L'arche de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] photographi&eacute;e dans le [popupdefinition id=16017]d&eacute;sert[/popupdefinition] de l'Atacama, au Chili. &copy; P. Hor&aacute;lek, [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]

Les dernières actualités de Futura

Les derniers dossiers de Futura

Les dernières définitions de Futura

Les dernières questions - réponses de Futura

Les dernières photos de Futura

Les derniers métiers de Futura

Les derniers livres de Futura

Les dernières vidéos de Futura

L'arche de la Voie lactée

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.

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

Désert

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

11651_l-arche-de-la-voie-lactee

Une vue impressionnante de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], en haute [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition], comme si nous la regardions de l'ext&eacute;rieur. Ce panorama &agrave; 360 degr&eacute;s de notre [popupdefinition id=36]Galaxie[/popupdefinition] se compose de centaines de [popupdefinition id=11095]photographies[/popupdefinition] prises sous les plus beaux cieux du monde. &copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition], S. Brunier

Un magnifique panorama de la Voie lactée

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

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

Résolution

11643_un-magnifique-panorama-de-la-voie-lactee

Le centre de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] sond&eacute; dans l'[popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] avec le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] Vista de l'[popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]. La v&eacute;ritable image finale se compose de milliers de photos individuelles. Elle s'&eacute;tend sur 108.200 par 81.500 [popupdefinition id=591]pixels[/popupdefinition] et compte 9 milliards de pixels. &copy; ESO, VVV Survey, D. Minniti

Des milliards d'étoiles au centre de la Voie lactée

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

Windows Vista

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

Infrarouge

Le pixel est une unité de mesure. Appelé px, il signifie picture element. Il permet de mesurer la qualité d’une image numérique matricielle sur ordinateur ou télévision par exemple. Le pixel a généralement une forme rectangulaire ou carrée. Il contient des informations concernant les nuances de couleurs, leur nombre, mais aussi la transparence ou la texture. Plus une image contient de pixels et de couleurs, plus sa résolution sera haute et sa qualité élevée.Lorsqu’on agrandit une image, on voit alors apparaître tous les pixels dont elle est composée. Le pixel occupe une place lors de son affichage, ainsi les pixels des écrans noir et blanc occupent une place d’un octet seulement. À l’inverse, aujourd’hui, les plus hautes définitions peuvent posséder des pixels allant jusqu’à 32 bits. Les écrans 16,8 millions de couleurs comportent des pixels de 24 bits, mais parfois, ils prennent davantage de place pour coder et afficher la transparence notamment. Plus le pixel comportera d’espace mémoire, plus l’image possédera de couleurs et sera nette.À quoi sert le Pixel ?Le pixel définit la résolution ainsi que la définition d’une image. Il permet l’affichage correct d’une image numérique sur écran. Sous forme codée avec une succession de 0 et de 1, il va apporter les informations nécessaires pour afficher l’image dans une certaine dimension. De plus, il va aussi apporter des informations sur sa qualité ainsi que sur les nuances de couleurs et de textures à afficher.La résolution d’une image correspond au nombre de pixels que l’image contient en termes de longueur. Elle peut s’écrire dpi, ppp ou encore en points par centimètres. La définition, quant à elle, représente le nombre de pixels présents dans l’image en hauteur et en largeur. On retrouve l’utilisation des pixels sur les écrans d’ordinateurs ou de télévisions, sur les tablettes, mais aussi dans les appareils mobiles ou encore dans les appareils photos numériques. Son utilisation est donc très importante pour le milieu high-tech et les nouvelles technologies. Comment pixeliser une image ?Il existe plusieurs raisons pour lesquelles on peut souhaiter pixeliser une image. Vous pourriez notamment vouloir préserver l’anonymat d’une personne en pixelisant sa photo ou encore, vouloir créer un effet artistique par cette technique. Pour ce faire, différents moyens s’offrent à vous. Vous pouvez utiliser un outil en ligne comme « I love Img » ou « Pixlr », il vous faudra alors télécharger l’image que vous voulez pixeliser.Vous pouvez également faire appel à un logiciel de traitement d’image comme Gimp ou Photoshop. Si vous utilisez ce dernier, vous pourrez donner du style à vos photos, en décidant de pixeliser une partie de votre photo par exemple. Pour ce faire, vous devrez ouvrir la photo dans le logiciel Photoshop et déverrouiller le calque d'arrière-plan. Vous pourrez utiliser différentes techniques pour arriver à créer un effet esthétique qui vous plaise.Des photos à 200 mégapixels, c’est possible chez HasselbladPour pixeliser votre sujet, vous pouvez cliquer sur Sélectionner un sujet et le logiciel va alors pixeliser avec une grande précision l'endroit souhaité. Si vous souhaitez y apporter des précisions, vous pouvez appliquer un masque. Si vous n'avez pas installé Photoshop, vous pouvez quand même pixeliser votre image grâce à Microsoft Paint. Pour cela, rendez-vous dans Microsoft Paint, puis ouvrez l’image à redéfinir. Ensuite, vous pouvez sélectionner tout ou partie de l’image. Dans l’onglet Images, cliquez sur Redimensionner, selon votre version de Microsoft, vous pouvez avoir Resize/Skew au lieu de Redimensionner, mais cela correspond à la même action.Le bouton de redimensionner correspond à un carré en pointillé. Une fois dans la boîte de dialogue, vous pouvez décider de redimensionner en pourcentage ou en pixels, c’est à vous de voir ce qui est le mieux. Choisissez les valeurs horizontales et verticales, puis cliquez sur Ok. Vous pouvez également cocher la case conserver les proportions pour garder un effet réaliste. 

