Gravité

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

Un nuage correspond à un amas visible de gouttelettes d’eau (et de glace) issues de la condensation et d’aérosols, en suspension dans l’atmosphère d’une planète. Sur Terre, on les retrouve principalement dans la troposphère (la couche la plus basse).
La formation des nuages
La quantité maximale possible de vapeur d’eau dans une masse d’air dépend de la température et de la pression. Ainsi, lors d’un refroidissement, une partie de la vapeur d’eau se condense en fines gouttelettes, parfois au niveau du sol (brouillard), mais le plus souvent en altitude. Parfois, des particules en suspension dans l’air (aérosols) font office de noyaux de condensation ou de congélation, facilitant le changement d’état de l’eau. Ensemble, et grâce à des phénomènes microphysiques, comme l’effet de Bergeron, puis par agrégation, on obtient un nuage. Lorsque les gouttelettes ou les cristaux de glace deviennent trop massifs pour rester en suspension, ils tombent au sol sous forme de précipitations (pluie, neige, grêle).
L'ascension du nuage dans le ciel dépend notamment de la stabilité de la masse d'air. © P.P.Feyte.
 Fin de vie des nuages : la dissipation
Les nuages se dissipent lorsque la température augmente. En effet, dans cette configuration, l’air peut contenir davantage d’eau sous forme de vapeur. La quantité de gouttelette d’eau ou de cristaux de glace diminue, dégonflant progressivement la masse nuageuse.
Différents types de nuages
Un nuage peut exister sous de nombreuses formes, en fonction de l’altitude à laquelle il se forme, de sa dimension, de son mode de croissance, de son opacité ou encore de sa composition. Comme pour les plantes, ils sont classifiés en genres (une dizaine), puis déclinés en espèces et en variétés. On peut par exemple penser aux cirrus, aux cumulonimbus, aux stratus ou aux altocumulus.
Nuages nacrés et nuages noctulescents
Si l’essentiel des nuages que l’on observe se forment au niveau de la troposphère, la couche la plus basse de l’atmosphère, des masses nuageuses peuvent aussi se former dans les couches supérieures. Au niveau de la stratosphère, entre 15 et 25 km d’altitude, se forment parfois des nuages nacrés, surtout au niveau des pôles durant l’hiver. Plus haut, vers 80 km d’altitude, dans la mésosphère, apparaissent occasionnellement des nuages noctulescents, qui semblent briller la nuit. En réalité, ils ne sont visibles que lorsque le soleil brille en dessous, donc à l’aube ou au crépuscule.

Nuage

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

Télescope spatial Hubble

4226_les-nuages-de-gaz-et-la-naissance-des-etoiles

&Agrave; la fin de la vie d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] de la taille du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], survient une p&eacute;riode d'expansion, puis une explosion qui expulse une grande partie de sa [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition]. Ne reste qu'un c&oelig;ur tr&egrave;s dense qu'on appelle [popupdefinition id=28]naine blanche[/popupdefinition]. Un d&eacute; &agrave; coudre de la mati&egrave;re d'une naine blanche p&egrave;serait environ 1.000 kilos.&copy; DR

La mort des étoiles et les naines blanches

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, ne dépassant pas 8 masses solaires, 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 cm3 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. Jean-Pierre Luminet parle de l'évolution des étoiles de type solaire, leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © ECP Productions Les naines blanches expliquées par la mécanique quantiqueBien qu’observées une première fois au XVIIIe siècle, malgré leur faible luminosité, il a fallu attendre le tout début du XXe siècle pour que l’extraordinaire densité des naines blanches soit découverte. À la stupéfaction des astrophysiciens de l’époque, une valeur de l’ordre de la tonne par cm3 fut en effet dérivée de l’observation d’étoiles comme Sirius B. Rapidement, Ralph Fowler comprit cependant que la toute nouvelle mécanique statistique quantique découverte par son collègue Paul Dirac, décrivant un gaz d’électrons dégénéré, pouvait expliquer l’existence de ces étoiles. Reprenant les travaux de Fowler, le tout jeune Subrahmanyan Chandrasekhar eut alors l’idée d’introduire les effets de la théorie de la relativité restreinte, et il posa les fondations de la structure stellaire de ces étranges objets.Ralph Fowler comprit que la nature des naines blanches pouvait être expliquée par la mécanique statistique quantique. © University of St AndrewsCe n’est cependant qu’à la suite des progrès rapides de l’astrophysique nucléaire que l’on a pu comprendre exactement comment ces étoiles se formaient. Les progrès observationnels permirent simultanément de découvrir plusieurs types de naines blanches, différant par la composition chimique de leur atmosphère. Rappelons qu'en spectroscopie, les naines blanches forment la classe D de la classification spectrale des étoiles. Elles sont réparties entre plusieurs sous-classes - DA, DB, DC, DO, DQ et DZ - en fonction des caractéristiques de leur spectre.Au cours des années 1960, divers astrophysiciens théoriciens, dont Edwin Salpeter en 1961, ont réalisé que le cœur d'une naine blanche devait assez rapidement se transformer en un immense réseau cristallin de noyaux de carbone et d'oxygène en se refroidissant. Une part importante du volume d'une naine blanche devait ainsi ressembler à une sorte de diamant géant, bien que la structure cristalline obtenue avec le carbone ne soit pas exactement celle du diamant sur Terre.Cette théorie a été précisée par Hugh M. Van Horn en 1967, déjà en poste à l'université de Rochester, ce qui l'a conduit à la conclusion que le processus de cristallisation devait se produire sur la base d'une théorie déjà avancée, en 1934, par le grand physicien Eugène Wigner. En fin de vie, une étoile comme le Soleil devrait donc se transformer en naine blanche qui en se refroidissant deviendra un cristal de Wigner, un objet que l'on rencontre aussi en physique du solide.

Naine blanche

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

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.

Soleil

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Eta Carinae est une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] hyperg&eacute;ante comme on en trouve tr&egrave;s peu - environ 1 &eacute;toile sur 10.000. Elle montre des signes de perturbations, comme en t&eacute;moignent les immenses lobes aux extr&eacute;mit&eacute;s. En fin de vie, lorsqu'elle s'effondrera, Eta Carinae deviendra... un [popupdefinition id=62]trou noir[/popupdefinition].&copy; N. Smith, J.-A. Morse (U. Colorado) et al., [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Eta Carinae, une étoile hypergéante

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

Morse (Linnaeus 1758) - Odobenus rosmarus
Ordre : CarnivoraSous-ordre : CaniformiaFamille : OdobenidaeGenre : OdobenusTaille : 2,30 à 3,60 m (longueur moyenne des canines ou défenses 0,70 m)Poids : 800 à 1.800 kgLongévité : 20 à 30 ans 
Statut de conservation UICN : DD données insuffisantes
Description du morse
Le morse possède un corps massif et conique terminé par une queue courte. Le museau aplati est orné de nombreuses vibrisses faisant songer à une épaisse moustache, et de deux canines ou défenses pointant de la mâchoire supérieure. Leur longueur varie en fonction du sexe. Les yeux, petits et sombres sont situés haut de part et d’autre d’une tête un peu cubique. Le cou est massif et les nageoires antérieures également appelées palettes natatoires qui atteignent le quart de la longueur du corps, sont attachées sur des muscles puissants. Les postérieures sont un peu plus courtes. Elles servent principalement aux déplacements sur la terre ferme ou la glace, mais ils restent malgré tout maladroits. L’animal se traîne plus qu’il ne marche. La couleur de la peau qui est ridée et très épaisse varie du brun foncé à une teinte presque rosée en fonction de l’âge. La face dorsale est généralement plus claire que la partie ventrale.
Morses de l'Atlantique. © Ansgar Walk, CCA-SA 3.0 Unported license
Habitat du morse
Il existe plusieurs populations de morses, mais toutes vivent dans la zone polaire arctique. La population du Pacifique, Odobenus rosmarus divergens, la plus importante, fréquente le détroit de Béring et le nord de l’Alaska, et la mer des Tchouktches sur la rive orientale des côtes sibériennes. D’autres groupes dont la population de l’Atlantique, Odobenus rosmarus rosmarus, évoluent dans l’Arctique canadien, le Groenland, le Svalbard et la partie occidentale de l’Arctique russe. Une population isolée se trouve dans la mer de Laptev, Odobenus rosmarus laptevi au statut contesté, qui se situe entre les côtes de la péninsule de Taïmyr et de l’archipel de Severnaya Zemlya en Sibérie.
Morses du Pacifique. © Pfinge, US Fish and Wildlife Service, domaine public
Comportement du morse
Le morse est un pinnipède grégaire et sociable qui forme fréquemment de grands groupes de plusieurs centaines, voire de plusieurs milliers d’individus. Ce sont les mâles les plus imposants et possédant les plus belles défenses qui trônent au sommet de la hiérarchie. En dehors de la période de reproduction, les mâles restent au sud de leur aire de distribution géographique habituelle, tandis que les femelles et les jeunes remontent vers le nord. Les jeunes se tiennent à la périphérie des groupes. Le morse communique par grognements et beuglements, mais peut également siffler pour annoncer un danger. Dans ce cas, l’animal cherche refuge dans l’eau. Compte tenu de sa taille, le morse n’a que deux prédateurs naturels : l’ours blanc et l’orque. 
Groupe de morses en Alaska. © Hickey Bill, US Fish and Wildlife Service, domaine public
Le morse peut plonger à 80 mètres de profondeur et rester sous l’eau pendant une trentaine de minutes. Il ne s’éloigne guère du rivage pour ne pas risquer de rester bloqué sous les glaces. Il absorbe environ 27 kg de nourriture journellement. Sa vitesse de nage est de 7 km/h en moyenne, mais il peut atteindre des pointes de 35 km/h. La graisse sous cutanée peut atteindre 15 cm d’épaisseur et peut représenter un tiers du poids de l’animal. 
Reproduction du morse
Les parades ont lieu de janvier à avril, période de temps pendant laquelle les mâles cessent pratiquement de s’alimenter. Ces derniers vocalisent pour séduire les femelles et impressionner les concurrents, contre lesquels ils peuvent se battre et s’infliger de sérieuses blessures. La gestation dure de quinze à seize mois lors de laquelle la femelle augmente son alimentation de plus de 30 %. L’embryon est implanté en différé de trois ou quatre mois. La mère donne naissance tous les deux ans à un seul petit qui peut peser entre 50 et 75 kg pour une taille avoisinant le mètre. Le « veau » tète sa mère pendant environ six mois avant de commencer à s’alimenter de façon traditionnelle. Vers un an, le jeune pèse déjà 200 kg. Il reste aux côtés de sa mère entre trois et cinq ans. Les mâles atteignent leur maturité sexuelle vers sept ans, mais ne sont réellement aptes à se reproduire que vers quinze ans. Les femelles quant à elles, peuvent procréer dès quatre ou six ans. La fréquence de mise bas diminuant avec l’âge, fait du morse l’espèce de pinnipède au taux de reproduction le plus faible.
Jeune morse sur le dos de sa mère. © US Fish and Wildlife Service, domaine public
Régime alimentaire du morse
Le pinnipède a un régime alimentaire varié qui se compose d’une soixantaine d’organismes marins tels que crustacés (crevettes, crabes…), concombres de mer, mollusques (palourdes, coques, clams…) et petits poissons qu’il détecte grâce à ses vibrisses. Il chasse le sable à l’aide de ses palettes natatoires antérieures ou en expirant de l’air par la bouche pour déloger ses proies. Le morse se sert de sa puissance d’aspiration qui fonctionne un peu comme un piston, pour briser les coquilles et pour se nourrir du mollusque qu’elles contiennent. Il peut occasionnellement être cannibale envers les jeunes de son espèce, ou même charognard lorsque l’occasion se présente.
Couple de morses. © Max Smith, Megapixie, domaine public
Menaces sur le morse
Il est dit qu’historiquement, les Vikings furent les premiers à chasser le morse. Mais c’est sans compter avec les Hommes de la civilisation du Dorset (celle qui précéda la venue des Inuits dans le Grand Nord canadien) qui devaient déjà chasser le pinnipède en l’an 800 avant J.-C. Mais quelle que soit l’antériorité de la civilisation qui a commencé à chasser le pinnipède, le morse de l’Atlantique fut mené au bord de l’extinction dans le premier tiers du XXe siècle.
Chasse au morse. © Ansgar Walk, CC Paternité 3.0 Unported
Les mesures protectrices prises par les États-Unis et la Russie permirent aux effectifs de se reconstituer. Actuellement la chasse est règlementée par des plans de gestion des ressources dans tous les pays du cercle polaire arctique. Ceux qui sont tués, le sont dans le cadre de la chasse traditionnelle et à titre purement alimentaire. L’UICN estime que les données actuelles ne permettent pas de définir un statut réel de conservation. Mais si la chasse actuelle ne représente qu’un aspect minime de la réduction des populations, il est probable que les bouleversements climatiques influent rapidement sur la raréfaction des proies du pinnipède.

