Premier instrument dot&eacute; d'un [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] en verre (de 80 centim&egrave;tres), ce [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de Foucault datant du XIXe si&egrave;cle se trouve &agrave; l'observatoire de Marseille.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

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Télescope de Foucault à l'observatoire de Marseille

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

Télescope

Surface optique réfléchissante utilisée dans les réflecteurs (télescope). On distingue le miroir principal qui réfléchit les rayons lumineux vers un miroir secondaire qui renvoie l'image vers l'oculaire. Ces miroirs peuvent être concaves, convexes, sphèriques, paraboliques.

Miroir

4243_telescope-de-foucault-a-l-observatoire-de-marseille

Datant de la fin du XIXe si&egrave;cle, ce r&eacute;fracteur de 48 centim&egrave;tres de diam&egrave;tre et 7 m&egrave;tres de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] est la fiert&eacute; de l'observatoire de Strasbourg.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Grande lunette de l'observatoire de Strasbourg

Avant de choisir un vidéoprojecteur, il est indispensable de comprendre ce qu'est une focale. Elle varie d’un modèle à l’autre et définit non seulement sa qualité, mais elle dépend aussi de l’endroit où vous souhaitez installer votre appareil. La focale détermine le recul que doit avoir l’appareil par rapport à la zone de projection. On parle également de distance focale.Ainsi, il existe des vidéoprojecteurs avec une distance focale extrêmement courte et d’autres avec une distance focale longue. Cet élément vous permet d’aménager votre pièce de manière cohérente afin de transformer votre salon en home-cinema. La qualité de l’image dépend de votre installation et des caractéristiques techniques de votre appareil.Les différentes distances focalesLa relation entre la taille de l’image et la position du vidéoprojecteur détermine la distance focale.Distance focale ultracourte : le vidéoprojecteur est placé entre 15 et 50 cm de l’écran. C’est un set-up qui convient parfaitement aux petits espaces. De plus, il permet d’éviter la présence d’ombres sur l’image puisque l’on ne peut pas passer devant le faisceau lumineux. Pratique et facile à installer, le vidéoprojecteur à distance focale ultracourte séduira ceux qui aiment les images nettes et en HD.Distance focale courte : placé entre 40 et 90 cm de l’écran, ce type de vidéoprojecteur convient aux gamers et à tous ceux qui souhaitent une image de qualité. En optant pour une distance focale courte, la netteté de l’image n’est pas sacrifiée. De plus, les bruits générés par l’appareil ne sont pas à proximité directe des spectateurs.Distance focale standard : la majorité des modèles de vidéoprojecteurs proposent une distance focale d’environ 2 mètres. En optant pour ce type de modèle, il est indispensable de disposer d’une surface conséquente. En effet, plus on éloigne l’appareil du mur, plus l’image sera grande et nette. Il est important de respecter la distance focale recommandée.Distance focale longue : ce type de vidéoprojecteur doit être installé à minimum 3 mètres de la zone de projection. Ainsi, il trouvera sa place derrière les spectateurs, sur une étagère ou un emplacement en retrait et prévu à cet effet. Il convient aux grandes pièces. C’est le modèle idéal pour ceux qui souhaitent créer une ambiance cinéma dans leur salon. En général, les vidéoprojecteurs à focale longue sont installés dans des pièces qui sont uniquement consacrées au visionnage de vidéos.La distance focale varie selon les envies. © yaophotograph, Adobe StockLes autres éléments à associer avec la focaleIl est important de prendre en compte le rapport entre la focale et le zoom ou la puissance lumineuse. La configuration de votre pièce déterminera tous ces paramètres.Si la focale est longue, une intensité lumineuse forte sera recommandée afin d’obtenir une image de qualité. Si le vidéoprojecteur est amené à être déplacé régulièrement, il sera judicieux de choisir une focale standard afin de simplifier son installation.La taille de l’écran est aussi déterminante pour choisir la distance focale. En effet, les grands écrans se coupleront plus facilement avec une distance focale longue. Les petits écrans, quant à eux, s’associeront mieux avec une distance focale courte. Ainsi, en prenant en compte tous ces paramètres, il sera possible de choisir le vidéoprojecteur qui correspond à l’endroit où il sera installé.

focale

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T&eacute;lescope de 60 centim&egrave;tres du centre d'astronomie de Saint-Michel-l'Observatoire, commune situ&eacute;e dans les Alpes-de-Haute-Provence.&copy; [popupbiographie id=2293]Jean-Baptiste Feldmann[/popupbiographie]

Télescope du centre d'astronomie de Saint-Michel-l'Observatoire

Un photographe passionné d'astronomieJean-Baptiste Feldmann est un journaliste et photographe passionné d'astronomie, dont les talents s'étendent au-delà des frontières du ciel étoilé. En tant que photographe amateur, il se consacre principalement à la réalisation d'images célestes qui captivent l'imagination en mariant les splendeurs du ciel nocturne aux paysages terrestres. Cette passion pour l'astronomie se reflète dans son travail, où il capture la majesté de l'univers dans chaque cliché. Parallèlement à son métier d'enseignant, Jean-Baptiste consacre une part importante de son temps à explorer les mystères de l'espace et à les partager avec le monde à travers ses photographies et ses écrits.Au sein de Futura, Jean-Baptiste Feldmann a développé la rubrique Sciences avec des articles enrichis sur la planète et l'espace. Son expertise dans le domaine de l'astronomie et des phénomènes spatiaux transparaît dans chacun de ses contenus, qui allient précision scientifique et narration engageante.