Pixel

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

Télescope

11645_des-milliards-d-etoiles-au-centre-de-la-voie-lactee

Le centre de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] vu par les [popupdefinition id=971]t&eacute;lescopes[/popupdefinition] spatiaux [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] (visible), [popupdefinition id=2450]Spitzer[/popupdefinition] ([popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition]) et [popupdefinition id=4208]Chandra[/popupdefinition] (rayonnement x). Le [popupdefinition id=12722]trou noir supermassif[/popupdefinition] de notre [popupdefinition id=36]Galaxie[/popupdefinition], Sagittarius A* (environ 4 millions de [popupdefinition id=15213]masses[/popupdefinition] solaires) se cache dans la r&eacute;gion la plus claire dans la partie droite de l'image. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], CXC, UMass, D. Wang et al, [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition], STScI, D.Wang et al., JPL-Caltech, SSC, S.Stolovy

Au cœur de la Voie lactée

L'ESA (European Space Agency) est l'Agence spatiale européenne. Equivalent de la NASA en Europe. 
L'Agence spatiale européenne représente pour l'Europe une porte d'accès à l'espace. Sa mission consiste à façonner les activités de développement des capacités spatiales européennes et à faire en sorte que les citoyens européens continuent à bénéficier des investissements réalisés dans le domaine spatial. 
L'ESA compte 18 États membres. En coordonnant les ressources financières et intellectuelles de ses membres, elle peut entreprendre des programmes et des activités qui vont largement au-delà de ce que pourrait réaliser chacun de ces pays à titre individuel. 
Que fait l'ESA ?
L'ESA a pour mission d'élaborer le programme spatial européen et de le mener à bien. Les projets de l'Agence sont conçus pour en apprendre davantage sur la Terre, sur son environnement spatial immédiat, sur le système solaire et sur l'Univers ainsi que pour mettre au point des technologies et services satellitaires et pour promouvoir les industries européennes. L'ESA travaille également en étroite collaboration avec des organisations spatiales hors d'Europe de manière à ce que les bienfaits de l'espace profitent à l'humanité entière. 
Qui fait partie de l'ESA ?
Les 18 États membres de l'ESA sont l'Autriche, la Belgique, la République tchèque, le Danemark, la Finlande, la France, l'Allemagne, la Grèce, l'Irlande, l'Italie, le Luxembourg, les Pays-Bas, la Norvège, le Portugal, l'Espagne, la Suède, la Suisse et le Royaume-Uni. La Roumanie deviendra membre de l'ESA en 2011. De plus, la Hongrie, la Pologne, l’Slovénie et l’Estonie sont des États européens coopérant avec l’ESA. Le Canada participe à certains projets de l'ESA au titre d’un accord de coopération. 
Comme il ressort de cette liste, tous les pays membres de l'Union européenne ne sont pas membres de l'ESA et inversement tous les États membres de l'ESA ne sont pas membres de l'UE. L'ESA est une organisation entièrement indépendante bien qu'elle entretienne des relations étroites avec l'UE en vertu d'un accord-cadre conclu entre les deux organisations. L'ESA et l'UE partagent une même stratégie européenne pour l'espace et élaborent ensemble une politique spatiale européenne. 
En 2011, son budget s'est élevé à 4 milliards d'euros. Bien moins que sa consœur la NASA. 
Tout savoir sur l'ESA >