Morse

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

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Le carburant d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], c'est la [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] dont elle est form&eacute;e, soit essentiellement de l'[popupdefinition id=14495]hydrog&egrave;ne[/popupdefinition] et un peu d'[popupdefinition id=4813]h&eacute;lium[/popupdefinition]. Plus une &eacute;toile est massive, plus elle va fabriquer des [popupdefinition id=15852]&eacute;l&eacute;ments chimiques[/popupdefinition] lourds. Au moment de sa mort, l'&eacute;toile va disperser toute cette mati&egrave;re dans l'espace.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa et AURA/Caltech

La composition des étoiles : hydrogène et hélium

L’hélium inaugure le groupe des gaz rares dans le tableau périodique. Presque inerte, il est le deuxième élément le plus abondant dans l’univers après l’hydrogène.
Généralités
Symbole : HeNuméro atomique : 2Électrons par niveau d’énergie : 2Masse atomique : 4,003 uIsotopes les plus stables : 3He stable avec 1 neutron (0,000137 %), 4He stable avec 2 neutrons (99,999863 %)Série : gaz rareGroupe, période, bloc : 18, 1, sDensité : 0,125 (liquide)Point de fusion : -272,2 °C (sous 26 atmosphères)Point d’ébullition : -268,93 °C
Historique de l’hélium
La première manifestation connue de l’hélium a été mise en évidence par une raie à 547,49 nanomètres dans le spectre de la chromosphère solaire en 1869 par Jules Janssen, attribuée à tort au sodium. La même année, Norman Lockyer observait à son tour une raie dans le spectre solaire, qu’il attribua à un élément inconnu sur Terre. Edward Frankland et Norman Lockyer le nommèrent d’après helios, le mot grec pour le Soleil. C’est en 1895 que Norman Ramsay isolera l’hélium sur Terre.
Tore Supra, le tokamak du Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives (CEA), utilise des aimants supraconducteurs refroidis à l'hélium liquide. © CEA
Propriétés de l’hélium
L'hélium est transparent, sans odeur et n'est pas un gaz toxique. Il est moins soluble dans l'eau que tout autre gaz. Il s'agit aussi de l'élément le moins réactif. La densité et la viscosité des vapeurs d'hélium sont très faibles tandis que la conductivité thermique et la chaleur spécifique sont très élevées. Il est possible de liquéfier l'hélium mais sa température de condensation est la plus basse parmi toutes les substances connues.
Utilisation de l’hélium
L'hélium a été le premier gaz utilisé pour remplir les ballons et les dirigeables et il est toujours employé pour les ballons météo notamment. Son application principale reste le travail en atmosphère inerte. Un grand champ d'application lui est réservé, celui du refroidissement à des températures très basses, en deçà de 15 K, notamment pour la supraconductivité, car il subsiste à l’état gazeux ou liquide.
On s'en sert aussi comme gaz pressurisant pour les carburants des fusées, dans les bouteilles de plongée mélangé à l'oxygène, dans le refroidissement de certains réacteurs nucléaires ou encore en chromatographie. Il sert aussi à gonfler les ballons de baudruche.
Sur Terre, l'hélium est formé par la radioactivité d'éléments plus lourds. Une fois en surface, l'hélium migre dans l'atmosphère avant de s'en échapper à peu près au même rythme qu'il apparaît en surface.
Hélium et effets sur la santé
L'hélium peut être absorbé dans le corps par inhalation. Ses effets sont nombreux : il donne une voix aiguë, étourdit et provoque des maux de tête. Présent en trop grande quantité dans une pièce, il peut provoquer la suffocation. On le trouve ordinairement à l'état de traces dans le sang.

Hélium

On appelle élément chimique l’ensemble des entités – atomes ou ions – qui présentent le même nombre Z de protons dans leur noyau. Nous connaissons aujourd’hui 118 éléments chimiques différents dont 94 existent à l’état naturel sur Terre.
Ainsi, par exemple, le cuivre (Cu) et l’ion cuivre II (Cu2+) sont deux entités de l’élément cuivre. Elles partagent les mêmes propriétés chimiques.
Des entités différentes d’un même élément chimique peuvent avoir un nombre inégal de neutrons. On les appelle alors des isotopes.
Réactions entre éléments chimiques
Les éléments peuvent se combiner au cours de réactions chimiques pour former des corps simples ou des corps composés.
En revanche, un élément chimique ne peut se transformer en un autre élément chimique que s’il subit une réaction nucléaire de transmutation. C’est d’ailleurs à partir de réactions nucléaires successives que s'est créé, au cœur des étoiles, l’ensemble des éléments chimiques.
Symboles des éléments chimiques
Chaque élément chimique est représenté par un symbole : H pour l’hydrogène, C pour le carbone ou encore Na pour le sodium. Les éléments chimiques sont classés dans le tableau périodique des éléments encore appelé « tableau de Mendeleïev », du nom du chimiste russe qui l’a imaginé dès 1869.

Élément chimique

Élément le plus léger dans l’univers et premier élément dans le tableau périodique, l’hydrogène est aussi le plus abondant, constituant les étoiles comme les nuages moléculaires. Il compose aussi l’une des molécules vitales pour la vie : l’eau.
Généralités
Symbole : H Numéro atomique : 1Électrons par niveau d’énergie : 1Masse atomique : 1,008 uIsotopes les plus stables : 1H stable avec 0 neutron (99,985 %), 2H (deutérium) stable avec 1 neutron (0,015 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 1, 1, sDensité : 0,00009, 0,07 (liquide et solide) Point de fusion : -259,14 °C (dihydrogène)Point d’ébullition : -252,8 °C (dihydrogène)
Historique de l’hydrogène
En 1671, Robert Boyle décrivit la réaction entre le fer et des acides dilués, qui produit du dihydrogène. La substance sera appelée « air inflammable » par Cavendish en 1766, à qui on attribue également la découverte de l'hydrogène en tant qu'élément. Lavoisier fixa le nom « hydrogène » en 1783, de « hydro », « eau », et « gène », « engendrer ».
 L’hydrogène et l’oxygène sont beaucoup utilisés dans les moteurs-fusées à propergols liquides. © Nasa, DP
Propriétés de l’hydrogène
Le dihydrogène se présente comme un gaz transparent aux conditions normales de température et de pression. De nombreux métaux ont la propriété d'absorber l'hydrogène, ce qui peut les rendre cassants, pour l'acier notamment.
La plupart du temps, l'hydrogène est présent sous forme diatomique mais il peut exister en atomes seuls à haute température. C'est un puissant agent réducteur. Il réduit notamment certains sels pour former leur état métallique (NaH, KH, H2S, etc.). L'hydrogène atomique produit en outre avec l'oxygène du peroxyde, H2O2.
En réagissant avec l'oxygène, l'hydrogène peut donner de l'eau au cours d'une réaction très lente à température ambiante mais qui peut devenir violente si elle est réalisée avec un catalyseur.
Utilisation de l’hydrogène
L’une des principales applications de l’hydrogène consiste en la production d’ammoniac et de nombreux composés organiques. 
L’hydrogène a été largement utilisé comme gaz pour gonfler les dirigeables, jusqu’à l’accident du Hindenburg en 1937, puis remplacé par l’hélium. Deux isotopes de l’hydrogène, le deutérium 2H et le tritium 3H, sont utilisés pour les expériences de fusion nucléaire, un noyau de chaque donnant un noyau d’hélium et un neutron. L'hydrogène est également employé dans les bombes à hydrogène ou bombes H, l'élément fusionnant là aussi pour donner de l'hélium.
Dans les moteurs-fusées à propergols liquides, le dihydrogène et le dioxygène liquides sont employés comme ergols cryotechniques. L’hydrogène est également pressenti comme un carburant du futur, notamment dans les piles à combustible.
Risques de l’hydrogène sur la santé
L’hydrogène est extrêmement inflammable et produit des composés qui le sont eux aussi. Leur simple chauffage peut provoquer de violentes explosions.

Hydrogène

4215_la-composition-des-etoiles-:-hydrogene-et-helium

Comment voyager dans l'immensit&eacute; du cosmos ? La th&eacute;orie d'[popupbiographie id=205]Einstein[/popupbiographie] permet d'imaginer une solution : le trou de ver. Ainsi, il serait possible d'emprunter un [popupdefinition id=62]trou noir[/popupdefinition] pour ressortir dans un autre endroit de l'[popupdefinition id=15239]univers[/popupdefinition] par une sorte de sym&eacute;trique d'un trou noir, qu'on appelle &laquo; fontaine blanche &raquo;.&copy; [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] Space Telescope

Des trous de ver pour voyager dans l'univers ?

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

Univers

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

4229_des-trous-de-ver-pour-voyager-dans-l-univers--

Voici une&nbsp;simulation de collision de [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition]. Ces collisions sont tr&egrave;s importantes car elles g&eacute;n&egrave;rent des [popupdefinition id=26]&eacute;toiles g&eacute;antes[/popupdefinition] bleues &agrave; l'origine de la formation de l'[popupdefinition id=798]oxyg&egrave;ne[/popupdefinition].&copy; John Dubinski, Universit&eacute; de Toronto, Canada

La collision des galaxies et la formation de l'oxygène

Troisième élément le plus fréquent dans l’univers, l’oxygène est l’une des pierres angulaires du vivant et forme des composés avec presque tous les autres éléments.
Généralités
Symbole : ONuméro atomique : 8Électrons par niveau d’énergie : 2, 6Masse atomique : 15,999 uIsotopes les plus stables : 16O stable avec huit neutrons (99,762 %), 17O stable avec 9 neutrons (0,038 %), 18O stable avec dix neutrons (0,2 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 16, 2, pDensité : 0,00143Point de fusion : -218,79 °CPoint d’ébullition : -182,95 °C
Historique de l’oxygène
L’oxygène a été découvert indépendamment par Scheele en 1772 et Priestley en 1774. Son nom lui a été donné par Lavoisier en 1777, à partir du grec « oxus », « acide ».
Propriétés de l’oxygène
Dans les conditions normales de température et de pression, l'oxygène est un gaz inodore et incolore. C'est également le plus paramagnétique des gaz. L'oxygène liquide, quant à lui, est également paramagnétique.
L'oxygène est un élément capital pour le vivant car il est au centre de la respiration de nombreux êtres vivants. Il participe également aux processus de combustion. L'oxygène est l'élément le plus abondant dans la croûte terrestre et un cinquième de l'atmosphère terrestre est composé d'oxygène sous forme de gaz diatomique, O2, mais aussi, à l'état de traces, sous forme d'ozone O3.
L'une des principales particularités de l'oxygène est de former des oxydes avec presque tous les autres éléments, à l'exception de l'hélium, du néon, de l'argon et du krypton.
Utilisation de l’oxygène
Il est possible d'isoler l'oxygène de l'air par distillation ou par liquéfaction fractionnée. On emploie l'oxygène principalement dans la fabrication des métaux, notamment l'acier, ainsi que de produits chimiques qui nécessitent une oxydation. La propulsion des fusées est une autre application majeure.
Effets de l’oxygène pur sur la santé
 La respiration de l'oxygène concentré de 50 à 100 % à pression normale par périodes prolongées peut endommager le poumon. Un suivi est nécessaire pour s’assurer du bon fonctionnement des poumons dans les professions où l’exposition à de l’oxygène pur est fréquente.

Oxygène

Une étoile géante est une étoile évoluée qui a quitté la séquence principale sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, et dont le rayon et la luminosité sont significativement plus grands qu’une étoile de la séquence principale à la même température. Généralement, les étoiles géantes ont des rayons compris entre 10 et 100 fois celui du Soleil, et une luminosité entre 10 et 1.000 fois celle de notre étoile, mais ces chiffres sont plus élevés lorsque l’on a affaire à une géante bleue. Une étoile géante est une étoile qui a cessé de « brûler » de l’hydrogène dans son cœur et doit pour cela se dilater pour devenir une géante rouge ou une géante bleue si sa masse est supérieure à 8 ou 10 masses solaires.
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 (radiative zone, en 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 droite, 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. © ESO
Une étoile de masse inférieure à 0,25 masse solaire sur la séquence principale ne deviendra jamais une étoile géante, pas plus qu’une étoile de masse supérieure à 40 masses solaires, qui deviendra par contre une supergéante bleue. Une autre caractéristique des étoiles géantes est qu’elles appartiennent aux classes de luminosité II ou III du diagramme de Hertzsprung-Russell.

Étoile géante

4214_la-collision-des-galaxies-et-la-formation-de-l-oxygene

Un [popupdefinition id=62]trou noir[/popupdefinition] ! Comment le d&eacute;tecter s'il absorbe toute la [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] (et la [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition]) ? On ne voit pas directement le trou noir, mais bien sa &laquo; signature &raquo;, marqu&eacute;e par des jets de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition], un rayonnement &eacute;lectromagn&eacute;tique et des [popupdefinition id=15208]&eacute;clairs[/popupdefinition] de [popupdefinition id=4148]rayons gamma[/popupdefinition]. De plus, avant d'&ecirc;tre aval&eacute;e, la mati&egrave;re qui est comprim&eacute;e et chauff&eacute;e se met &agrave; briller.&copy; DR

Comment détecter un trou noir ?

Le rayonnement gamma est constitué de photons, comme la lumière visible ou le rayonnement X, mais il est beaucoup plus énergétique. La lumière visible a une énergie de l'ordre de un électron-volt (1 eV), une unité utilisée par les physiciens. Les rayons X ont une énergie de mille à un millions d'eV. 
H.E.S.S. détecte des rayons gamma de très haute énergie, atteignant un million de million d'eV (Tera-électron-volt). Ces rayons gamma de très haute énergie sont peu nombreux : même pour une source astrophysique relativement intense, le flux de photons gamma pénétrant dans l'atmosphère est d'environ un par mois et par mètre carré.