Jean-Baptiste Feldmann

4239_telescope-du-centre-d-astronomie-de-saint-michel-l-observatoire

&Eacute;tonnant instrument que ce <a href="http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dossiers/d/astronomie-devenez-chasseur-cometes-278/" title="Dossier - Devenez chasseur de com&egrave;tes !">chercheur de com&egrave;tes</a> : il s'agit d'une lunette associ&eacute;e &agrave; un fauteuil d'observation.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Fauteuil d'observation du chercheur de comètes

Une comète est un corps à peu près sphérique qui peut atteindre une dizaine de kilomètres de diamètre. Il est constitué de glaces et de poussières. Son nom vient du grec coma qui signifie « queue ». En effet, lorsqu'une « boule de neige sale » s'approche du Soleil, une partie de sa matière se sublime et l'astre développe une queue de poussières longue de plusieurs milllions de kilomètres. Cette matière réfléchie la lumière du Soleil, ce qui rend le corps visible depuis la Terre, on parle alors de comètes.Origine des comètesLes comètes se sont formées avec le Système solaire, dans ses régions froides, il y a 4.6 milliards d'années. En 1950, l'astronome Jan Oort émit l'hypothèse de l'existence d'un réservoir sphérique de comètes situé aux confins du Système solaire.Suite à des instabilités gravitationnelles causées par le mouvement des étoiles proches, certains corps « tomberaient » de temps à autre sur le Soleil en décrivant une trajectoire parabolique.Les types de comètesIl existe différents types de comètes :Les comètes non périodiques. Une comète issue du nuage de Oort ne passe qu'une seule fois près du Soleil, on dira qu'elle est non périodique ;Les comètes périodiques. D'autres comètes sont périodiques, telle la comète de Halley, et passent régulièrement près du Soleil. Lors d'un passage, elles perdent une partie de leur masse et finissent donc par « s'éteindre », faute de matière à sublimer.Espérance de vie des comètesOn constate que l'espérance de vie d'une comète périodique est très courte en comparaison avec l'age du Système solaire. Or nous avons dit que les comètes sont nées en même temps que celui-ci. Comment se fait-il que l'on voit encore des comètes périodiques ?Certaines des comètes issues du nuage de Oort peuvent passer à proximité d'une planète lors de leur périple autour du Soleil. Leur trajectoire peut alors être modifiée et aboutir à une orbite elliptique donc à une comète périodique. Ce mécanisme explique la présence des comètes périodiques à toutes les époques.

Comète

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La grande lunette de l'observatoire de Nice a &eacute;t&eacute; mise en service en 1887. Il s'agit de la quatri&egrave;me plus grande lunette astronomique du monde.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

La grande lunette de l'observatoire de Nice - Photos Futura

La grande lunette de l'observatoire de Nice

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Lunette m&eacute;ridienne de l'observatoire de Strasbourg destin&eacute;e &agrave; l'astrom&eacute;trie.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Lunette méridienne destinée à l'astrométrie

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Ce [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de 193 centim&egrave;tres install&eacute; &agrave; l'observatoire de Haute-Provence a permis en 1995 la d&eacute;couverte de la premi&egrave;re [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition].&nbsp;&copy; [popupbiographie id=2293]Jean-Baptiste Feldmann[/popupbiographie]