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

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

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

Trou noir supermassif

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

Spitzer

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

Chandra

Le "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

11649_au-coeur-de-la-voie-lactee

La [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] observ&eacute;e dans le rayonnement gamma par le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] Fermi. &copy; Nasa

La Voie lactée dans le rayonnement gamma

79_la-voie-lactee-dans-le-rayonnement-gamma

La [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] d&eacute;peinte dans l'[popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] via le relev&eacute; 2MASS (Two [popupdefinition id=5146]Micron[/popupdefinition] All-Sky Survey). &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], 2MASS

La Voie lactée dans l'infrarouge

Un micromètre, de symbole µm, vaut 10-6 m soit 0, 000 001 mètre. L'utilisation du mot micron a été retirée du Système Internationale en 1968.

Micron

80_la-voie-lactee-dans-l-infrarouge

La [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] vue dans les micro-ondes. &copy; [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition], Planck

La Voie lactée dans les micro-ondes

Planck est un satellite européen (ESA) lancé par une fusée Ariane 5 le 14 mai 2009 depuis le port spatial de Kourou. Son objectif était de faire progresser la cosmologie et l’astrophysique. Constitué de deux instruments HFI (High Frequency Instrument) et LFI (Low Frequency Instrument), il a effectué sur toute la voûte céleste depuis le point de Lagrange L2 des observations du rayonnement fossile associé à la naissance de l’univers observable selon la théorie du Big Bang.
Sa mission s’est déroulée de 2009 à 2012 pour HFI (jusqu’à l’épuisement des réserves d’hélium 3 nécessaire pour le refroidir, non loin du zéro absolu) et de 2009 à 2013 pour LFI. Elle a poussé plusieurs crans plus loin la cartographie et la caractérisation du fameux fond diffus cosmologique (Cosmic Microwave Background ou CMB), la lumière laissée par la naissance des premiers atomes, environ 380.000 ans après la fin du Big Bang survenu il y a 13,7 milliards d’années. Elle a donc succédé à la mission WMap de la Nasa, laquelle poussait beaucoup plus loin l’étude globale du CMB débutée auparavant avec Cobe (Cosmic Background Explorer).
Ce rayonnement fossile était initialement celui d’un plasma chaud – 3.000 K – mais l’expansion de l’Univers observable l’a depuis fait refroidir à une température de 2,7 kelvins environ. Au lieu de se trouver en partie dans la bande visible, il est maintenant dans un domaine intermédiaire entre l’infrarouge lointain et le rayonnement micro-onde.
 Une vidéo de présentation de la mission Planck. © Consortium HFI-Planck & IAP-CNRS-UPMC 201
La mission Planck, une clé des énigmes de la cosmologie
La théorie du Big Bang prévoyait que ce rayonnement devait être celui d’un corps noir quasi parfait (l’équation décrivant ce corps noir a été découverte vers 1900 par le physicien allemand Max Planck en introduisant pour la première fois la constante portant son nom et c’est en son hommage que le satellite de l’ESA a reçu le même nom) avec de légères fluctuations de températures et dans les caractéristiques de sa polarisation (De Cobe à Planck en passant par Wmap, c’est bien ce qui a été observé même si cela pose des questions profondes auxquelles on tente de répondre avec la théorie de l’inflation et ses nombreuses variantes basées sur une nouvelle physique). 
En les mesurant on obtient non seulement une image de l’état du cosmos observable alors que les étoiles, les galaxies et les noyaux lourds comme ceux du carbone, de l’oxygène et du fer n’existent pas encore mais aussi, en analysant le signal enregistré, une sorte de carte d’identité de l’univers ainsi que des données précieuses concernant les galaxies (y compris la Voie lactée) et les amas de galaxies qui vont plus tard affecter ce rayonnement au cours de son voyage à travers le cosmos.
Parmi les questions auxquelles Planck pouvait apporter des éléments de réponses, on peut citer :
Quels sont l’âge et la forme de l’Univers ?
Quel sera le futur de l’Univers, expansion infinie, implosion ou autre ?
Quand l’Univers est-il devenu transparent ?
Quand les premières étoiles et les premières galaxies se sont-elles formées ?
Quelles sont les formes de matières et d’énergie qui emplissent l’Univers ?
Quels mécanismes ont initié la formation des galaxies ?
Les cosmologistes cherchaient en particulier à mettre en évidence des modes de polarisations du rayonnement fossile de type modes B reliés à la production d’ondes gravitationnelles par une phase d’inflation entrainant une expansion incroyablement rapide mais transitoire de l’espace dans l’univers très primitif. La détection de ces modes B aurait été une preuve convaincante de l’occurrence de cette phase décrite par une des nombreuses variantes de la théorie de l’inflation.
Planck n’a pas pu apporter cette preuve mais sa mission nous a légué une carte à certains égards indépassable du rayonnement fossile ainsi qu’une solide confirmation du modèle cosmologique standard, des renseignements sur la géométrie, la topologie de l’espace ainsi que son contenu en matière et énergie noires.
Futura a consacré de nombreux articles aux découvertes de Planck dont notamment :
Big Bang et univers : Planck confirme le modèle cosmologique standard
 Inflation de l’univers : Planck et Bicep2 n’ont pas vu les ondes du Big Bang