Rayon gamma

On appelle éclair, le phénomène lumineux naturel accompagné de coups de tonnerre, qui se produit au cours des orages.
Lorsque de l’électricité statique accumulée dans le ciel se décharge brusquement, les gaz de l’atmosphère sont chauffés et ionisés. Il y a formation d’un plasma et émission soudaine de lumière sous la forme d’éclairs.
Les éclairs et la foudre
Grâce aux éclairs, il est possible de visualiser la foudre, cette décharge électrique qui constitue un véritable danger venu du ciel. En France, la foudre tombe environ un million de fois par an. Un impact de foudre peut, par exemple, provoquer des électrocutions ou des incendies. Pour s’en protéger, quelques consignes de sécurité simples sont à respecter comme ne pas se protéger sous un arbre isolé ou éviter de manipuler un conducteur électrique.
Les couleurs de l’éclair
L’éclair n’a pas toujours la même couleur, comme en témoignent les nombreuses photos des chasseurs d'éclairs. Celle-ci dépend notamment de la densité de courant, de la distance qui sépare l’observateur de l’orage et des particules présentes dans l’air. Ainsi, dans un air sec, l’éclair est généralement plutôt blanc et, en cas de grêle, il prend une couleur bleutée.

Éclair

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

Lumière

4230_comment-detecter-un-trou-noir--

Sur cette image, il est possible de voir la formation d'un syst&egrave;me plan&eacute;taire autour d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition]. Nous savons maintenant qu'il existe des milliers de syst&egrave;mes plan&eacute;taires dans la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition].&copy; Hubble Space Telescope

La formation d'un système planétaire autour d'une étoile

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L'[popupdefinition id=32]&eacute;toile &agrave; neutrons[/popupdefinition] est un&nbsp;&laquo; cadavre cosmique &raquo;. Elle se forme lorsqu'une [popupdefinition id=26]&eacute;toile g&eacute;ante[/popupdefinition] (environ 10 fois la [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]) explose apr&egrave;s avoir br&ucirc;l&eacute; tout son carburant. L'&eacute;quivalent d'un d&eacute; &agrave; coudre de la [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] d'une &eacute;toile &agrave; neutrons p&egrave;serait entre 100 millions et 1 milliard de tonnes !&copy; DR

La formation des étoiles à neutrons, ces cadavres cosmiques

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

Masse

Les 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

4217_la-formation-des-etoiles-a-neutrons--ces-cadavres-cosmiques

En soustrayant le signal visuel d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] sur des paires de [popupdefinition id=11095]photographies[/popupdefinition], on arrive &agrave; r&eacute;v&eacute;ler le [popupdefinition id=316]mouvement[/popupdefinition] des plan&egrave;tes. Cette technique en d&eacute;veloppement est 100 fois plus puissante que les pr&eacute;c&eacute;dentes pour d&eacute;tecter les exoplan&egrave;tes&nbsp;!&copy; Christian Marois, Conseil national de recherches du Canada

Comment détecter les exoplanètes ?

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

La photographie est la technique permettant de fixer des images grâce à la lumière. Ce terme désigne également l'image obtenue par un tel procédé et la branche des arts graphiques lui étant dédiée. 
Inventée en 1826 par Joseph Niépce
Découverte et principe de la photographie
Ce procédé se base sur deux types de connaissances : l'optique, permettant de capter et de livrer une image en un point précis, et la chimie, servant à fixer l'image obtenue sur une surface. Les premières avancées d'optique sont lointaines et débutent sous Aristote qui crée déjà des images inversées à partir d'un trou dans le mur d'une chambre noire. Les alchimistes découvrent, au XVIe siècle, que le chlorure d'argent noircit à la lumière du soleil.
 Plusieurs expériences sont lancées : en 1780, Jacques Charles arrive fugitivement à fixer une silhouette sur du papier imbibé de chlorure d'argent, Thomas Wedgwood, en 1802, utilise du nitrate d'argent, John Herschel, en 1819, opte pour l'hyposulfite de sodium, futur fixateur. En 1826, Joseph Niépce, lithographe français, a l'idée d'associer les trois procédés afin de fixer l'image sur des plaques d'étain qu'il prend soin de recouvrir de bitume de Judée, durcissant à la lumière. Il tire la première épreuve positive réclamant à son auteur un temps d'exposition de huit heures. La première photographie prise par Joseph Niépce est une représentation d'une aile de sa propriété de Saint-Loup-de-Varennes.
Évolution de la photographie
 Son inventeur décède en 1833, mais Louis Daguerre poursuit les travaux et découvre le développement de l'image latente qui permet notamment de réduire le temps de pose. La photographie ne cesse ensuite d'évoluer avec les inventions du négatif, de l'image souple, de la couleur, du film et des photographies instantanées, en relief, photos numériques, de synthèse et astronomiques.

Photographie

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

Mouvement

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&laquo; Je vais vous donner mon opinion personnelle. La vie intelligente est un ph&eacute;nom&egrave;ne tr&egrave;s g&eacute;n&eacute;ral et r&eacute;pandu. Il y a des millions de groupes, sinon des milliards, qui pr&eacute;parent des [popupdefinition id=389]&eacute;missions[/popupdefinition] de t&eacute;l&eacute;vision dans lesquelles on discute de la pr&eacute;sence de la vie ailleurs dans l'[popupdefinition id=15239]univers[/popupdefinition]. &raquo; - [popupbiographie id=412]Hubert Reeves[/popupbiographie].Ici, une image de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], notre [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition].&copy; DR

Hubert Reeves et la vie ailleurs dans l'univers - Photos Futura

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 5...

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 ajou...

L’astrophysicien Hubert Reeves est bien connu en France du fait de son succès remarquable en tant que vulgarisateur scientifique, notamment avec deux célèbres ouvrages qui ont établi sa réputation au ...

Hubert Reeves

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 ...

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

Émission

Hubert Reeves et la vie ailleurs dans l'univers

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Lorsqu'une [popupdefinition id=32]&eacute;toile &agrave; neutrons[/popupdefinition] arrive en fin de vie, elle explose en [popupdefinition id=60]supernova[/popupdefinition]. Ce ph&eacute;nom&egrave;ne cosmique lib&egrave;re autant d'[popupdefinition id=15884]&eacute;nergie[/popupdefinition] que le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] pendant 10 milliards d'ann&eacute;es. On compte environ 2 ou 3 supernovas par si&egrave;cle et par [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition]. La plus r&eacute;cente s'est produite le 24 f&eacute;vrier 1987.&copy; ESO/L. Cal&ccedil;ada

L'explosion d'une étoile à neutrons en supernova

L'ESO (European Southern Observatory ou Observatoire européen austral) a été créé par l'Europe en 1962 pour établir un observatoire astronomique dans l'hémisphère Sud, équipé d'instruments puissants (des télescopes comme le VLT, Alma...), dans le but d'améliorer la collaboration et l'organisation en astronomie. L'ESO, première organisation intergouvernementale pour l’astronomie en Europe, est soutenu par 15 pays : Allemagne, Autriche, Belgique, Brésil, Danemark, Espagne, Finlande, France, Italie, Pays-Bas, Portugal, République tchèque, Royaume-Uni, Suède et Suisse. Bien que les instruments de l’ESO se trouvent dans la région chilienne du désert d'Atacama, le centre scientifique, technique et administratif est basé à Garching, en Allemagne, près de Munich.L'ESO conduit des programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l’astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d’importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle important dans la promotion et l’organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. Une présentation de l'ESO. © European Southern Observatory (ESO)On peut se faire une idée de la prééminence de l'Observatoire européen austral au niveau de l’astronomie mondiale lorsque l’on sait que c’est l'observatoire astronomique le plus productif au monde avec chaque année environ 2.000 demandes de temps d’observation qui sont déposées. Toutes ne sont pas satisfaites et de loin car cela impliquerait de pouvoir disposer de quatre à six fois plus de nuits que ce qui est disponible actuellement, comme l’explique le site de l’ESO.Il en résulte un énorme flot de données et des centaines de publications scientifiques de haut niveau chaque année dans des domaines qui vont de l’étude du trou noir central de la Voie lactée aux exoplanètes. Ces données, héritages pour l’Humanité future, sont archivées et elles représentent à ce jour plus de 10 millions d'images et spectres, qui occuperaient l’équivalent d’environ 90 millions de livres de 1.000 pages chacun, comme le mentionne aussi le site de l’ESO.Les sites de l'ESOL'ESO possède trois sites d’observation au Chili : La Silla, Cerro Paranal et Chajnantor.La Silla se trouve à 2.400 mètres d'altitude et à 600 kilomètres au nord de Santiago du Chili. On y trouve plusieurs télescopes observant dans le visible comme le NTT (New Technology Telescope) de 3,50 mètres de diamètre, le premier télescope au monde à avoir un miroir primaire contrôlé par ordinateur (optique active), et surtout le télescope de 3,60 mètres de l'ESO qui permet la chasse aux exoplanètes par la méthode des vitesses radiales grâce à l’instrument Harps (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher).Le site de Paranal, à 2.600 mètres d'altitude, à environ 130 kilomètres au sud d'Antofagasta et à 12 kilomètres de la côte pacifique est le lieu des observations avec le fameux Very Large Telescope (VLT) qui permet de faire de la synthèse d’ouverture par interférométrie à l’aide d'un réseau de quatre télescopes, chacun équipé d'un miroir primaire de 8,20 mètres de diamètre.À côté du VLT se trouvent également quatre télescopes auxiliaires mobiles complémentaires de 1,8 mètre qui peuvent s’ajouter aux observations. Lorsque l’on fait de la synthèse d’ouverture, on obtient alors l’équivalent d’un interféromètre géant, le VLT Interferometer ou VLTI dont la taille correspondrait à la distance entre les miroirs les plus éloignés, soit jusqu'à 200 mètres dans le cas du VLTI avec les télescopes auxiliaires.Sur le haut plateau de Chajnantor, à 5.000 mètres d'altitude, opère maintenant Alma (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). Ce radiotélescope est composé d'un réseau de 66 antennes géantes de 12 et 7 mètres de diamètre observant dans les longueurs d'ondes millimétriques et submillimétriques.L'European Extremely Large TelescopeL’ESO est maintenant engagé dans un projet ambitieux, un télescope géant en construction au sommet du Cerro Armazones (3.064 mètres), une montagne proche du Cerro Paranal. Baptisé l'Extremely Large Telescope (ELT, ou aussi E-ELT pour European Extremely Large Telescope), il devrait voir sa première lumière en 2024.Son miroir primaire de 39 mètres de diamètre segmenté en 798 petits miroirs de 1,4 mètre en fera le plus grand télescope au monde à opérer dans les domaines de l'optique et de l'infrarouge.

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

Énergie

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

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Si des [popupdefinition id=101]bact&eacute;ries[/popupdefinition] peuvent vivre dans des eaux chaudes et sulfureuses, comme dans les [popupdefinition id=1499]geysers[/popupdefinition] du Parc Yellowstone, aux &Eacute;tats-Unis, pourquoi des bact&eacute;ries ne pourraient-elles pas vivre dans des environnements hostiles comme celui de la plan&egrave;te Mars ?&copy; DR

Les extrêmophiles, ces bactéries de l'extrême

La bactérie est un micro-organisme ubiquiste, unicellulaire et sans noyau (procaryote) dont le génome est constitué d'ADN. Celui-ci consiste en un seul chromosome, et on note éventuellement la présence de plasmides (petit morceau d'ADN circulaire). L'ensemble des bactéries forme le règne des eubactéries (Eubacteria).
Certaines bactéries peuvent être pathogènes. Chez l'Homme, les symptômes d'une infection bactérienne sont similaires à ceux observés lors d'une infection virale (éruption cutanée, toux, écoulement nasal, larmoiement, fatigue, nausées, fièvre et douleurs musculaires). Parfois, elles sont mortelles. Les infections bactériennes peuvent être traitées avec des antibiotiques.
Bactérie ou eubactérie ?
Le terme procaryote a longtemps été synonyme de bactérie. Cependant, dans les années 1990, des chercheurs ont découvert un nouveau type cellulaire procaryote différent des bactéries. Il s’agissait des archéobactéries (archées).
Depuis, les « vraies » bactéries, que l'on surnomme souvent bactéries, ont été renommées eubactéries pour faire la différence avec les archéobactéries. Ces dernières ressemblent visuellement aux eubactéries, mais comportent des caractères très différents. Elles seraient plus proches génétiquement des eucaryotes que des bactéries ! Les archées représentent d’ailleurs un règne à part entière à côté de celui des eucaryotes et des eubactéries.
Les bactéries, des êtres ubiquistes
Faisant preuve d'une extraordinaire diversité, les bactéries ont colonisé tous les milieux. Certaines peuvent même vivre dans des conditions extrêmes, devenant capables de croître à partir des molécules soufrées qui composent leur environnement, de méthane ou d'hydrogène.
Schéma de la cellule bactérienne typique. Cependant, certains des éléments présentés ici, comme le flagelle qui sert à la locomotion, n'équipent pas toutes les bactéries. © LadyofHats, Wikipédia, DP
Bactéries pathogènes
Certaines bactéries se sont avérées fatales pour l'humanité, causant des millions de morts. Voici une liste non exhaustive de quelques-unes des plus célèbres :
 Mycobacterium tuberculosis, aussi appelé bacille de Koch, l'agent qui cause la tuberculose ; Yersinia pestis, responsable de la peste ; Staphylococcus aureus, le staphylocoque doré, à l'origine de nombreuses intoxications alimentaires ; Vibrio cholerae, qui induit le choléra ; Neisseria meningitidis, principale cause de méningite bactérienne. 
Utilisation des bactéries par l'Homme
Mise à part leur utilité dans la fermentation de produits alimentaires, qui remonte à l'ère préhistorique, les Hommes se servent à leur profit des propriétés bactériennes.
Par leurs capacités à survivre dans les différents milieux et exploiter de très nombreuses ressources, on fait appel à leurs services pour dépolluer des zones dégradées.
Leurs propriétés pathogènes sont exploitées dans l'agriculture, pour protéger les plantes des agresseurs extérieurs. L'un des exemples célèbres est la bactérie Bacillus thuringiensis, capable de produire une protéine dite Bt, nocive pour certaines espèces d'insectes. L'industrie s'est d'ailleurs emparée de cette faculté et a développé du maïs OGM Bt pour protéger la céréale de la pyrale du maïs.
Elles-mêmes sont parfois génétiquement modifiées dans l'intérêt pharmaceutique. Ainsi, lorsqu'on leur injecte certains gènes, elles synthétisent des molécules d'intérêt thérapeutique, comme l'insuline pour les personnes diabétiques.
Les bactéries servent également la science. Les biologistes les étudient pour comprendre certains mécanismes métaboliques et génétiques. La bactérie Escherichia coli, unicellulaire vivant dans nos intestins, est un modèle de choix que les scientifiques savent exploiter.