Télescope ayant permis la découverte de la première exoplanète

Une exoplanète, aussi connue sous le nom de planète extrasolaire, est une planète ne tourne pas autour du Soleil mais qui orbite autour d'une étoile en dehors de notre Système solaire. Le préfixe exo signifie « extérieur », donc une exoplanète est essentiellement une planète extérieure à notre propre Système solaire. HistoriqueL'idée que des planètes puissent exister en dehors de notre système solaire remonte à l'Antiquité. Les philosophes grecs comme Épicure et Démocrite ont suggéré l'existence d'autres mondes, mais ce n'est qu'avec l'avènement de la théorie héliocentrique au XVIe siècle que l'idée a commencé à prendre de l'ampleur. En effet, en plaçant le Soleil au centre du système solaire, l'héliocentrisme a ouvert la voie à la possibilité que d'autres étoiles puissent également avoir des planètes en orbite autour d'elles.La première exoplanète a été découverte en 1992 par Aleksander Wolszczan et Dale Frail. Ils ont détecté deux planètes orbitant autour d'un pulsar, connu sous le nom de PSR B1257+12. Cependant, la première exoplanète orbitant autour d'une étoile de type solaire (51 Pegasi b) a été découverte en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz à l'Observatoire de Haute-Provence. Aujourd'hui, quelques 5 307 exoplanètes ont été confirmées, et ce nombre va continuer d'augmenter parallèlement aux progrès de la technologie et des méthodes de détection. L'exoplanète la plus proche de nous est Proxima Centauri b, qui orbite autour de l'étoile la plus proche de notre Système solaire, Proxima Centauri. Elle se trouve à environ 4,2 années-lumière de nous.Outils et méthodes de détection des exoplanètesPourquoi la détection est-elle difficile ?La détection d'une exoplanète est une tâche complexe en raison de plusieurs facteurs. D'une part, les exoplanètes sont souvent situées à des distances astronomiques de la Terre. Les instruments doivent être extrêmement sensibles pour détecter des variations subtiles dans la lumière provenant de l'étoile. Comme les exoplanètes orbitent autour d'étoiles, la lumière émise par ces étoiles rend difficile la détection de planètes beaucoup plus petites et moins lumineuses en comparaison. Le contraste entre la luminosité de l'étoile et celle de l'exoplanète est très élevé. Les étoiles sont beaucoup plus brillantes que les planètes qui les entourent, ce qui complique la séparation visuelle. D'autre part, la détection directe d'une exoplanète nécessite souvent que son orbite soit orientée de telle manière que la planète passe devant son étoile depuis la perspective de la Terre, ce qui n'est pas toujours le cas.La question des exoplanètes est très ancienne dans l’astronomie. Leur existence est pour la première fois attestée de façon indirecte dans les années 1990. Futura a rencontré Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom, afin qu’il nous parle plus en détail de ce passionnant sujet. © FuturaLes outils pour détecter les exoplanètesPour toutes les raisons précédemment citées ci-dessus, la plupart des exoplanètes sont détectées par des méthodes indirectes. Les outils utilisés pour détecter les exoplanètes comprennent des télescopes spatiaux comme Kepler et Tess de la Nasa, ainsi que des télescopes terrestres comme le Very Large Telescope de l'ESO.Kepler : lancé en 2009 par la Nasa, Kepler a été conçu pour détecter des exoplanètes en utilisant la méthode du transit. Il a découvert plus de 2 600 exoplanètes confirmées à ce jour, dont certaines sont de la taille de la Terre et situées dans la zone habitable de leur système.Tess (Transiting Exoplanet Survey Satellite) : lancé en 2018 par la Nasa, Tess a été conçu pour détecter des exoplanètes en utilisant la méthode du transit. Il a déjà découvert plus de 100 exoplanètes confirmées, ainsi que des milliers de candidats potentiels.VLT (Very Large Telescope) : situé au Chili et exploité par l'Observatoire européen austral (ESO), le VLT est un télescope terrestre composé de quatre télescopes de 8,2 mètres de diamètre chacun. Le VLT a contribué à la découverte de nombreuses exoplanètes en utilisant la méthode de la vitesse radiale.Hubble : lancé en 1990 par la Nasa, le télescope spatial Hubble a contribué à la découverte de plusieurs exoplanètes. Il a été utilisé pour étudier les atmosphères de nombreuses autres exoplanètes, en détectant des éléments tels que l'eau, le méthane, le dioxyde de carbone et même des signes possibles de nuages et de brume. En 2018, Hubble a découvert une exoplanète de la taille de Neptune en orbite autour d'une étoile naine blanche, ce qui était une première.Les méthodes de détection des exoplanètesLes exoplanètes sont généralement détectées de deux manières principales : la méthode du transit et la méthode de la vitesse radiale.La méthode du transit consiste à observer une légère baisse de la luminosité d'une étoile lorsqu'une planète passe devant elle. Lorsqu'une planète transite devant son étoile hôte, elle bloque une petite quantité de lumière de l'étoile. En mesurant cette baisse de luminosité, les astronomes peuvent déterminer la taille de la planète et son orbite.La méthode de la vitesse radiale, quant à elle, consiste à mesurer les légers mouvements d'une étoile causés par la gravité d'une planète en orbite. Lorsqu'une planète orbite autour d'une étoile, elle exerce une légère force gravitationnelle sur l'étoile, ce qui fait que l'étoile se déplace légèrement d'avant en arrière. En mesurant ces mouvements, les astronomes peuvent déterminer la présence d'une planète, sa masse et son orbite.Une autre méthode de détection des exoplanètes utilise l'interférométrie pour combiner les signaux lumineux de plusieurs télescopes. Cette méthode interférométrique permet d'obtenir une résolution angulaire très élevée, ce qui permet de séparer la lumière de l'étoile hôte de la lumière réfléchie par la planète. La méthode interférométrique est particulièrement utile pour détecter les exoplanètes qui sont plus éloignées de leur étoile hôte que celles détectées par les méthodes de la vitesse radiale et du transit. Elle est également utilisée pour étudier les propriétés atmosphériques des exoplanètes en analysant la lumière réfléchie par leur atmosphère. Une vue d'artiste d'une exoplanète en transit devant son étoile. © Nasa, Esa, G.BaconTypes d'exoplanètesIl existe plusieurs types d'exoplanètes, qui sont classées en fonction de leur masse, de leur taille, de leur composition et de leur distance par rapport à leur étoile hôte. Voici quelques-uns des types d'exoplanètes les plus courants :les planètes telluriques sont des planètes rocheuses, similaires à la Terre, Mercure, Vénus et Mars dans notre Système solaire. Elles ont une masse et une taille similaires à celles de la Terre et sont principalement composées de roches et de métaux ;les super-Terres sont des planètes rocheuses plus massives que la Terre, mais moins massives que les géantes gazeuses. Elles ont une masse comprise entre 1 et 10 fois celle de la Terre et sont probablement composées de roches, de métaux et de glace ;les mini-Neptunes sont des planètes gazeuses plus petites que Neptune, mais plus massives que les super-Terres. Elles ont une masse comprise entre 10 et 50 fois celle de la Terre et sont probablement composées d'hydrogène, d'hélium et de glace ;les géantes gazeuses sont des planètes massives composées principalement d'hydrogène et d'hélium, similaires à Jupiter et Saturne dans notre Système solaire. Elles ont une masse comprise entre 50 et plusieurs milliers de fois celle de la Terre ;les géantes de glace sont des planètes massives composées principalement de glace, de roches et de gaz, similaires à Uranus et Neptune dans notre système solaire. Elles ont une masse comprise entre 10 et 50 fois celle de la Terre ;les planètes océans sont des planètes recouvertes entièrement d'eau, avec une épaisse couche de glace à la surface. Elles peuvent avoir une masse similaire à celle de la Terre ou être plus massives ;les planètes errantes sont des planètes qui ne sont pas en orbite autour d'une étoile, mais qui voyagent librement dans l'espace interstellaire. Elles peuvent avoir une masse similaire à celle des planètes telluriques ou des géantes gazeuses.NomenclatureLes exoplanètes sont généralement nommées d'après leur étoile hôte suivie d'une lettre minuscule. Par exemple, la première exoplanète découverte autour de l'étoile 51 Pegasi a été nommée 51 Pegasi b. Si plusieurs planètes sont découvertes autour de la même étoile, elles sont nommées dans l'ordre de leur découverte, en utilisant les lettres c, d, e, etc.Quelques exoplanètes remarquablesVoici quelques exoplanètes remarquables avec leurs dates de découverte respectives :51 Pegasi b : découverte en 1995, il s'agit de la première exoplanète confirmée en orbite autour d'une étoile de type solaire.Gliese 581 c : découverte en 2007, cette exoplanète est considérée comme l'une des plus similaires à la Terre en termes de masse et de distance par rapport à son étoile hôte. Elle se trouve dans la zone habitable de son système, ce qui signifie qu'elle pourrait potentiellement abriter de l'eau liquide à sa surface.Kepler-22b : découverte en 2011, cette exoplanète est la première découverte par le télescope spatial Kepler à être située dans la zone habitable de son système. Elle est environ 2,4 fois plus grande que la Terre et orbite autour d'une étoile similaire au Soleil.Trappist-1 : découverte en 2016, il s'agit d'un système d'au moins sept exoplanètes de la taille de la Terre en orbite autour d'une naine rouge. Trois de ces planètes se trouvent dans la zone habitable du système, ce qui les rend potentiellement habitables.Proxima Centauri b : découverte en 2016, Proxima Centauri b orbite autour de l'étoile la plus proche de notre Système solaire, Proxima Centauri et se trouve à environ 4,2 années-lumière de nous. Elle se situe dans la zone habitable de son système et pourrait potentiellement abriter de l'eau liquide à sa surface. Tess-1b : découverte en 2018, il s'agit de la première exoplanète découverte par le télescope spatial Tess. Elle est environ 1,3 fois plus grande que Jupiter et orbite très près de son étoile hôte, ce qui la rend très chaude.Quelques jalons importants dans l'histoire des exoplanètes1992 : découverte des premières exoplanètes autour d'un pulsar (PSR B1257+12) par Aleksander Wolszczan et Dale Frail ;1995 : découverte de la première exoplanète autour d'une étoile de type solaire (51 Pegasi b) par Michel Mayor et Didier Queloz ;2009 : lancement du télescope spatial Kepler de la Nasa, qui a découvert plus de 2 600 exoplanètes ;2018 : lancement du télescope spatial Tess de la Nasa, qui succède à Kepler pour la recherche d'exoplanètes ;2021 : confirmation de l'existence de l'exoplanète la plus similaire à la Terre à ce jour en termes de taille et de température (TOI 700 d).