Satellite Planck

81_la-voie-lactee-dans-les-micro-ondes

La [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] vue dans l'[popupdefinition id=1003]ultraviolet[/popupdefinition]. &copy; Nasa

La Voie lactée dans l'ultraviolet

On qualifie de rayonnement ultraviolet (UV), un rayonnement électromagnétique de même nature que la lumière visible. Toutefois ses longueurs d’onde, comprises entre 20 nm et 400 nm, sont trop courtes pour être perceptibles par l’œil humain. L’énergie que ce rayonnement transporte, en revanche, est d’autant plus importante que la longueur d’onde est faible. Elle peut provoquer des dommages au corps humain.Des ultraviolets peuvent être produits par des sources artificielles comme des lasers ou des lampes à bronzage. Cependant ils nous arrivent essentiellement du Soleil. C’est 5 % du rayonnement que nous recevons au niveau de la mer — car la quantité de rayonnement UV reçu augmente avec l’altitude — qui est ainsi composé d’UV, majoritairement d’UVA (98 %), mais aussi de quelques UVB (2 %).À 1.500 mètres d’altitude, le rayonnement UV est environ de 20 % plus intense qu’au niveau de la mer. © danfador, Pixabay, CC0 Creative CommonsRayons ultraviolets et santéLe rayonnement ultraviolet se divise en trois grandes catégories :Les UVA se situent aux longueurs d’onde comprises entre 320 et 400 nm. Ce sont les moins énergétiques, mais aussi les plus pénétrants. On les qualifie d’« agents du bronzage », car ils sont à l’origine d’une pigmentation immédiate de la peau. Ils contribuent aussi au vieillissement de la peau et du cristallin et peuvent entraîner des modifications génétiques à l’origine de cancers cutanés ;Les UVB, dont la longueur d’onde oscille entre 290 et 320 nm, sont un peu plus énergétiques et partiellement arrêtés par la couche d’ozone et totalement par le verre et les nuages. En cas de surexposition, ils peuvent provoquer des réactions inflammatoires, des coups de soleil voire des brûlures. Ils altèrent également le patrimoine génétique des cellules ;Les UVC, qui se trouvent entre 100 et 290 nm, sont très énergétiques et extrêmement dangereux pour la santé. Heureusement, ils sont totalement arrêtés par la couche d’ozone.Mais le rayonnement UV a aussi des effets positifs sur notre santé. S’exposer quelques minutes par jour aux UVB du Soleil permet de synthétiser de la vitamine D qui facilite l’absorption du calcium et du phosphore par l’organisme. Et les UVB aident aussi à traiter des maladies telles que le psoriasis ou l’eczéma. Les UVC peuvent être utilisés par les hôpitaux par exemple comme agents stérilisants. Ils sont en effet germicides. Les UVA, quant à eux, aideraient à limiter le développement de la myopie.L’indice UV permet d’évaluer le risque encouru et s’accompagne de conseils pour le limiter. Sous un indice 1, par exemple, le risque est faible, mais le port de lunettes est recommandé si la journée est ensoleillée. Avec un indice 6, le risque est élevé. Il est conseillé de porter lunettes et chapeau, de rester à l’ombre et d’utiliser un écran solaire haute protection. Lorsque l’indice dépasse le 11, le risque est extrême. La peau peut brûler en quelques minutes seulement.