Bactérie

Un geyser est une source chaude située dans des champs volcaniques, d'où de l'eau et de la vapeur d'eau jaillissent par intermittence à haute pression.
Le cycle éruptif d'un geyser 
D’une manière simplifiée, le mécanisme éruptif peut être décrit comme suit. L’eau éjectée a au préalable voyagé sous terre, où elle a été progressivement chauffée. Par convection, elle remonte alors vers la surface, jusqu’à atteindre des réservoirs d’eau souterrains connectés avec l’extérieur par de fins conduits.
Le liquide s’y accumule, puis commence à monter dans les conduits. Au bout d’un certain temps, l’eau contenue dans le réservoir va se vaporiser, pour diverses raisons thermodynamiques, et ainsi former une bulle de gaz qui remonte vers la surface en poussant le liquide qui lui fait obstacle, le propulsant finalement dans les airs.

Geyser

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Bien que [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] re&ccedil;oive beaucoup moins d'[popupdefinition id=15884]&eacute;nergie[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] que [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition], les [popupdefinition id=14560]vents[/popupdefinition] y sont cinq fois plus rapides. Ils atteignent des [popupdefinition id=324]vitesses[/popupdefinition] de plus de 1.000 kilom&egrave;tres par heure ! C'est l'une des d&eacute;couvertes inattendues qu'a permis la mission am&eacute;ricaine Voyager.&copy; Nasa/JPL

Les vents de Saturne

Le vent correspond au déplacement d’une masse d’air consécutif à des différences locales de température et de pression. D’une légère brise à une forte tempête, la vitesse et l’amplitude géographique des vents peuvent être très variables dans l’espace et dans le temps. Parfois destructeur, le vent participe à de nombreux processus sur Terre, comme l’oxygénation des océans et des rivières, ou l’érosion des sols et le déplacement de minéraux. L'Homme l’utilise aujourd’hui comme source d’énergie : l’éolien.
Principe de formation du vent
Deux paramètres principaux contribuent à la formation des vents à la surface de la Terre : la température et la pression. Par exemple, lorsqu’une masse d’air se réchauffe, elle s’élève en altitude au-dessus des couches plus froides, ce qui génère une diminution de la pression. Pour combler le vide, la masse d’air voisine va s’engouffrer dans l’espace laissé vacant : ce mouvement crée le vent.
Un exemple concret : celui de la brise de mer et la brise de terre. Le jour, la terre se réchauffe plus vite que la mer. L’air au-dessus de la terre s’élève et crée une dépression, compensée par l’air surplombant la mer, générant ainsi une brise qui circule de la mer vers le continent. À l’inverse, la nuit, l’eau conserve mieux sa chaleur et l’air de la terre se refroidit plus vite. Cette différence thermique génère un courant d’air de la terre vers la mer : une brise de terre.
La rotation de la Terre sur elle-même contribue également à la formation des vents, à leur localisation et à leur orientation, par la force de Coriolis. À cela, il faut également rajouter la topographie des continents qui peut favoriser les rencontres entre les masses d’air
La mesure du vent
La vitesse du vent se mesure à l’aide d’un anémomètre. Des échelles ont été établies afin d’estimer l’intensité des vents. L’échelle de Beaufort s’étale de 0 à 12. Elle repose sur la vitesse moyenne des vents sur une durée de 10 minutes, utilisée en association avec l’état de la mer qui en découle. Au niveau 0, le vent est nul, tandis qu’au niveau 12, les vents d’un ouragan soufflent à plus de 118 km/h, générant une mer déchaînée. L’échelle de Fujita se limite quant à elle à la classification des tornades, phénomène climatique générant les vents les plus violents à l’échelle de la Terre, mais sur une petite zone géographique.
L’éolien, l’énergie tirée du vent
Le vent fait également office d’énergie renouvelable et devient de plus en plus prisé afin de compenser les énergies fossiles, accusées de contribuer au réchauffement climatique, ou le nucléaire, du fait des potentiels dangers que cette source énergétique représente. En 2012 par exemple, en France, le vent a généré 14,9 térawattheures (TWh) d’électricité. En 2011, 459,9 TWh d’électricité ont été produits par l’énergie éolienne dans le monde.

Vent

Jupiter

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

Vitesse

Saturne

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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Pour donner une id&eacute;e des distances &agrave; l'&eacute;chelle du cosmos, consid&eacute;rons l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] la plus proche du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], [popupdefinition id=6440]Proxima du Centaure[/popupdefinition]. Elle est situ&eacute;e &agrave; 39.900 milliards de kilom&egrave;tres, soit 4,22 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]. Il faudrait donc 60 millions d'ann&eacute;es pour s'y rendre en [popupdefinition id=11105]voiture[/popupdefinition] &agrave; 100 km/heure !&copy; DR

Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche du Soleil

Une automobile est un véhicule terrestre disposant de roues et équipé d'un moteur embarqué qui le propulse. 
Inventée en 1886 par Carl Benz
La toute première automobile : à vapeur 
La première ébauche d'un véhicule mobile a lieu en 1796 lorsque le Français Joseph Cugnot plaça une machine à vapeur à l'arrière d'une charrette : le fardier. Plusieurs tentatives furent opérées dans les décennies suivantes, toutes se basant sur la machine à vapeur. Mais cette dernière empêchait tout véhicule de devenir réellement mobile, en raison de sa lourdeur, de sa faible vitesse et de son autonomie de quelques dizaines de minutes. Il fallut attendre le moteur à explosion en 1859 pour voir apparaître les premières automobiles.
Les évolutions de l'automobile moderne
L'ingénieur allemand Carl Benz est considéré comme l'inventeur de l'automobile moderne : il s'inspira du modèle de moteur mis au point par Nikolaus Otto pour créer son véhicule, équipé de trois roues et d'un moteur à explosion. Il dépose alors un brevet qui est validé le 29 janvier 1886. Carl Benz entreprend immédiatement la création d'une entreprise qui porte son nom et qui, en l'espace de 15 ans, devient leader mondial de ce secteur. À partir des années 1920, l'automobile se démocratise dans le monde entier, avec le développement des routes goudronnées et l'instauration du code de la route. Elle est composée d'un châssis roulant sur lequel est installé un groupe motopropulseur commandé par le conducteur à l'aide d'un volant et d'éventuelles pédales. Le moteur installé est un moteur à combustion interne ou un moteur électrique. L'essor des accessoires tels que l'ABS et l'airbag lui ont permis de devenir plus sûre et de réduire le nombre de morts sur les routes.

Automobile

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

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 

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Les sondes Voyager ont permis la d&eacute;couverte de plus de 160 [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] autour des [popupdefinition id=4547]plan&egrave;tes g&eacute;antes[/popupdefinition] - [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition], [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], [popupdefinition id=3697]Uranus[/popupdefinition] et [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition]. Parmi elles, [popupdefinition id=3715]Io[/popupdefinition] a une activit&eacute; volcanique plus grande que celle de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition].&copy; DR

Les lunes des planètes géantes du Système solaire

Découvert par Galilée en 1610, dès que celui-ci a braqué une lunette vers Jupiter, Io est un satellite brillant que l’on pourrait voir à l’œil nu si Jupiter, proche, ne nous éblouissait pas. Io est légèrement plus grande que la Lune avec un rayon moyen de 1.821,3 km (environ 5 % de plus que la Lune) et une masse de 8,931.9 × 1022 kg (environ 21 % supérieure à celle de la Lune). Io gravite autour de Jupiter à 350.000 km du sommet de son atmosphère en 42,5 heures et est en résonance orbitale avec deux autres satellites galiléens, Europe et Ganymède. Sa proximité avec Jupiter entraîne des effets de marée très importants à l’origine d’un volcanisme copieux. Comme les autres satellites internes de Jupiter, Io est en rotation synchrone. L'astre pointe donc toujours la même face vers Jupiter. Loki Patera est le plus grand cratère visible sur Io. Tout indique qu’il s’agit d’une caldeira remplie par un lac de lave. Celui-ci est monstrueux si on le compare, par exemple, à celui de l’Erta Ale, sur Terre. Son diamètre est d’environ 200 kilomètres, ce qui veut dire que sa superficie est supérieure à celle du lac Ontario, que se partagent les États-Unis et le Canada. Son centre est occupé par une sorte d’île qui rend les planétologues perplexes car sa structure ne semble pas du tout affectée par le lac de lave. © NasaComposée principalement de silicates et de fer, Io est plus proche par sa composition des planètes telluriques que des autres lunes des géantes gazeuses du Système solaire externe, composées, elles, en majeure partie d’un mélange de glaces et de silicates. Io semble être le seul autre astre du Système solaire où l’on trouve un volcanisme actif ressemblant à celui de la Terre. Quelques indices laissent penser qu’il en est de même sur Vénus, mais les preuves manquent encore.La découverte du volcanisme de IoMême si Io semblait le siège de phénomènes intrigants depuis le début des années 1970, la découverte de son volcanisme remonte à mars 1979 grâce à l’obstination de Linda Morabito, alors ingénieure de navigation dans l’équipe de la mission Voyager 1. Elle était occupée à traiter les images obtenues par la sonde lorsqu’elle a remarqué ce qui s’est plus tard révélé être un panache volcanique de 300 km de hauteur.Pendant longtemps, les volcans en éruption sur Io sont passés inaperçus car l’observation des détails sur sa surface était au-delà des capacités des télescopes terrestres en raison de sa petite taille apparente. Le satellite galiléen mesure en effet 3.600 km de diamètre, soit presque la même taille que notre lune, mais est situé beaucoup plus loin, à 4,2 fois la distance entre la Terre et le Soleil, soit 630.000.000 km. Cette photo a été prise le 4 mars 1979 par la sonde Voyager 1. Elle montre un panache volcanique s’élevant à plus de 100 km de hauteur en quelques minutes seulement. Sa luminosité a été augmentée par traitement de l’image avec un ordinateur pour le rendre plus facilement visible, mais la couleur du panache (blanc verdâtre) a été préservée. © Nasa, JPL, University of ArizonaTout le monde n’a pas été surpris par la découverte de volcans sur Io. Quelques jours avant, Stan Peale, Patrick Cassen et R.T Reynolds avaient publié dans Science un article où ils affirmaient qu’en raison des forces de marée résultant de l’influence de Jupiter, Ganymède et Europe, beaucoup de chaleur devait être produite à l’intérieur de Io. Cette chaleur provenant de la dissipation de l’énergie mise en jeu dans les déformations de la lune de Jupiter, elle devait engendrer un volcanisme important.D’autres preuves de l’activité de Io ont ensuite été fournies par les observations de la mission Galileo entre 1995 et 2003. En 1999, il y eut notamment les images impressionnantes montrant une éruption fissurale de 25 km de long avec des fontaines de laves s’élevant à quelques kilomètres de hauteur. Cet outburst s’est produit dans la patera Tvashtar, une sorte de caldeira volcanique à laquelle a été donné le nom du dieu hindou des forgerons.La sonde Galileo est restée en orbite dans le système jovien de 1995 à 2003. Elle a observé plus de 160 volcans actifs et un large éventail de styles d’éruption. L’une des plus spectaculaires, à gauche sur l’image, a été photographiée par Galileo en 1999 à proximité du pôle nord de Io. L’éruption a duré 15 mois. Le 26 février 2007, une nouvelle éruption au même endroit a été photographiée par la sonde New Horizons alors qu’elle croisait Jupiter, sur sa route vers Pluton. © NasaIo étudiée de la TerreIl ne faudrait pas croire pour autant que l’étude du volcanisme de Io n’a été possible qu’avec les missions spatiales Voyager, Galileo et même New Horizons. Elle est aussi conduite depuis le sol et cela a contribué à faire évoluer l’image que l’on s’en était faite. Parmi les astronomes que le satellite fascine, il y a le Français Franck Marchis. Il est actuellement l’un des principaux chercheurs en poste au Carl Sagan Center, l’une des divisions de recherche du mythique SETI Institute.Bien qu’il s’occupe plus particulièrement maintenant du Gemini Planet Imager (GPI) et des possibilités d’imagerie directe des exoplanètes, il a été le premier, en 1996, à observer les volcans de Io depuis le sol en utilisant l’instrument Adonis (Adaptive Optics Near Infrared System). Il s’agissait du premier système d’optique adaptative équipant le télescope de 3,6 m de l’ESO à La Silla, au Chili.