Exoplanète

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Le Grand [popupdefinition id=971]T&eacute;lescope[/popupdefinition] des &icirc;les Canaries ([popupdefinition id=6360]Gran Telescopio Canarias[/popupdefinition], GTC) est aussi surnomm&eacute; le Gran Tecan. Son [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] mesure 10,40 m&egrave;tres. &copy; J-B Feldmann

Le Gran Tecan, le Grand Télescope des îles Canaries

Le Gran Telescopio Canarias (en français, le Grand télescope des îles Canaries) est installé sur l’île de La Palma, à 2.396 mètres d’altitude. Inauguré en 2007, il a été financé à 90 % par l’Espagne. 
Ce télescope géant dispose d’un miroir primaire composé de 36 miroirs hexagonaux d’une surface collectrice totale de 75,7 mètres carrés, soit l’équivalent d’un miroir sphérique de 10,40 mètres de diamètre. La lumière collectée est focalisée sur un miroir secondaire puis renvoyée vers un miroir tertiaire qui dirige le faisceau en direction des différents instruments d’analyse : spectrographes et analyseurs dans le domaine visible et infrarouge (Osiris, CanariCam, Elmer et Emir).
Le Grand télescope des Canaries ou GTC. Son miroir primaire mesure 10,4 mètres de diamètre. © J. B. Feldmann
Un télescope doté d'optique active et d'optique adaptative
La partie optique bénéficie de deux systèmes d’optimisation : l’optique active (qui réalise un alignement optimal des trois miroirs en tenant compte de la température, de la gravité et des défauts de construction), et l’optique adaptative, un procédé qui analyse l’agitation atmosphérique plusieurs fois par seconde et déforme légèrement chaque miroir hexagonal en temps réel afin de corriger les effets néfastes de la turbulence.
L’ensemble du télescope est supporté par une monture altazimutale. Une coupole de 32 mètres de diamètre climatisée abrite le GTC. 
Futura-Sciences vous invite à découvrir la galerie photo du GTC.Champ lexical : gTC | gran Telescopio Canarias

Grand télescope des Canaries

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T&eacute;lescope de 1 m&egrave;tre de l'observatoire de Paris, sur le site de&nbsp;Meudon. Cet observatoire comporte trois site : Paris, Meudon et Nan&ccedil;ay.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Télescope à l'observatoire de Paris, sur le site de Meudon

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Cette [popupdefinition id=996]table &eacute;quatoriale[/popupdefinition] et ce [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de 60 centim&egrave;tres se trouvent &agrave; l'observatoire de Paris, sur le site de Meudon.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Table équatoriale et télescope de 60 centimètres

Support plan pouvant recevoir un ou plusieurs instruments d'observation et monté suivant le principe de la monture équatoriale.