Ultraviolet

82_la-voie-lactee-dans-l-ultraviolet

Notre [popupdefinition id=36]Galaxie[/popupdefinition], la&nbsp;[popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] vue dans plusieurs [popupdefinition id=4575]longueurs d'onde[/popupdefinition]. &copy; Nasa

La Voie lactée dans toutes les longueurs d'onde

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

Longueur d'onde

84_la-voie-lactee-dans-toutes-les-longueurs-d-onde

Image de l'[popupdefinition id=35]amas ouvert[/popupdefinition] M35 prise au [popupdefinition id=6368]CFHT[/popupdefinition] (Hawaii), avec la cam&eacute;ra grand champ megaprime.

M35 : un amas de jeunes étoiles dans la Voie lactée

Les amas ouverts (ou galactiques) sont des groupements physiquement homogènes de 100 à 10.000 étoiles de même âge liées entre elles temporairement par la gravitation. Ils ne doivent pas être confondus avec les amas globulaires. Le diamètre des amas varie entre de 1,5 à 15 pc, avec une moyenne de 4 à 5 pc. Ils prennent naissance dans les grands nuages de gaz et de poussière du disque de la galaxie. On les trouve le long de la bande de poussière de la Voie lactée dans le ciel (1.100 environ).
La plupart des amas ouverts ont une courte vie en tant qu'essaim d'étoiles, car leurs membres finissent par s'échapper. C'est ainsi qu'un amas ouvert moyen perd la plupart de ses membres en quelques centaines de millions d'années. Très peu d'amas ont un âge supérieur à un milliard d'années.

Amas ouvert

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

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

Observatoire Canada-France-Hawaï

286_m35-:-un-amas-de-jeunes-etoiles-dans-la-voie-lactee

&laquo; Bulle &raquo;&nbsp;de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] ionis&eacute;s et de chaudes poussi&egrave;res, au sud de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition], &agrave; 17.000 ann&eacute;es [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Spitzer

La bulle RCW 79

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.

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

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

964_la-bulle-rcw-79

Le satellite Fermi a d&eacute;couvert deux lobes &eacute;mettant des [popupdefinition id=4148]rayons gamma[/popupdefinition] de part et d'autre du bulbe galactique. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Goddard Space Flight Center

Deux lobes pour notre Voie lactée

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

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 leade...

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 e...

Rayon gamma

3771_deux-lobes-pour-notre-voie-lactee

La [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] et ses deux petits compagnons, les [popupdefinition id=41]galaxies naines[/popupdefinition] du Grand et du [popupdefinition id=4985]Petit Nuage de Magellan[/popupdefinition], se d&eacute;ploient dans le ciel de l'Altiplano au Chili. &copy; St&eacute;phane Guisard

La Voie lactée dans le désert

Le Petit Nuage de Magellan, en anglais Small Magellanic Cloud (SMC), est, comme son frère, le Grand Nuage de Magellan, une petite galaxie irrégulière située à environ 210 000 années-lumière. Séparé de ce dernier par 75 000 années-lumière seulement, il possède environ un million d’étoiles et les deux font partie des galaxies naines en orbite autour de la Voie Lactée.
Le petit Nuage de Magellan.

Petit Nuage de Magellan

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

Galaxie naine

4144_la-voie-lactee-dans-le-desert

En deux milliards d'ann&eacute;es, les [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] arrach&eacute;es &agrave; la [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] du Grand [popupdefinition id=15744]Chien[/popupdefinition] ont eu le temps de s'enrouler trois fois autour de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] et cr&eacute;ent une structure complexe, vue comme un anneau depuis la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. &copy; CNRS, Observatoire de Strasbourg