Neptune, huitième planète du Système solaire, gravite sur une orbite quasi circulaire à environ 4,5 milliards de kilomètres du Soleil qu'elle met 165 ans à parcourir. Son plan équatorial est incliné de près de 30° par rapport au plan de son orbite. Bien que trois fois plus petit que Jupiter, Neptune est une planète géante qui est composée à 99 % d'hydrogène et d'hélium. Avec un diamètre de 49.520 kilomètres, Neptune est à peine plus petit qu'Uranus. Cependant, sa masse est légèrement supérieure, de l'ordre de 17,2 fois celle de la Terre (contre 14,5 fois pour Uranus), ce qui lui confère la masse volumique moyenne la plus élevée des planètes géantes (1,76 g/cm3). Comme Neptune est notablement moins massif que Jupiter ou Saturne, donc moins "comprimé" par la gravité, il contient une plus grande proportion d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. 
La découverte de Neptune eut un très grand retentissement au XIXe siècle. Elle fait date dans l'histoire des sciences car elle marque le triomphe de la mécanique céleste : le calcul permettait de découvrir un objet situé à plus de 4 milliards de kilomètres de la Terre ! Dès la fin du XVIIIe siècle, les astronomes eurent de la peine à accorder les observations d'Uranus avec ses positions calculées. Alexis Bouvard, astronome à l'Observatoire de Paris, fut un des premiers à remarquer les "irrégularités" du mouvement d'Uranus. Grâce en particulier à François Arago, l'idée qu'un corps inconnu perturbait son orbite se fit alors jour, et, indépendamment, l'Anglais John Couch Adams en 1843 et Urbain Jean Joseph Le Verrier en 1846 calculèrent la position et la masse de ce corps avec une précision suffisante pour permettre sa découverte dans la constellation du Verseau.
La prédiction d'Adams fut peu exploitée : l'université de Cambridge ne possédait pas de cartes à jour de la constellation du Verseau, et les collègues d'Adams n'aidèrent pas beaucoup ce nouveau chercheur, qu'ils considéraient comme trop jeune pour pouvoir faire une telle prédiction. En revanche, le 23 septembre 1846, le jour même de la réception d'une lettre de Le Verrier, Johann Gottfried Galle découvrait la nouvelle planète à l'observatoire de Berlin, à moins de 1 degré de la position prédite. Par un curieux hasard de l'histoire, deux cent trente-trois ans auparavant, Neptune était angulairement proche de Jupiter pendant l'hiver de 1612 à 1613, et Galilée, observant Jupiter le 28 décembre 1612 et le 22 janvier 1613, avait fait figurer Neptune sur ses croquis, pensant qu'il s'agissait d'une étoile. 
Objet de huitième magnitude, donc invisible à l'œil nu, Neptune se présente au télescope comme un disque bleu-vert d'un diamètre apparent de l'ordre de 2 secondes d'angle ; on discerne très difficilement quelques marques dans son atmosphère.
Les satellites
Avant le survol de Neptune par la sonde Voyager-2, seuls deux satellites, Triton et Néréide, étaient connus. Ils sont dits irréguliers car leurs orbites sont insolites : Triton a un mouvement rétrograde sur une orbite très inclinée par rapport au plan équatorial de Neptune, et Néréide gravite sur une orbite fortement excentrique. En 1989, les images prises par Voyager-2 ont révélé six nouveaux satellites qui forment un système régulier tournant dans le sens direct sur des orbites circulaires et peu inclinées. 
Triton a été découvert le 10 octobre 1846 par William Lassel, dix-sept jours seulement après la découverte de la planète elle-même.
La surface de Triton, vue par Voyager 2 le 25 août 1989.
Les anneaux
Comme les autres planètes géantes, Neptune possède des anneaux, mais ceux-ci sont très particuliers : ils présentent en effet des arcs de matière. La découverte de ces arcs depuis la Terre grâce à l'observation d'occultations d'étoiles en 1984 et 1985 a conduit à modifier le programme de Voyager-2 afin de mieux étudier l'environnement de Neptune. La sonde a ainsi révélé que la planète était entourée d'un système complet d'anneaux ténus sertis d'arcs brillants. 
Les astronomes se sont longtemps demandé pourquoi Saturne semblait être la seule planète entourée d'anneaux. La mise en évidence, en une décennie, d'anneaux autour de Jupiter, d'Uranus et de Neptune a montré que ce phénomène était naturel autour des planètes géantes. Cependant, ces quatre systèmes d'anneaux sont bien différents les uns des autres : qu'il s'agisse d'anneaux, de satellites ou de planètes, le système solaire présente une stupéfiante diversité d'aspects !
Les anneaux de Neptune. La planète est ici occultée afin d'éviter le halo lumineux.
L'atmosphère
L'envoi par Voyager-2 d'ondes radio à travers l'atmosphère a permis de sonder cette dernière et de compléter les observations effectuées dans le visible, l'ultraviolet et l'infrarouge. 
Comme Uranus, Neptune possède une atmosphère réductrice, riche en hydrogène (contrairement à la Terre, qui possède une atmosphère oxydante, riche en oxygène) ; elle contient environ 25 % d'hélium et au moins 1 % de méthane. La couleur bleue de cette planète est en grande partie due à l'absorption de la lumière rouge par le méthane. Dans la haute atmosphère, à une pression de l'ordre de quelques hectopascals, les molécules de méthane (CH4), dissociées par le rayonnement solaire, se recombinent pour former des hydrocarbures tels que l'éthane (C2H4) et l'acétylène (C2H2), qui ont été détectés par Voyager-2. Plus bas, à un niveau de l'ordre de 1.300 hectopascals, le méthane se condense en cristaux de glace. Encore plus bas, à 3.000 hectopascals, la présence d'une couche opaque de sulfure d'hydrogène (H2S) est suspectée. Il n'est pas impossible que de l'ammoniac (NH3) soit aussi présent à ce niveau. Les détecteurs infrarouges de Voyager-2 ont mesuré une température moyenne de - 214°C (59 K). Les régions équatoriales et polaires ont approximativement la même température ; les zones intermédiaires sont plus froides de quelques degrés. Là où l'éclairement du Soleil est maximal actuellement, c'est-à-dire à ces latitudes intermédiaires, le gaz monte et se refroidit, comme sur Uranus. Vers l'équateur et les pôles, il redescend, est compressé et réchauffé. Quand on fait le bilan de l'énergie renvoyée par Neptune dans l'espace, on constate que la planète émet 2,7 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. L'origine de ce surplus d'énergie n'est pas encore élucidée. 
Huit jours avant le survol de Neptune, Voyager-2 a détecté à intervalles réguliers des "bouffées" d'ondes radio, premières manifestations du champ magnétique de la planète. Comme celui-ci est engendré par des courants électriques se déplaçant à grande profondeur, les scientifiques en ont déduit une période de rotation interne égale à l'intervalle entre deux bouffées (16 h 7 min). Neptune est légèrement aplati du fait de sa rotation. Mesuré à un niveau de pression de 1.000 hectopascals (la pression au niveau de la mer sur Terre), le rayon polaire est légèrement inférieur au rayon équatorial : 24.340 et 24.764 kilomètres, respectivement.
Gros plan sur Neptune par Voyager 2 le 25 août 1989.
Magnétosphère
Neptune possède une magnétosphère dont l'axe du dipôle magnétique est incliné à 47° par rapport à l'axe de rotation. Il est aussi asymétrique : la source du champ magnétique n'est pas localisée dans le noyau, mais à mi-chemin entre le centre et l'extérieur de la planète. Quand Voyager-2 a survolé Neptune, le pôle magnétique pointait à moins de 20° de la direction du Soleil, et la sonde a pénétré dans la magnétosphère de Neptune par le cornet polaire, là où les particules du vent solaire peuvent s'enfoncer profondément avant d'être repoussées. C'était la première fois, à l'exception de la Terre, qu'une telle région polaire magnétique était explorée par une sonde spatiale. Ces observations sont très importantes pour mieux connaître les magnétosphères des planètes. Celle de Neptune est la moins intense du système solaire : le long de l'équateur magnétique, là où les particules chargées sont le plus concentrées, Voyager-2 n'a trouvé que 1,4 proton ou particule plus lourde par centimètre cube, soit trois fois moins qu'autour d'Uranus et trois mille fois moins qu'autour de Jupiter. 
L'instrument ultraviolet a détecté une aurore (beaucoup plus faible que celles qui ont été observées autour des autres planètes géantes) et une légère luminescence diffuse du côté nuit de Neptune.
Caractéristiques de Neptune

Neptune

Inconnue des Anciens, pour lesquels Saturne marquait la limite du système solaire, Uranus n’a été découvert que le 13 mars 1781 par le musicien et astronome William Herschel qui, observant par hasard dans son jardin la constellation des Gémeaux à l’aide d’un télescope de 16 cm d’ouverture, remarqua un objet qui n’était pas ponctuel comme une étoile. Il crut d’abord avoir découvert une nouvelle comète mais le calcul de son orbite révéla vite que cet objet était en fait une planète gravitant sur une orbite circulaire à 2,9 milliards de kilomètres du Soleil en moyenne. Uranus est 19 fois plus loin de notre étoile que la Terre et deux fois plus loin que Saturne. Même si William Herschel souhaitait que la planète porte le nom de Georgium Sidus, il lui sera finalement attribué le nom du dieu du ciel dans la mythologie grecque : Ouranos, sur les recommandations de Johann Bode.
Approximativement de magnitude 6, Uranus est à la limite de la détection à l’œil nu. Un observateur expérimenté peut néanmoins l’apercevoir par une nuit claire ; elle apparaît alors comme une étoile très faible. Uranus avait été porté plusieurs fois sur des cartes du ciel entre 1690 et 1780, ce qui a été très utile par la suite pour déterminer les paramètres de son orbite. Uranus est vu depuis la Terre sous un angle de 4 secondes. Son disque est donc visible dans un télescope mais apparaît comme une petite tache bleu verdâtre sur laquelle on ne discerne aucun détail. Depuis 1994, cependant le télescope spatial Hubble en obtient des images toujours plus détaillées, sur lesquelles on distingue diverses caractéristiques de son atmosphère.
Avec un diamètre de 51.118 km, Uranus est quatre fois plus grand que la Terre. Sa masse est 14,5 fois supérieure à celle de notre planète. Comme les autres planètes géantes gazeuses, la septième planète du Système solaire est composée à 99 % d’hydrogène et d’hélium. Géante glacée, Uranus possède 13 anneaux et un système de 27 satellites. Sa période de rotation est de 17 heures et 14 minutes. Mais contrairement aux autres planètes, l’axe de rotation d’Uranus se trouve pratiquement dans son plan orbital ; le plan équatorial d’Uranus ainsi que le plan orbital de ses satellites connus sont quasi perpendiculaires au plan de son orbite autour du Soleil. La période de révolution d’Uranus est de 84 ans.
Image infrarouge prise depuis le télescope Keck II équipé d'optique adaptative, et reproduite en fausses couleurs où le bleu, le vert et le rouge représentent 1,26, 1,62 et 2,1 microns de longueur d'onde. Crédit : L. Sromovsky, Univ. Wisconsin, Keck obs.
Découverte d’Uranus par les sondes spatiales
Le 24 janvier 1986, Voyager 2 survolait Uranus. Ce qui, depuis deux cent cinq ans, n’était qu’un petit point de lumière bleuâtre s’est révélé en quelques heures un monde particulièrement riche avec un environnement d’anneaux surprenants et de satellites beaucoup plus actifs que prévu, en particulier l’étonnante Miranda.
L’essentiel des caractéristiques connues du système d’Uranus provient de cette brève rencontre ; il faut cependant faire remarquer la parfaite complémentarité des mesures effectuées depuis la Terre et par Voyager 2. Par exemple, l’étude des anneaux depuis notre planète par l’observation d’occultations stellaires a permis d’obtenir sur leur structure des résultats que n’a pu fournir la sonde. Inversement, les petites particules détectées par la sonde au sein des anneaux sont invisibles depuis la Terre.
Uranus : quelle sera la prochaine mission, 30 ans après Voyager 2 ?
Sept mille images du système uranien, dont deux mille au moment du passage au plus près, des milliers de spectres dans l’infrarouge et dans l’ultraviolet, des millions de mesures radio et magnétiques ont été alors transmis à la Terre.
Uranus photographié par Hubble dans le proche infrarouge le 28 juillet 1997. Des nuages dans l’atmosphère ont été observés et 8 des 27 lunes d’Uranus sont visibles dans le plan de ses anneaux. © Nasa, JPL, STScI
L’atmosphère d’Uranus
Les images ont révélé la présence de nuages, de bandes parallèles à l’équateur et de couches de brume. En particulier, le pôle qui fait actuellement face au Soleil est couvert d’une calotte de brume. Le mouvement des nuages a permis de mesurer la période de rotation de l’atmosphère d’Uranus. L’atmosphère d’Uranus tourne en sens inverse des aiguilles d’une montre et plus rapidement que l’intérieur de la planète ; les vents viennent tous de l’ouest. La haute atmosphère d’Uranus tourne de manière différentielle. Contrairement à ce qui se passe sur Saturne, la rotation est plus rapide vers les pôles que vers l’équateur : la période est de 17 heures vers 25 degrés de latitude et de 16 heures vers 40 degrés de latitude.
À partir des spectres dans l’infrarouge et de l’expérience d’occultation radio par l’atmosphère, on a pu estimer l’abondance de l’hélium à environ 15 %, ce qui correspond à la quantité d’hélium présente dans le Soleil. Il semblerait donc que l’atmosphère, ayant la même composition que le Soleil et que la nébuleuse primitive, soit primordiale et non le fruit d’une évolution ultérieure de la planète.
Hubble observe pour la première fois des aurores sur Uranus
Uranus a une structure interne très différente de celles de Jupiter et de Saturne. En son centre, la température serait de l’ordre de 7000 kelvins, et la pression vaudrait environ vingt millions de fois la pression atmosphérique terrestre. En partant du centre, on trouve probablement successivement un noyau "rocheux" d’un rayon d’environ 7.500 kilomètres, chaud, solide ou liquide, composé pour l’essentiel de silicates et de fer, puis un manteau de plus de 10.000 kilomètres d’épaisseur composé de glaces d’eau, de méthane, d’ammoniac, et enfin une épaisse enveloppe gazeuse d’hydrogène et d’hélium qui forme l’atmosphère observée depuis notre planète. Cette enveloppe est environ quatre fois plus massive que la Terre.
Détail des anneaux d’Uranus en fausse couleur. Photo prise par Voyager 2 le 21 janvier 1986, à 4,1 millions de km de distance. © Nasa, JPL-Caltech
Champ magnétique et magnétosphère d’Uranus
Avant la rencontre avec Voyager 2, on ignorait tout sur le champ magnétique d’Uranus : le rayonnement radio de Jupiter est aisément détecté depuis la Terre ; celui de Saturne avait été observé par les sondes Voyager, à une distance considérable, plus d’un an avant les rencontres ; mais, dans le cas d’Uranus, le voile n’a été levé qu’au dernier moment, quelques heures avant le passage de la sonde au plus près. Une des grandes surprises de la mission Voyager 2 est venue de la découverte que l’axe du champ magnétique n’était pas plus ou moins aligné avec l’axe de rotation de la planète, mais au contraire fortement incliné, d’environ 60 degrés, par rapport à celui-ci. Le champ magnétique est intrinsèquement cinquante fois plus fort que celui de la Terre ; ce qui, compte tenu de la plus grande taille d’Uranus, correspond à une intensité un peu plus faible en "surface". Ce champ magnétique est probablement engendré par effet dynamo au sein de l’épais manteau liquide qui contient de nombreux atomes ionisés. L’existence de ce fort champ magnétique et l’interaction avec le vent solaire entraînent l’existence de zones analogues aux ceintures de Van Allen au voisinage de la Terre.
Avis de tempête sur Uranus
L’atmosphère d’Uranus est à une température d’environ 50 kelvins et l’étude spectroscopique a permis d’y découvrir la présence de méthane et d’hydrogène moléculaire. La sonde Voyager a détecté une atmosphère étendue d’hydrogène moléculaire et une couronne encore plus étendue d’hydrogène atomique.