Table équatoriale

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T&eacute;lescope de type Schmidt-Cassegrain de 40 centim&egrave;tres pr&eacute;sent&eacute; aux rencontres du ciel et de l'espace.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Télescope de type Schmidt-Cassegrain de 40 centimètres

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Ce [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] all&eacute;g&eacute; est un instrument tr&egrave;s l&eacute;ger ; il est l'enti&egrave;re r&eacute;alisation d'un passionn&eacute;.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Télescope allégé

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Cet instrument original est install&eacute; sur un attelage con&ccedil;u &agrave; cet effet. Le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] est bien entendu d&eacute;mont&eacute; pour chaque d&eacute;placement.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Le télescope remorqué, un étrange instrument astronomique

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Ces deux [popupdefinition id=971]t&eacute;lescopes[/popupdefinition] mont&eacute;s ensemble font office de <a href="/maison/comparatifs/meilleure-jumelle-comparatif/" title="Comparatif jumelle" class="link-type-comparo">paire de jumelles</a> g&eacute;antes.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Un double télescope

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Install&eacute; sur un pied colonne, ce [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] de 35 centim&egrave;tres est un instrument haut de gamme.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Télescope haut de gamme de 35 centimètres sur un pied colonne

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Le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] Dobson est un type de t&eacute;lescope install&eacute; sur une simple fourche ; il privil&eacute;gie le diam&egrave;tre pour collecter un maximum de [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition].&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Assemblage d'un télescope Dobson

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

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Cette lunette est &eacute;quip&eacute;e d'un filtre H-alpha permettant d'observer les protub&eacute;rances solaires.&copy; [popupbiographie id=2293]Jean-Baptiste Feldmann[/popupbiographie]

Lunette solaire équipée d'un filtre H-alpha

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Les amateurs d'astronomie qui construisent leurs instruments n'h&eacute;sitent pas &agrave; les d&eacute;corer !&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Télescope décoré par un amateur d'astronomie

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Le [popupdefinition id=3735]coronographe[/popupdefinition] est un&nbsp;instrument servant &agrave; provoquer artificiellement une <a href="http://www.futura-sciences.com/photos/diaporama/eclipse-soleil-plus-belles-images-657/" title="Diaporama - &Eacute;clipse de Soleil : les plus belles images">&eacute;clipse de Soleil</a> &agrave; l'aide d'un disque occulteur plac&eacute; dans la lunette, permettant d'observer la p&eacute;riph&eacute;rie de notre [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition].&copy; [popupbiographie id=2293]Jean-Baptiste Feldmann[/popupbiographie]

Le coronographe : de fausses éclipses pour observer le Soleil

Lunette astronomique spécialement conçue pour étudier la couronne d'une étoile. 
Le principe de la coronographie consiste à occulter l'étoile, avec un cache (disque métallique, cône) ayant le même diamètre apparent que l'image de la partie centrale lumineuse de l'astre (photosphère) fournie par l'instrument d'observation. 
Imaginé en 1930 par Lyot pour l'étude de la couronne solaire en dehors des éclipses, le coronographe est toujours utilisé pour observer l'environnement du Soleil, mais aussi celui d'autres étoiles, en particulier pour y déceler d'éventuels systèmes planétaires.

Coronographe

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

Étoile

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Le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] [popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition] est le type d'instrument astronomique le plus r&eacute;pandu. La [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] qui arrive sur le [popupdefinition id=1009]miroir[/popupdefinition] principal est renvoy&eacute;e sur le c&ocirc;t&eacute; du tube par un miroir secondaire.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Le télescope de Newton, l'instrument astronomique le plus répandu

Unité légale de force (symbole : N).
Isaac Newton a observé que la somme des forces agissant sur un objet est proportionnelle à sa masse et à sa vitesse d’accélération. Cet éminent scientifique a donné son nom à l’unité de valeur du système international : 1 N est la force nécessaire pour imprimer à un objet de 1 kg une accélération de 1 m/s².

Newton

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Ce [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] est un instrument particuli&egrave;rement raffin&eacute;, r&eacute;alis&eacute; avec beaucoup de soin.&copy; Jean-Baptiste Feldmann