Anneaux d'étoiles autour de la Voie lactée

Le chien est un mammifère carnivore de la famille des canidés, issu du loup, le Canis lupus. Son nom scientifique est d’ailleurs Canis lupus familiaris. Familiaris parce qu’il a été domestiqué par l’Homme il y a plus de 30.000 ans. Il a été sélectionné grâce à des hybridations entre races. Et le chien est aujourd’hui — avec le chat — l’un des animaux de compagnie préférés dans le monde. Il en existe plus de 300 races.
Si du chihuahua — le chien le plus petit du monde — à l’Irish wolfhound — le chien le plus grand du monde — ces races présentent des morphologies externes parfois bien différentes — d’une variété sans autre égale dans le règne animal —, leur anatomie interne reste semblable. Ainsi le squelette du chien compte quelque 300 os. Et il est à remarquer que ses pattes ne reposent au sol que par leur troisième phalange. Ainsi les chiens sont dits digitigrades.
Il est à noter aussi que l’espérance de vie des chiens varie en fonction de la race notamment. Les plus petits chiens vivent généralement plus vieux — entre 15 et 20 ans — que les plus grands — de 6 à 8 ans seulement.
Certains chiens sont désormais entraînés à détecter des appareils électroniques susceptibles de contenir des preuves (smartphones, clé USB, etc.) © Monika Wisniewska, Fotolia
Des sens plutôt aiguisés
Côté sens, l’odorat et l’ouïe sont les deux plus développés chez le chien. En effet, les chiens sont capables d’entendre aussi bien les ultrasons que les infrasons qui échappent à notre oreille humaine. Et proportionnellement à leur corps, leurs oreilles sont plus grandes que les nôtres. Avec une forme permettant d’amplifier les sons aussi. Sans parler du fait qu’elles sont également bien plus mobiles que nos oreilles. Les chiens comptent par ailleurs quelque dix fois plus de cellules olfactives que les humains et quarante fois plus de neurones dédiés à l’odorat. Ainsi, ils sont capables de discerner plus de 500.000 molécules odorantes. En revanche, on peut dire que le chien ne voit pas le monde aussi bien que nous. Sa vision n’est pas capable de distinguer les détails, mais il perçoit très bien les mouvements.
Chien de chasse, chien de garde et chien de berger
Toutes ces caractéristiques font du chien un animal de compagnie très apprécié. Mais il est aussi utilisé par l’Homme dans d’autres missions. Il peut être chien de berger pour surveiller les troupeaux ou chien de chasse au service des chasseurs. Il peut aider au sauvetage de personnes en détresse ou faire office de chien de garde.
Chien truffier, chien guide, chien de traîneau et chien policier
En raison de son flair très développé, le chien peut être employé à trouver des truffes (les chiens truffiers). Grâce à un dressage particulier, le chien peut aussi assister des personnes malvoyantes ou handicapées (chien guide) ou bien devenir chien de traîneau.
Les chiens policiers présents dans les services de police, de gendarmerie ou de l’armée, servent à détecter des explosifs, des stupéfiants, ou à reconnaître des suspects dans le cadre d’enquêtes.
On n’adopte pas un chien comme on offre un jouet. L’acte doit être mûrement réfléchi, car il engage sur plusieurs années. © andrewicus, Pixabay, CC0 Creative Commons
Races de chiens
Voici une liste non exhaustive de quelques races de chiens célèbres : 
berger allemand ;labrador ;golden retriever ;dalmatien ;sharpeï ;caniche ;yorkshire-terrier ;coton de Tuléar ;berger australien.
L’Homme, meilleur ami du chien ?
On dit souvent que le chien est le meilleur ami de l’Homme. Mais l’inverse est-il vrai ? Le chien est fidèle à son maître. Et pour être qualifié de meilleur ami du chien, l’Homme devrait aussi lui montrer fidélité. Prendre un chien est en effet un engagement sur du long terme et la décision doit être prise de manière réfléchie.
Vacances, sorties, dressage autant de points qu’il faut anticiper avant d’intégrer Medor dans votre quotidien. À ne pas négliger non plus, le coût des soins qui peut être vite très élevé. Car en plus de son identification et de ses vaccinations obligatoires, un chien peut tomber malade ou se blesser. Heureusement, il est aujourd’hui possible de souscrire à une assurance chien pour se faire rembourser une partie au moins des frais vétérinaires engagés dans ces cas.