Uranus

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 planètes géantes ont un diamètre de plus de 48000 km (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune par exemple).

Planète géante

Une lune
Une lune avec un « L » minuscule est le satellite d'une planète. Par exemple Phobos et Deimos sont les deux lunes de la planète Mars.
La Lune
La Lune avec un « L » majuscule est l'unique satellite naturel de la Terre ; elle résulte sans doute d'une collision il y a 4,4 milliards d'années entre notre planète naissante et un petit corps céleste appelé Théia. Les Hommes, qui l'observent depuis longtemps, ont remarqué qu'elle présentait des phases successives qui revenaient tous les 29,53 jours, un cycle appelé lunaison. En étudiant sa surface à l'œil nu puis avec des instruments ils ont découvert qu'elle comportait des zones sombres, les mers, et des zones claires. Les mers sont de grandes plaines de lave solidifiée. Ce magma très fluide est remonté des profondeurs après un intense bombardement de la Lune par des astéroïdes il y a un peu moins de 4 milliards d'années. Les épanchements successifs de lave ont cessé il y a environ 1 milliard d'années. Seules les régions les plus élevées ont échappé à ce remplissage. Ce sont les zones claires où l'on découvre au télescope de très nombreux cratères d'impacts et quelques chaînes de montagnes. Ce scénario a été corroboré par l'analyse des échantillons de roches lunaires rapportées par les différentes missions Apollo entre 1969 et 1972.
On pensait la Lune géologiquement morte et dénuée d'intérêt mais différents orbiteurs ont détecté ces dernières années des réserves d'eau au niveau des pôles lunaires. Cette eau a très certainement été amenée par des comètes et a pu se conserver dans le fond obscur et glacé des cratères.

Lune

4225_les-lunes-des-planetes-geantes-du-systeme-solaire

C'est seulement au d&eacute;but du XXe si&egrave;cle que nous avons d&eacute;couvert la v&eacute;ritable dimension de l'[popupdefinition id=15239]univers[/popupdefinition]. [popupbiographie id=205]Einstein[/popupbiographie], au moment de ses grandes d&eacute;couvertes, ne la connaissait pas.&copy; Hubble Space Telescope

Qu'est-ce que l'univers ?

4227_qu-est-ce-que-l-univers--

Les sondes Voyager ont battu tous les records de distance ! Elles se trouvent maintenant &agrave; plus de 17 milliards de kilom&egrave;tres de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], aux confins de la zone d'influence du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition].&copy; Nasa/Goddard Space Flight Center Conceptual Image Lab

L'héliopause, aux confins de la zone d'influence du Soleil

Le "Goddard Space Flight Center" (GSFC) est un des nombreux centres de recherches de la NASA. Il est situé dans le Maryland (Etats-Unis).
Site internet du GSFC.

Goddard Space Flight Center

4231_l-heliopause--aux-confins-de-la-zone-d-influence-du-soleil

Le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition] peut &eacute;tudier une tr&egrave;s petite portion du ciel - un septi&egrave;me&nbsp;du diam&egrave;tre de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] - pendant plusieurs jours. En &eacute;tudiant les [popupdefinition id=1048]strates[/popupdefinition] d'images capt&eacute;es par Hubble, il devient possible de voir dans le pass&eacute;. On esp&egrave;re ainsi d&eacute;couvrir les toutes premi&egrave;res g&eacute;n&eacute;rations de [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition].&copy; DR

L'âge de l'univers

En géologie, le terme de strate désigne une couche sédimentaire qui possèdent certaines caractéristiques propres la différenciant des couches situées au-dessus et en-dessous.La succession verticale des strates (on parle de colonne stratigraphique) permet ainsi d’observer l’évolution géologique d’un lieu au cours du temps. La notion de strate est importante puisqu’elle permet de découper une unité de roche en multiples intervalles de temps.Notion de faciès géologiqueUne strate se définit donc comme une couche relativement homogène qui possède certaines caractéristiques lithologiques et paléontologiques qui définissent ce que l’on appelle un faciès. Le faciès rassemble donc une multitude de caractéristiques qui vont permettre de décrire très précisément la strate en question. Ces caractéristiques peuvent être macroscopiques (observables à l’œil nu) ou microscopiques. Parmi les caractéristiques observées citons notamment : la composition pétrographique et minéralogique, l’environnement ou les conditions de dépôt des sédiments, la finesse des grains, la présence et la nature des déformations tectoniques, la présence de fossiles, la présence de figures de courants, de bioturbations, etc.La description du faciès d’une strate va permettre plusieurs choses :le suivi latéral d’une strate, que ce soit à l’échelle de l’affleurement ou à l’échelle régionale ;l’établissement des conditions de dépôts des sédiments (profondeur d’eau, milieu à forte ou faible énergie…) et donc l’étude paléoenvironnementale d’un lieu ;En plus du faciès, l’épaisseur et la forme des strates ainsi que la nature des interfaces entre les strates vont donner d’importantes informations qui vont permettre de mieux caractériser l’environnement de dépôt et son évolution, comme par exemple le taux de sédimentation, la présence d’une surface érosive relative à une émersion, le sens d’un paléo-courant…Le passage d’une strate à une autre est donc associée à une modification du faciès, qui est souvent en lien avec une évolution, brutale ou graduelle, du milieu de dépôt.Cette succession de strates à Madagascar montre une évolution de la couleur qui renseigne sur le changement des conditions de dépôt des sédiments au cours du temps © Anne97432, Wikimedia Commons, cc by-sa 2.5 Principes stratigraphiquesS’il est possible de dater de manière absolue certaines roches sédimentaires, la définition de strates sur un affleurement de terrain va surtout permettre une datation relative de divers événements. Cette démarche repose sur l’observation des relations géométriques des strates entre elles mais avant tout sur certains principes.Tout d’abord le principe de continuité, qui stipule qu’une strate a le même âge sur toute son étendue. Le principe (fondamental) de superposition affirme quant à lui qu’en l’absence de bouleversement d’ordre tectonique, une strate est plus récente que celle qu’elle recouvre et plus ancienne que celle qui la recouvre. Ainsi, en l’absence d’événement ultérieur, les strates s’organisent verticalement du plus vieux au plus jeune, de bas en haut.Schéma illustrant les différents principes stratigraphiques : la strate A est la plus vieille alors que D est la plus jeune, les strates se déposent horizontalement mais peuvent être affectées par divers événements. Ici une intrusion magmatique (B) qui s'avère être plus jeune que les couches brunes mais plus ancienne que les couches grises. La faille F recoupe l'ensemble de la succession, c'est donc l'événement le plus récent. L'intrusion magmatique E est plus jeune que le dépôt de D mais plus ancien que la faille F. Notons l'existence d'une surface d'érosion (C) qui est survenue avant le dépôt des couches grises mais après l'intrusion B © Actualist, Wikimedia Commons, cc by-sa 3.0 Le principe d’horizontalité repose sur le fait que les strates se déposent toujours de manière horizontale. Une strate oblique signifie donc qu’il y a eu déformation après le dépôt. Dans le même ordre d’idée, le principe de recoupement affirme que tout élément qui recoupe une strate (par exemple, une faille) est nécessairement plus jeune que la strate en elle-même. À l’inverse, tout élément inclusif (galet par exemple), est nécessairement plus ancien que la formation de la strate. C’est le principe d’inclusion.Formation d’une strateUne strate correspond donc au dépôt de matériel sédimentaire (qui peut être de nature extrêmement diverse) durant un intervalle de temps durant lequel les conditions du milieu de dépôt vont être relativement stables. Toute modification de ces conditions donnera lieu à un interface délimitant deux strates différentes.Cette stratificationde bancs calcaires qui alternent avec des couches plus fines de sédiments certaines argileux indique une alternance régulière des conditions de dépôts (certainement des variations de la profondeur d'eau) © MeanStreets, Wikimedia Commons, domaine publicLe dépôt de sédiments peut se faire de nombreuses manières. Ce type de dépôt pourra ensuite être déduit des observations du faciès. Les sédiments peuvent ainsi se déposer en « pluie » plus ou moins continue, dans un milieu calme et sans énergie. Typiquement, il s’agit de dépôts d’argiles ou de fines particules à grande profondeur. Les sédiments peuvent être déposés par processus gravitaires, par exemple lors d’avalanches sous-marines (turbidites). Ils peuvent être déposés dans des lits de rivières qui représentent des milieux à haute énergie, qui vont produire par exemple des figures de courants.Ces sédiments sont dans un premier temps meubles et gorgés d’eau. L’accumulation de nouveaux sédiments au-dessus va progressivement enfouir la strate qui va, sous l’effet de l’augmentation de la pression, subir le processus de diagenèse. Les sédiments meubles vont ainsi se lithifier pour former une roche dure, que l’on appelle roche sédimentaire.Autre terminologieL’épaisseur d’une strate peut être très variable, de quelques millimètres à plusieurs dizaines voire centaines de mètres. Cette épaisseur va dépendre de l’intervalle de temps du dépôt, mais également des taux de sédimentation, qui peuvent être très variables. Une strate épaisse n’est donc pas nécessairement synonyme de longue durée de dépôt, elle peut simplement être associée à une accumulation rapide de sédiments.Pour les couches très fines, on parlera plutôt de « lit ». À l’inverse, pour une strate très épaisse et composée de roche dure, on utilisera souvent le terme de « banc ». D’autres termes peuvent également être rencontrés, comme « niveau » et « horizon ».