Plus qu'un télescope, une œuvre d'art

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Chargé d’étudier l’origine et l’évolution de l’univers, ainsi que des objets et des phénomènes qui le constituent, l’astronome peut se spécialiser dans différentes branches de son métier : la mécanique céleste, l’astrométrie (qui consiste à mesurer la position des astres dans le ciel) ou encore l’astrophysique. Il étudie les corps célestes et les systèmes plus vastes en s’intéressant à leur mouvement, leur lumière, leur composition, leur histoire et leur évolution. Soleil, comètes, étoiles, matière interstellaire, galaxies, planètes, nébuleuses, supernovae… Le champ d’étude est aussi vaste que l’univers !Pour mener à bien ses observations, il peut se déplacer sur le terrain dans le cadre de missions mais passe la majorité de son temps dans son laboratoire à analyser et interpréter les données recueillies grâce aux sondes spatiales, aux satellites, aux télescopes ou autres instruments d'observation et de mesure à sa disposition. Les observatoires sont généralement situés loin des pollutions lumineuses que constituent les villes et se positionnent dans les déserts ou à haute altitude.Scientifique de terrain mais aussi chercheur, l’astronome publie ses recherches dans des revues spécialisées et partage ses connaissances avec l’ensemble de ses confrères au niveau international. Il participe également à des colloques et peut tenir des conférences.L'astronome peut être principalement observateur, s'occupant alors de l'acquisition et du traitement des données. S’il est astronome théoricien, il va chercher à établir des théories ou modèles mathématiques ou physiques afin d’interpréter les données observées. L’astronome peut également participer à l’amélioration ou la création d’instruments de mesure astronomiques.S’il est enseignant-chercheur, l’astronome donnera des cours en université.Aujourd’hui les métiers d’astronome et d’astrophysicien tendent à se confondre.Découvrez les meilleures offres de formation dès maintenant Les principales compétences et qualités à avoir L’astronome requiert des compétences et qualités propres aux chercheurs :maîtriser les instruments de mesures et d’observation ;être aussi à l’aise en observation sur site qu’en analyse en laboratoire ;savoir interpréter les résultats obtenus à l’aide de modèles issus des mathématiques, de la physique et de la chimie ;savoir émettre, confronter et vérifier des hypothèses et théories ;maîtriser l’anglais ;publier ses résultats de recherches et participer à des colloques internationaux ;aimer le travail en équipe ;assurer une veille scientifique et technologique ;être organisé, passionné et avoir le sens de l’observation.L’astronome peut exercer au sein d’un observatoire, que ce soit en France ou à l’étranger. Une des missions de l’astronome : l’observation de nuit, sur le terrain, ici à l’Observatoire du Pic du Midi. © Alain Sallez, picdumidi.org. Les conditions de travail d'un astronomeSur le terrain, l’astronome ne compte pas vraiment ses heures. Il peut travailler de jour comme de nuit, sur le terrain pour réaliser ses observations ou en laboratoire pour en éplucher les fruits. C'est dans les laboratoires de physique, d'astronomie ou d'astrophysique que s'effectue l'essentiel de son travail, ceux-ci étant souvent rattachés à des observatoires. Grâce aux puissants instruments de mesures, l’astronome a accès à de nombreuses données sans avoir forcément à se déplacer. Il peut néanmoins se rendre à l’étranger dans le cadre de missions d’observation ou alors, et c’est plus courant, pour assister à des colloques ou conférences. Il faut dans ce cas avoir une bonne condition physique car les observatoires sont généralement situés en altitude ou dans des lieux reculés tels que les déserts et donc soumis à des conditions difficiles. Sachez par ailleurs qu’il y a très peu de postes d’astronomes en France. La concurrence est donc féroce et les possibilités d’emplois sont rares. Comment devenir astronome ? Un bac + 8 voire + 11 est demandé pour exercer le métier d’astronome. Voici quelques diplômes possibles :Master Sciences et technologies, mention astronomie, astrophysique et sciences de l’espace, spécialité astronomie et astrophysique ;Master Sciences de l’univers et techniques spatiales ;Master Astrophysique, sciences de l’espace et planétologie ;Master Physique, option Astrophysique ;Grandes écoles ou écoles d’ingénieurs spécialisées en optique ou physique ;Doctorat puis postdoctorat.Le salaire d’un astronomeSelon son statut, un astronome débutant percevra une rémunération brute comprise entre 1700 et 2500 euros.En observatoire ou à l’université, un astronome maître de conférences gagne par exemple aux alentours des 2100 euros à ses débuts.Au CNRS, un ingénieur débutant gagne environ 1700 euros et finit sa carrière avec un salaire brut mensuel de 4000 euros. Les perspectives d’évolution d’un astronomeUn astronome maître de conférences peut évoluer vers un poste de professeur des universités. Quant au chargé de recherche, il peut à terme devenir directeur de recherche. Un astronome évolue surtout grâce à la publication d’articles scientifiques et à la participation à des colloques internationaux. C’est comme ça qu’il se fait connaître et repérer. Entreprises qui emploient des astronomesCNRS ;observatoires en France et à l’étranger ;universités.Accédez aux meilleures offres de formation

Astronome

Léon Foucault naît à Paris le 18 septembre 1819 d'un père éditeur. Il sera instruit par un précepteur avant d'intégrer le collège Stanislas à Paris. Après une tentative d'études de médecine, il se tourne vers la physique.
Léon Foucault et ses travaux sur la lumière
Léon Foucault est un chercheur très actif. La lumière, particulièrement, l'intéresse et il mène avec Hippolyte Fizeau de nombreuses expériences sur l'intensité de la lumière du soleil et la compare à celle de la chaux dans la flamme du chalumeau oxyhydrique et à celle du carbone dans la lampe à arc. Les deux hommes s'intéresseront aussi au parcours des rayons lumineux et à la polarisation chromatique de la lumière. En 1849, Hippolyte Fizeau mesure la vitesse de la lumière à l'aide d'un dispositif à roue dentée émettant un faisceau lumineux de Suresnes à Montmartre. Mais, en 1862, Léon Foucault effectue la mesure de 298.000 km/s ± 500 km/s. Elle est plus précise que celle de Fizeau de près de 10.000 km/s, et ne présente qu'une marge de 0,6 % avec la valeur admise de nos jours.
La médaille Copley pour le gyroscope et le pendule de Foucault
Parmi ses recherches les plus célèbres, on compte sa continuation de l'expérience de François Arago grâce à laquelle il démontre en 1850 que la lumière se propage plus rapidement dans l'air que dans l'eau, ce qui confirme la théorie ondulatoire de la lumière. Il démontre ainsi que la vitesse de la lumière varie inversement à l'indice de réfraction du milieu dans lequel elle se propage.
Le fameux pendule de Foucault, pendule long de 67 m, suspendu au Panthéon de Paris, et illustrant la rotation quotidienne de la Terre, ainsi que l'invention du gyroscope, lui valent l'attribution de la médaille Copley de la Royal Society. De ses travaux sur la lumière, à l'invention du gyroscope, Léon Foucault a apporté beaucoup à la science moderne.

Léon Foucault

Isaac Newton était un philosophe, mathématicien, physicien et astronome anglais, né le 4 janvier 1643 au manoir de Woolsthorpe à Grantham, mort le 31 mars 1727 à Kensington.
Sir Isaac Newton est à l'origine de théories scientifiques qui vont révolutionner la science, notamment dans les domaines de l'optique, des mathématiques, et surtout de la mécanique. 
Il est à l'origine de ce qu'on appelle la mécanique classique dont les trois lois de Newton constituent les fondements. Il inventa, en même temps que Leibniz (les dérivés de Leibniz), le calcul différentiel, qu'il nomma méthode des fluxions et qu'il utilisa pour formaliser sa description de la gravitation comme force d'attraction universelle.