Chien

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

Étoile

4145_anneaux-d-etoiles-autour-de-la-voie-lactee

Le bulbe au centre de notre [popupdefinition id=36]Galaxie[/popupdefinition] pourrait &ecirc;tre double. Si nous pouvions voir la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] de l'ext&eacute;rieur, le centre ressemblerait &agrave; une [popupdefinition id=17624]cacahu&egrave;te[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]

Le bulbe de la Voie lactée aurait deux bosses

L’arachide, ou Arachis hypogaea, est une plante tropicale et subtropicale de la famille des légumineuses. Originaire d’Amérique du sud, elle pousse aussi ailleurs dans le monde (Afrique, Asie). De la même famille que les haricots, pois, fèves, lentilles, la plante a pour particularité d’enterrer ses fruits après la fécondation. L’arachide est aussi appelée cacahuète, ce terme désignant plutôt la graine trouvée dans la coque.Du point de vue nutritionnel, l’arachide est connue pour être riche en protéines (25 à 30 %) et en lipides (environ 50 %). L’arachide peut être une source intéressante en niacine (vitamine B3), et en minéraux zinc, phosphore, magnésium, cuivre et manganèse. Les graines sont consommées grillées, natures ou salées. Il existe aussi du beurre d’arachide, de l'huile d'arachide, de la farine d’arachide… La présence d’arachide dans certains produits alimentaires représente un risque pour les personnes allergiques.L’allergie aux arachidesL’allergie à l’arachide est une allergie alimentaire fréquente qui apparaît souvent pendant l’enfance et qui a tendance à persister à l’âge adulte. Cette allergie sévère peut provoquer une réaction anaphylactique grave pouvant même conduire au décès. Le traitement en cas d’urgence consiste à injecter de l’adrénaline. La réaction allergique se manifeste par différents symptômes intestinaux (diarrhées, nausées, vomissements), cutanés (éruptions), respiratoires, cardio-vasculaires… Les patients touchés par cette allergie doivent absolument éviter l’allergène, même à faible dose.Différents traitements sont développés pour traiter l’allergie aux arachides. En 2017, un petit essai clinique australien a montré l’efficacité de l’utilisation de probiotiques associés à des protéines d’arachide chez des enfants allergiques. D’autres protocoles ont cherché à désensibiliser des patients en les exposant à des doses croissantes d’allergène. En novembre 2018, dans une étude parue dans NEJM, Aimmune Therapeutics a obtenu des résultats encourageants avec son produit AR101 chez des jeunes âgés de 4 à 17 ans. Grâce à ce traitement, 67 % des patients pouvaient manger deux arachides.

Arachide

4147_le-bulbe-de-la-voie-lactee-aurait-deux-bosses

Dessin de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] comme elle se pr&eacute;sente l'&eacute;t&eacute; sous un ciel pr&eacute;serv&eacute; de la [popupdefinition id=9881]pollution lumineuse[/popupdefinition]. &copy; J-M Lecleire

En dessin !

La pollution lumineuse est un excès nocturne de production lumineuse en milieu ouvert, d’origine humaine, conduisant à dégrader la perception de l’environnement. Concernant les animaux, la pollution lumineuse peut affecter leurs rythmes biologiques, leurs activités nocturnes ou leurs migrations. Chez les humains, la pollution lumineuse peut altérer les rythmes biologiques, en troublant le sommeil. De plus, elle réduit la visibilité du ciel nocturne et, sur le plan économique, conduit à une dépense inutile quand la lumière produite est dirigée vers le ciel.
L’éclairage public est le principal responsable. Autour d’une agglomération vue de loin, la zone urbanisée apparaît coiffée d’une coupole gazeuse de couleur orange (celle des lampes à vapeur de sodium).
Des associations de défense de l’environnement et d’astronomie ont fait prendre conscience de ce problème aux municipalités. Des solutions d’éclairage mieux adaptées réduisent considérablement la pollution lumineuse et génèrent des économies.

Pollution lumineuse

4149_en-dessin--

Voie lactée : notre galaxie et sa banlieue

Univers

Soleil

Aménagement du jardin

Le robot tondeuse haut de gamme Robomow RT700 est en promotion : à saisir d'urgence !

Cdiscount : ce robot tondeuse connecté HOOKII est à prix brisé !

Piscine

Bon plan Cdiscount  : la piscine hors sol tubulaire BESTWAY Power Steel est en réduction !

Nouvelles housses de couette ? Notre choix

Le produit phare de notre comparatif des bouilloires

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

Galaxie spirale

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

Galaxie d'Andromède

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

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.