Strate

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Voici trois [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] observ&eacute;es par la sonde [popupdefinition id=3633]CoRoT[/popupdefinition] qui d&eacute;montrent que les &eacute;toiles vibrent comme le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. Cette approche sismologique constitue un nouvel outil pour analyser la structure interne des &eacute;toiles, autrement inaccessible.&copy; DR

Trois étoiles observées par la sonde CoRoT

L'observatoire spatial CoRoT (COnvection, ROtation & Transits planétaires), initiée par le CNES et conduit en partenariat avec le CNRS, l'ESA, l'Autriche, la Belgique, l'Allemagne, l'Espagne et le Brésil, embarque à son bord un télescope afocal de 27 cm de pupille et une caméra à large champ munie de quatre détecteurs CCD ultrasensibles. Sa mission: étudier la structure interne des étoiles pour en déduire leur masse, leur âge et leur composition, et rechercher des planètes extra-solaires autour d'étoiles proches.
Déroulement 
CoRoT a été lancé le mercredi 27 décembre 2006 à 14h23 TU par une fusée Soyouz 2.1b depuis le cosmodrome de Baïkonour, et placé sur une orbite polaire circulaire de 896 km inclinée à 90°, situation privilégiée qui lui permettra de scruter en continu un quelconque point du ciel durant 150 jours sans la moindre interruption, et surtout sans que celui-ci soit occulté par la masse de notre planète. 
Questions scientifiques 
Il est prévu que le télescope de Corot observe successivement cinq parties différentes du ciel et qu'il récolte ainsi une grande quantité de mesures sur la structure de milliers d'étoiles. Toutes ces données seront très précieuses puisqu'elles permettront d'accéder directement aux éléments chimiques constitutifs de l'Univers (qui se forment dans les étoiles). 
L'objectif poursuivi par CoRoT est aussi d'effectuer des mesures photométriques d'une extrême précision et de longue durée d'étoiles susceptibles d'entraîner une ou plusieurs planètes. Celles-ci pourront être détectées par mesure de la valeur photométrique enregistrée, mettant en évidence la faible variation lumineuse provoquée par le passage du disque planétaire devant son soleil.
Si Corot découvre d'autres planètes, beaucoup de perspectives sur des corps célestes habitables s'ouvriraient. On peut imaginer que de tels corps, semblables à la Terre, puissent exister dans d'autres systèmes. En observant ces autres systèmes, les scientifiques espèrent donc améliorer leur connaissance sur la formation de notre Système Solaire.
L'enjeu de cette mission est donc fondamental et double : détecter d'éventuelles formes de vie et avancer dans la quête de nos origines.

Corot

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La trajectoire elliptique des [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] autour du centre de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] r&eacute;v&egrave;le la pr&eacute;sence d'un [popupdefinition id=62]trou noir[/popupdefinition]. Une vingtaine d'ann&eacute;es d'observation avec des outils tr&egrave;s pr&eacute;cis ont permis d'arriver &agrave; cette conclusion. Il s'agit d'un petit trou noir qui ne fait que 4 millions de fois la [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]

La trajectoire elliptique des étoiles de la Voie lactée

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Être vivant

Formation d'une étoile

Jean-pierre luminet

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Né en 1951, Jean-Pierre Luminet est directeur de recherches au CNRS, astrophysicien à l'observatoire de Marseille et à l'observatoire de Paris-Meudon, spécialiste de réputation mondiale pour ses travaux sur la cosmologie et la gravitation relativiste.Ses résultats scientifiques les plus importants concernent les trous noirs et la cosmologie, notamment ses fameux modèles "d'univers chiffonnés" dans lesquels la forme complexe de l'espace engendre des images fantômes.La communauté astronomique a rendu hommage à son œuvre scientifique en donnant le nom de « Luminet » à la petite planète n°5523, découverte en 1991 au mont Palomar.Membre de plusieurs académies et sociétés savantes, il est lauréat de nombreux prix, dont le prix international Georges Lemaître 1999 pour son travail de recherche, et le Prix Européen de la Communication Scientifique 2007.Il est également Officier des Arts et des Lettres. A ses activités de scientifique réputé il ajoute en effet celles d’un auteur tour à tour poète, essayiste, romancier et scénariste, dans une œuvre protéiforme où science, histoire, musique et art sont liés. Il a publié une quinzaine d’essais, sept romans d'histoire des sciences et neuf recueils de poèmes, traduits en une douzaine de langues, ainsi que des CD, des DVD et des documentaires pour la télévision.Passionné par les relations entre science et art, il a maintes fois collaboré avec divers artistes pour la conception d’œuvres inspirées par les découvertes scientifiques, et a lui-même présenté ses œuvres graphiques dans plusieurs expositions internationales.- Son dernier livre 2017 : L'Univers selon Edgar Poe - Présenté par Jean-Pierre LuminetCliquez pour acheter le livre - Dialogues sous les étoilesJean-Pierre Luminet et Hubert Reeves nous invitent à les rencontrer, à faire en leur compagnie un magnifique périple d’exploration, à lever le voile sur les découvertes les plus récentes et les plus passionnantes de l’astronomie et de la cosmologie, pour mieux comprendre l’origine et le destin même de l’Univers.Par une nuit d’été, deux grands astrophysiciens observent le ciel, nous racontent leurs quêtes et leurs émerveillements, les dernières découvertes extraordinaires qui bouleversent notre compréhension de l’Univers.Cliquez pour acheter le livreSavez-vous qu’autour des huit planètes de notre système solaire orbitent 173 lunes confirmées, et que des dizaines d’autres restent à découvrir ? Que les étoiles naissent, vivent et meurent ? Qu’un bon nombre d’entre elles vivent en couple ? Que le Soleil chante ? Qu’un trou noir domine le centre de notre Voie lactée ? Qu’en moins de vingt ans, près de 2 000 planètes ont été découvertes autour d’étoiles lointaines ? Que la moitié de l’eau présente sur Terre est plus âgée que le Soleil et provient de l’espace interstellaire ? Comment pouvons-nous affirmer de telles choses ? Parce que des chercheurs du monde entier se sont acharnés à le découvrir et à le prouver. Qui sont donc ces visionnaires, qui, à l’échelle planétaire, contribuent à l’essor fulgurant de l’astronomie, de l’astrophysique, de la cosmologie, de la planétologie, de l’astrobiologie ?Les années que nous vivons comptent parmi les plus fabuleuses de l’histoire scientifique, elles couronnent des décennies d’efforts pour mettre en évidence les trous noirs, l’énergie sombre, les neutrinos, les ondes gravitationnelles, le boson de Higgs, les exoplanètes, un système solaire bien plus étrange que prévu, et peut-être bientôt la découverte d’une vie extraterrestre… ? Les mystères de l’Univers ne cessent de nous surprendre.Six chercheurs de renommée internationale mêlent leurs voix à ces dialogues enchanteurs. Ils nous emportent aux confins du visible et de l’invisible, pour nous faire découvrir l’extraordinaire beauté du cosmos.- Astéroïdes : La Terre en dangerCliquez pour découvrir et acheter le livreQue sont les astéroïdes ? Quelles conséquences en cas de collision ? Existe-t-il des armes pour affronter le pire ? Jean-Pierre Luminet fait le point complet sur les connaissances actuelles en s'appuyant sur une rigueur scientifique exemplaire pour mettre à la portée de tous une des questions les plus passionnantes de la science contemporaine.Il est établi que la chute d'un corps de 10 kilomètres de diamètre déclencherait un cataclysme comparable à celui qui, selon toute vraisemblance, a provoqué l'extinction des dinosaures il y a 65 millions d'années.Le monde entier retint donc son souffle quand, en décembre 2004, l'astéroïde Apophis, un géocroiseur pesant quelque 27 millions de tonnes, fut découvert : les calculs établissaient qu'il devrait croiser notre route le vendredi 13 avril 2029 avec une probabilité de collision affolante : 1 risque sur 37 ! L'énergie alors dégagée, équivalente à 58.000 bombes comme celle qui frappa Hiroshima, suffirait pour détruire un pays de la taille de la France. Les données recueillies peu après contredirent heureusement cette perspective mais révélèrent qu'Apophis reviendrait frôler la Terre le dimanche de Pâques 2036.On estime que la Terre est bombardée quotidiennement par 1.000 tonnes de matière céleste, du grain de poussière à la pierre de 100 kg, et que plus de 3 millions de géocroiseurs, dont près de 90 % restent indétectés à ce jour, sillonnent le Système solaire. Inéluctablement, tôt ou tard, un astéroïde du type d'Apophis menacera notre planète.- De l'infini.... Mystères et limites de l'UniversCliquez pour acheter le livre : De l'infini...- La discorde céleste, Kepler et le trésor de Tycho BrahéCliquez pour acheter le livre : La discorde céleste Tycho Brahé, Johann Kepler... tout les opposait : l'âge, la naissance, la fortune, le caractère et jusqu'à leur apparence physique. Le premier, un lion, est né au Danemark ; de ses ancêtres Vikings, il a gardé le cheveu flamboyant, la gloutonnerie d'un ogre, la violence barbare, prête à éclater à la moindre occasion. L'autre, un renard, est né 25 ans plus tard, en 1571, dans une misérable auberge en Forêt-Noire ; son visage est grêlé par la vérole, mangeant peu, buvant moins encore et ne riant jamais.L'un avec sa fortune va bâtir le plus grand observatoire de tous les temps sur l'île de Venusia et devient le despote du royaume d'Uranie - il accumule comme un maniaque des milliers d'observations célestes. L'autre, frémissant d'une sorte de fièvre qui avait pour nom « révolte », rusant avec les puissants, courant les universités et les palais, révèle des capacités prodigieuses de penseur et de calculateur... jusqu'à la rencontre entre les deux hommes : un choc violent, passionnel, presque cruel. De ce duel sortit pourtant un grand vainqueur : la vérité sur l'Univers.- L'œil de GaliléeLe 21 août 1609, à Venise, Galilée monte les escaliers du campanile de la place Saint-Marc : derrière lui les princes de la ville, de l'église et de la famille Médicis. La première démonstration officielle de sa lunette astronomique va fasciner toute l'Europe. Bientôt il fait appel aux meilleurs verriers de Murano pour ciseler des lentilles et perfectionner l'invention. Les astronomes du monde entier vont découvrir, tantôt émerveillés tantôt consternés, le spectacle des satellites de Jupiter, la surface de la Lune et les profondeurs du cosmos, qui mettent à bas l'enseignement d'Aristote au profit du système de Copernic.Cliquez pour acheter le livre : L'œil de GaliléePendant ce temps, à Prague, le mathématicien impérial de Rodolphe II, Johann Kepler, n'a pas attendu la lunette pour révolutionner l'astronomie. Il a déjà découvert les lois mathématiques des mouvements planétaires et les principes de base de l'optique. Lui seul comprend le fonctionnement de la lunette astronomique et peut attester de la réalité des observations de son confrère italien. L'œil de Galilée, c'est lui, Kepler.Dans son nouveau roman, Jean-Pierre Luminet conte comment ces deux géants de la science se sont progressivement apprivoisés sans jamais se rencontrer : Kepler, aux prodigieuses capacités mathématiques mais fasciné par les mondes occultes ; Galilée et son génie rationnel de la mécanique, prudent sous le regard menaçant du Saint-Office.Après Le secret de Copernic et La discorde céleste, Jean-Pierre Luminet continue à nous faire découvrir l'histoire de ces bâtisseurs du ciel, qui ont définitivement changé notre façon de voir l'univers.- Bonnes Nouvelles des étoilesCliquez pour acheter le livre : Bonnes nouvelles des étoilesParler de l'univers, c'est parler de nous-mêmes.-- Savoir qui nous sommes : un composé d'atomes fabriqués dans le Big Bang et dans les étoiles.-- Savoir d'où nous venons : de météores qui ont emporté les molécules du vivant à travers les espaces intersidéraux.-- Savoir si nous sommes seuls : la chasse est désormais ouverte aux exoTerres qui pourraient loger nos cousins.-- Savoir où nous allons : planètes, étoiles et galaxies sont-elles condamnées à l'engloutissement dans des trous noirs ? L'univers se dilatera-t-il indéfiniment ?Jean-Pierre Luminet et Élisa Brune donnent les réponses qu'apportent les observations toujours plus précises de nos télescopes satellitaires. Dans un style flamboyant, ils nous expliquent comment nos modèles théoriques permettent de les comprendre et d'anticiper de sidérantes révolutions.- La Perruque de NewtonCliquez pour acheter le livre : La perruque de NewtonQue se cache-t-il sous la haute et lourde perruque d'Isaac Newton, professeur de mathématiques au Collège de la Trinité à Cambridge et membre éminent de la célèbre Royal Society of London ? Un cerveau d'exception, bien sûr, qui, dans la lignée des Copernic, Kepler, Galilée et Descartes, ces autres bâtisseurs du ciel, a dévoilé les lois de la gravitation universelle, la réfraction de la lumière et le calcul infinitésimal, et a publié le plus grand livre scientifique de l'Histoire. Mais aussi un crâne dégarni, tant par les vapeurs de soufre et de mercure de ses expériences alchimiques que par les nuits d'insomnie passées à relire les Écritures, pour restaurer la religion naturelle et calculer la date de l'Apocalypse. Le fondateur de la science moderne et rationnelle a, en effet, passé plus de temps à mener des expériences alchimiques, à étudier la théologie et la chronologie des religions anciennes qu'à pratiquer les sciences naturelles.La Perruque de Newton dresse le portrait stupéfiant d'un homme extraordinairement complexe qui, après une enfance solitaire et sacrifiée, est devenu ombrageux, colérique, vindicatif (de grands savants comme Hooke et Leibniz, qui ont osé contester la paternité de certaines de ses découvertes, l'ont appris à leurs dépens), paranoïaque, profondément obsessif - et notamment obsédé par Dieu. Cette figure de la raison, acclamée par les Lumières, s'est avérée également alchimiste acharné, féru de recherches ésotériques, directeur impitoyable de la Monnaie qui fera pendre les faux-monnayeurs, président tyrannique de la Royal Society, enterré comme un roi après une longue vie de 85 ans où il n'aura jamais connu de femme. La face cachée d'un exceptionnel génie scientifique.- Les Bâtisseurs du Ciel (l'intégrale)Copernic, Kepler, Tycho Brahé, Galilée, Newton... Rassemblés en un volume, les quatre grands romans de Jean-Pierre Luminet consacrés à ceux qui ont totalement changé notre vision de l’univers : Copernic, Kepler, Tycho Brahé, Galilée, Newton.Cliquez pour acheter le livre : Les Bâtisseurs du Ciel- Le Destin de l'UniversCliquez pour acheter le livre : Le destin de l'Univers (Folio/Essais, 2 volumes en coffret)Ce livre représente en quelque sorte la somme de tout mon travail en astrophysique relativiste.Tome IÀ la recherche du destin de l'univers, Jean-Pierre Luminet retrace les grandes étapes de l'évolution cosmique et esquisse des scénarios possibles : combustion programmée de la planète Terre, extinction du Soleil, explosion des étoiles, coagulation des masses en trous noirs, désagrégation des galaxies, refroidissement de l'univers tout entier du seul fait de la mystérieuse énergie sombre...Chemin faisant, il nous dévoile l'étonnant bestiaire de l'astrophysique qui regorge de créatures étranges, placées sous l'empire d'une gravité omnipotente : blafardes naines blanches, étoiles à neutrons hyperdenses, supernovae apocalyptiques, hypernovae et sursauts gamma...Tome IILe voyage que Jean-Pierre Luminet nous invite à faire au cœur de l'invisible dévoile les propriétés extravagantes des plus mystérieuses créatures du bestiaire de l'astrophysique : les trous noirs.D'une compacité extrême, parfaitement invisibles s'ils sont nus, ces puits extraordinaires de l'espace-temps deviennent les astres les plus brillants dès lors qu'ils dévorent du gaz, voire des étoiles entières.Ces maelströms emportant dans leur ronde matière, espace et temps, ces machines à produire de l'énergie, ces ordinateurs suprêmes peuvent aussi être la porte ouvrant sur d'autres univers.- 100 questions sur l'UniversPourquoi la nuit est-elle noire ? Que se passera-t-il quand le Soleil va mourir ? Pourquoi dit-on que nous sommes des poussières d’étoiles ? Pourquoi les planètes sont-elles rondes ? Un trou noir risque-t-il un jour de nous aspirer ?Devant l’Univers, nous sommes tous des enfants. C’est donc au plus grand vulgarisateur de notre temps en matière d’astrophysique, Jean-Pierre Luminet, que nous avons demandé de retrouver cette naïveté face au Grand Tout. Système solaire, étoiles, Big Bang, vie dans l’Univers… Il a réussi à mettre de l’ordre dans les espaces inter galactiques et, après exploration, en a rapporté cent réponses lumineuses. Tout en abordant les points clés, il nous introduit aux notions qui passionnent sa profession. Suivez le guide…