Isaac Newton

Le bronze est un alliage métallique non ferreux.Composition et histoire du bronzeAutrefois, le nom de bronze était donné à tous les alliages du cuivre. Ainsi, certains « bronzes » datant du XVIIe siècle ne sont en fait que des laitons. Aujourd’hui, l’emploi du terme bronze se restreint aux alliages de cuivre et d’étain. Mais, comme dans le cas du laiton, il serait plus exact de parler de bronzes au pluriel. En effet, les proportions de cuivre et d’étain contenus dans l’alliage peuvent varier. D’autres éléments (aluminium, plomb, béryllium, manganèse ou tungstène essentiellement) peuvent être ajoutés au mélange.Caractéristiques du bronzeLes principales caractéristiques du bronze sont :
une bonne résistance à l’usure ;
une résistance acceptable à la corrosion mais qui ne permet pas son usage dans l’industrie navale ;
une bonne conductivité électrique.
Le bronze utilisé pour la fabrication des cloches contient entre 20 et 25 % d’étain. © doryx, FotoliaBronzes, des alliages variésC’est au cours du bien nommé âge du bronze que l’alliage a été pour la première fois employé à la fabrication d’outils, d’armures, etc. pour leur résistance et leur ductilité.Aujourd’hui, on sait comment associer les constituants du bronze pour en maximiser les propriétés utiles :
Le bronze binaire ne contient que du cuivre et de l’étain (entre 3 et 20 %). Plus la teneur en étain augmente, plus la dureté du bronze s'accroît.
Les bronzes avec éléments d’addition contiennent, comme leur nom l’indique, d’autres éléments que le cuivre et l’étain : du phosphore pour en améliorer les propriétés mécaniques, du zinc pour les rendre plus malléables, du plomb pour une meilleure usinabilité ou du béryllium pour son incroyable dureté.
Avantages du bronzeEn raison de sa composition principalement constituée de cuivre et d'étain, le bronze est réputé pour sa résistance à la corrosion, ce qui le rend idéal pour les environnements extérieurs ou humides. De plus, sa malléabilité permet de le façonner facilement en différentes formes, ce qui en fait un choix populaire pour la fabrication d'objets artistiques et décoratifs. En termes de durabilité, le bronze est également apprécié pour sa robustesse et sa longévité, ce qui en fait un matériau de choix pour les pièces mécaniques et les instruments de musique. Le bronze offre également une conductivité électrique et thermique élevée, ce qui le rend utile dans diverses applications industrielles.Le bronze est-il magnétique ?Du point de vue de ses propriétés magnétiques, le bronze est généralement considéré comme non magnétique, ce qui signifie qu'il n'est pas attiré par les aimants et qu'il ne peut pas être aimanté de manière permanente. Cette caractéristique est due à la structure cristalline de l'alliage, qui ne permet pas l'alignement des spins électroniques nécessaire à la création d'un champ magnétique significatif.

Bronze

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

Univers

Galileo Galilei naît à Pise en 1564. Son père, théoricien de la musique, souhaite ardemment qu'il devienne médecin, profession bien rémunérée. Ainsi, à dix-sept ans, le jeune Galilée débute des études de médecine, qu'il abandonne aussitôt : Ostillo Ricci, son professeur de dessin, parvient à le passionner pour les mathématiques, terme sous lequel on regroupait alors plusieurs de nos disciplines actuelles, notamment l'astronomie et la physique. 