Jean-Pierre Luminet

Terme inventé dans les années 1950 (au cours d'un programme de la BBC) par l'astrophysicien anglais Fred Hoyle pour désigner avec ironie le concept "d'explosion originelle" introduit dans le modèle cosmologique initialement développé dans les années 1920 par l'astrophysicien belge Georges Lemaître et le physicien russe Alexander Friedmann.
 L’Univers, ce concept ultime qui semble comprendre tout ce qui existe et existera, est régi par des lois complexes, dont beaucoup nous échappent. Michel Casse, astrophysicien à l’institut d’Astrophysique de Paris, nous explique ce que l'on sait de son fonctionnement avec des perspectives sur des dimensions et même d'autres Univers qui nous sont invisibles. © Futura-Sciences
Dans le modèle de Friedmann et Lemaître, l'Univers ne semble pas avoir éternellement existé dans le passé et il existe une singularité initiale, qui est souvent décrite maladroitement comme une sorte d'explosion, ce qui inspira Hoyle. Mais la prédiction physique importante de cette première version du modèle est l'existence d'une phase d'expansion de l'Univers, idée qui fut soutenue dès 1929 par les observations de l'américain Edwin Hubble. Dans les années 1940, la description physique précise de cette phase d'expansion débuta réellement, sous l'impulsion de l'américain d'origine russe George Gamow. Celui-ci prédit théoriquement l'existence d'une phase primordiale durant laquelle l'Univers était un objet extrêmement dense, chaud et opaque (prédictions soutenues dès 1965 par l'observation accidentelle du rayonnement cosmologique de fond par les américains Arno Penzias et Robert Wilson). C'est pour décrire de manière provocante ce modèle cosmologique concurrent du sien (le modèle dit "de l'Univers stationnaire") que le terme de Big-Bang fut introduit par Hoyle. 
Alors qu'il ne portait initialement que sur "l'instant 0", le terme Big-Bang est désormais souvent utilisé pour décrire le modèle cosmologique standard actuel dans son intégralité. Ainsi, l'expression "modèle standard du Big-Bang" fait référence à un modèle cosmologique en perpétuelle évolution, mais reposant sur le modèle de Friedmann-Lemaître-Gamow (auquel on ajoute parfois les noms des américains Howard Robertson et Arthur Walker) et incorporant divers autres éléments, telle une phase dite "d'inflation".

Big-Bang

L’astrophysicien Hubert Reeves est bien connu en France du fait de son succès remarquable en tant que vulgarisateur scientifique, notamment avec deux célèbres ouvrages qui ont établi sa réputation au cours des années 1980, à savoir Patience dans l’azur, en 1981, et Poussières d’étoiles, en 1984.
C’est aussi un habitué des plateaux de télévision : on a pu le voir en compagnie d’André Brahic. Hubert Reeves est par ailleurs, avec Jean-Pierre Luminet, un des principaux intervenants du projet multimédia Du Big Bang au Vivant.
C’est également un scientifique accompli, spécialiste de la nucléosynthèse stellaire et primordiale, à qui l’on doit des travaux importants sur l’origine des éléments légers. En analysant le contenu en hélium 3 du vent solaire à partir d’une expérience réalisée grâce à la mission Apollo, Hubert Reeves et le physicien suisse Johannes Geiss ont d’ailleurs, pour la première fois, donné une bonne estimation de l’abondance cosmologique du deutérium produit pendant le Big Bang. Cela a permis de conclure que la densité de matière était trop faible pour atteindre la densité critique associée à un univers clos.
Portrait documentaire d'Hubert Reeves, humaniste et écologiste engagé. Son combat : laisser aux générations futures une planète habitable. Les heures sont comptées, croit-il. Hubert Reeves nous rappelle ici les découvertes scientifiques qui font de nous les « enfants du cosmos » et, à ce titre, nous rendent responsables de la survie d'une terre promise, laquelle menace de devenir notre enfer… Hubert Reeves : conteur d'étoiles a été réalisé par Iolande Cadrin-Rossignol en 2002. © ONF
Hubert Reeves, l'astrophysicien
Hubert Reeves est né à Montréal le 13 juillet 1932. Certains préféreront donc dire qu’il est d’origine québécoise plutôt que canadienne. Ayant étudié la physique aux universités de Montréal (Licence) en 1953 puis à l'université McGill (Master) en 1955, notamment avec l’auteur d’un célèbre traité d’électromagnétisme, J. D. Jackson, il a ensuite décroché un doctorat en astrophysique nucléaire à l’université Cornell, aux États-Unis. Son directeur de thèse n’était autre que le fameux Edwin Salpeter. Il aura également l’occasion de collaborer là-bas avec le prix Nobel de physique Hans Bethe. Il rencontrera par la suite bien d’autres luminaires de la physique et de l’astrophysique théorique comme Richard Feynman, le grand Yakov Zel’dovich ainsi que Freeman Dyson, dont il se sent proche de par sa personnalité.
C’est ensuite en Europe que sa carrière va se poursuivre : tout d’abord à l’université Libre de Bruxelles, en 1964 (celle-là même où Brout et Englert développèrent, la même année, le fameux mécanisme de Brout-Englert-Higgs), puis en France, où il devint directeur de recherche au CNRS en 1965.
L'engagement écologique d'Hubert Reeves
Les préoccupations d'Hubert Reeves vont cependant bien au-delà du domaine scientifique puisqu’elles touchent à l’art, avec la musique, mais aussi à l’écologie. Il est ainsi membre de l’Institut québécois de la biodiversité (IQBIO) et président d’honneur (depuis mars 2015) de l’association Humanité et biodiversité (qui était la Ligue ROC pour la préservation de la faune sauvage avant 2012, et dont il était auparavant président depuis 2001). En 2003, il publiera d’ailleurs Mal de Terre, un ouvrage faisant un bilan inquiétant de l'état de l'environnement terrestre.
Il s’est vu attribuer plusieurs doctorats honoris causa ainsi que de nombreux prix. Citons notamment :
le prix de la Fondation de France (1982) ;le prix de la Société française de physique (1985) ;le prix Blaise Pascal, de la ville de Clermont-Ferrand (1988) ;le Grand prix de la francophonie, décerné par l’Académie française (1989).
Il a eu quatre enfants d’un premier mariage : Gilles, Nicolas, Benoît et Evelyne. Sa seconde épouse est Camille Scoffier-Reeves.
Pour plus d'informations le concernant, rendez-vous sur son site.

Internet est un réseau informatique mondial qui permet à ses utilisateurs, appelés internautes de communiquer entre eux à l’échelle de la planète à un prix dérisoire puisqu’il suffit d’un simple accès. Quelque 53 % de la population mondiale utilise les réseaux sociaux et 59,5 millions des Français sont connectés à Internet. Il s’agit d’une révolution technologique comparable à l’imprimerie inventée par Gutenberg. Internet est un réseau informatique mondial qui rassemble au moins 4,2 milliards d'internautes, soit 55 % de la population mondiale.Une révolution des moyens de communication 
Le world wide web (abrégé en Web), il s’agit d’un système hypertexte qui permet de consulter des textes, des images et des vidéos accessibles sur des sites. Il existe des systèmes moins visibles comme le darknet qui est anonyme.
Le courrier électronique (ou e-mail), en dehors des pourriels, 293 milliards de mails ont circulé dans le monde en 2019 dont 1,4 milliard en France.
La téléconférence et le télétravail qui se sont nettement développés sous l’effet de la pandémie de Covid-19.
Le podcasting ou audio à la demande.
Le partage de fichiers en pair à pair (peer-to-peer, en anglais).
Le streaming ou diffusion en continu. 
Internet permet l'envoi de courriers électroniques, la navigation sur des sites et l'échange de fichiers, de vidéos... sur ordinateur, tablette et sur mobile. © William Iven, PixabayUn bouleversement de l’économie mondiale et une question politiqueAllié à l’intelligence numérique et à la mondialisation, Internet a transformé l’économie mondiale.
Essor de l'e-commerce (ou commerce en ligne).
Création de nouveaux métiers : rédacteur web, community manager, chef de projet digital.
Développement du e-learning qui métamorphose l’enseignement et la transmission de connaissances.
Spécialisation accrue de certains métiers (traducteur).
Internet sert d’outils de mobilisation et de promotion des idées à tout le spectre politique, de l’extrême gauche à l’extrême droite. Des pétitions sont régulièrement diffusées par le biais de change.org. Certains États comme la Chine s’efforcent de censurer Internet.Comment a été créé Internet ? Internet est né de la guerre froide. C’est une invention américaine.Né en 1969, Arpanet signifie Advanced Research Projects Agency Network. Il s’agit du premier réseau à transfert de paquets de données. Il est réalisé par la Darpa, Defense Advanced Research Projects Agency, agence du Département de la Défense des États-Unis. Trois ans plus tard, en 1972, Raymond Tomlinson met au point le premier courrier électronique.C’est au tout début des années 1990 qu’apparaît le Web afin de promouvoir les échanges entre les chercheurs. Au cours de la décennie apparaissent Amazon, Yahoo, eBay, Netscape, Google, AOL. En 2004 est créé Facebook. Le monde entre dans l’ère des GAFA (Google, Apple, Facebook, Amazon).En septembre 2014, on compte plus d’un milliard de sites en ligne et près de trois milliards d'internautes. Aujourd’hui, sur une population mondiale de 7,83 milliards d’habitants on compte :
5,22 milliards de mobinautes (66,6 % de la population mondiale) ;
4,66 milliards le nombre de personnes connectées ;
4,20 milliards de personnes qui utilisent les médias sociaux.
Comment fonctionne Internet ? Internet fonctionne en réseaux en relation avec des fournisseurs d'accès. Les moyens de communication sont variés mais des inégalités subsistent.Les moyens de communication électronique sont multiples : ils peuvent être filaires comme la fibre optique, le réseau téléphonique, l’ADSL, ou sans fil à l’exemple du WiMax, du satellite, de la 1G, 2G, 3G, 3G+, 4G, 4G+ voire la 5G. Un ordinateur personnel, une tablette numérique ou un smartphone permettent d’y avoir accès.La fracture numérique : les populations les plus pauvres de la planète, voire des pays riches souffrent parfois d’illettrisme électronique ou d’illectronisme. En France, l’État a lancé un plan de développement du très haut débit à l’échelle du territoire. 