Excessivement doué, ses biographes racontent qu'en 1583, donc à dix-neuf ans, Galilée aurait découvert l'isochronisme des pendules simplement en observant les oscillations du lustre d'une cathédrale. Il aurait en outre compris tout l'intérêt de cette loi pour la mesure du temps. 
En 1587, il rencontre le célèbre professeur du Collège Romain, le plus prestigieux établissement d'enseignement de l'époque, le père jésuite Christopher Clavius. Nommé « Archimède du XVIè siècle », ce dernier se trouve au faîte de sa gloire : cinq ans auparavant, il avait en effet réformé le calendrier Julien en créant le calendrier Grégorien, toujours en usage. Galilée qui convoite un poste de mathématiques à Bologne impressionne favorablement le Père mais sa tentative échoue. Cependant, en 1589, il obtient du grand-duc de Toscane la chaire de mathématiques de Pise. Deux ans après, Galilée découvre que ses émoluments sont insuffisants : le décès de son père lui laisse en effet la charge de sa mère et de deux sœurs très exigeantes. 
Galilée instruisant Vincenzo Viviani - Cette peinture que nous devons à Tito Lessi représente Galilée instruisant Vincenzo Viviani. Profitant de l'occasion, nous pouvons imaginer quel serait la réponse de Galilée si nous lui demandions s'il n'enfreint pas les préceptes de Rome en étudiant l'univers : "Certamente non il mio amico, certainement pas mon ami. Attendu que Dieu aurait créé le Ciel et la Terre mais qu'Il ne dit pas avoir engendré l'Univers, action qu'Il réserva au Christ, l'Univers peut donc faire l'objet d'expériences puisque le Créateur nous a doté de sens et d'intelligence. Ceux qui acquièrent ce savoir s'attirent l'amitié de Dieu".
En 1592, il devient professeur de mathématiques à Padoue et arrondit sa paye en fabriquant des instruments de navigation, des compas et des sextants. Il y fait la connaissance d'une femme de petite condition, Marina Gamba, qu'il refusera d'épouser mais qui lui donnera en six ans trois enfants, le premier en 1600. 
Dès 1597 au moins, Galilée s'intéresse à la chute des corps. D'après la légende, il aurait discrédité Aristote en laissant tomber du haut de la Tour de Pise des objets de tailles différentes, prouvant ainsi qu'ils tombaient tous à la même vitesse, alors que le philosophe grec affirmait le contraire. Parfois, on ajoute que Galilée aurait réuni pour cette occasion l'ensemble des professeurs de l'université. S'il est vrai que Galilée a réalisé des expériences à la Tour de Pise, il est impensable qu'elles aient pu avoir une telle solennité. Dans une université si hiérarchisé, on voit mal pourquoi ses collègues auraient accepté une invitation émanant d'un des professeurs les moins bien payés pour assister à une expérience sans intérêt : il y avait longtemps qu'on savait qu'Aristote s'était trompé !
En 1602, Galilée reprend ses travaux sur la chute des corps à l'aide d'un plan incliné. Après de brillantes expériences, c'est à lui qui revient l'honneur d'avoir formulé la loi mathématique décrivant cette chute. 
La vie de Galilée connaît un tournant en 1609 lorsqu'il apprend l'existence de la lunette, objet inventé par un hollandais qui servait davantage de jouet que d'instrument d'observation. Galilée en fabrique immédiatement une copie afin de la commercialiser. Son intelligence et le professionnalisme de son ouvrier lui permettent de perfectionner rapidement l'instrument : en peu de temps, il disposera d'une lunette grossissant 30 fois. Il a aussi l'idée de les tourner vers le ciel. Il y découvrira que la Voie lactée se compose en fait de nombreuses étoiles invisibles à l'œil nu, que la Lune présente des irrégularités et, surtout, il voit quatre petits corps tournant autour de Jupiter, comme la Lune autour de la Terre, reproduisant un système solaire en miniature : il les appelle « planètes médicéennes » pour faire allégeance à son nouveau protecteur, le grand-duc de Toscane, Côme II de Médicis, dans le Siderius Nuncius (Messager Céleste, 1610). Au comble de l'allégresse, le grand-duc nomme Galilée son philosophe et mathématicien personnel. Peu après, le savant découvre les taches solaires, prouvant par là que Soleil, comme la Terre, présente des imperfections. Véritables bombes dans le jardin de l'aristotélisme, ces affirmations successives gênent l'Église catholique qui en avait fait du philosophe grec son savant officiel. En outre, Galilée qui se déclare désormais ouvertement copernicien s'engage vivement dans des querelles scientifiques et se mêle imprudemment des questions religieuses. Irrité, le cardinal Robert Bellarmin (en fait, « saint Robert Bellarmin » car il sera canonisé au XX siècle), interdit à Galilée en 1616 de prêcher le copernicanisme et, par la même occasion, condamne explicitement l'héliocentrisme et le mouvement de la Terre. Il s'agit d'une menace sérieuse : le cardinal Bellarmin n'est pas seulement le Cardinal Inquisiteur, mais aussi l'un des plus grands responsables du procès qui avait conduit le malheureux philosophe, Giordano Bruno, à être brûlé vif en 1600. Le procès verbal de la rencontre entre Galilée et le cardinal porte cette mention « docere quovis modo ». En d'autres termes, Bellarmin, au nom de l'Église, interdit à Galilée « d'enseigner (le copernicanisme) par quelques moyen que ce soit ». Pour bien des historiens, cette mention est un faux ajouté au procès verbal (par le cardinal Bellarmin, ou par quelqu'un d'autre) dans le but de confondre Galilée plus tard.
La situation dans l'Église change cependant en 1623 : un ami de Galilée devient pape sous le nom d'Urbain VIII. Le souverain pontife, sans lever l'interdiction qui frappe Galilée, l'autorise officieusement à évoquer l'héliocentrisme. Mais à deux conditions : d'abord, il doit parler du mouvement de la Terre comme simple hypothèse, ensuite, il doit donner la parole aussi aux défenseurs du géocentrisme. 
C'est alors que paraît le Dialogue entre les deux plus grands systèmes du monde (1632), où Galilée introduit trois personnages : Salviati qui représente sa propre personne, Simplicius qui défend les conceptions antiques sur l'immobilité de la Terre et Sagredo qui est censé être neutre. En fait, Simplicius, ridiculisé du début à la fin de l'ouvrage, subit le feu croisé des deux autres personnages. Galilée, pour défendre le double mouvement de la Terre, expose dans ce livre une physique basée sur le principe d'inertie, qu'il ne parvient toutefois pas à énoncer correctement. En fait, l'énoncé de ce principe viendra un peu plus tard, sous la plume de Descartes.
Galilée commet deux grandes maladresses : d'abord, il présente une « preuve » du mouvement de la Terre, ce qui est contraire aux accords avec le pape. Ce dernier veut qu'on y évoque ce mouvement uniquement sous la forme d'hypothèse, ce qui exclue donc le recours aux « preuves ». Plus dramatique encore : la preuve de Galilée, basée sur les marées, est fausse. La deuxième maladresse de Galilée est de mettre dans la bouche de Simplicius un argument que le pape aimait à utiliser. Les adversaires du savant ont beau jeu d'exploiter ce point pour dire que Galilée est un perfide qui assimile le pape à un personnage ridicule. Le pontife, en furie, souhaite alors le procès de Galilée. 
Le procès de Galilée
Il ne faut cependant pas réduire ce procès à une mésentente entre deux hommes. Il s'explique aussi par la situation politique à l'intérieur de l'Église et la Guerre de Trente Ans qui ravage l'Europe Centrale : le pape est en effet violemment attaqué pour son immobilisme. Il est accusé d'être du « parti de la France », nation engagée dans la guerre aux côtés des Protestants, bien que la France fût une nation catholique. Avec ce procès, le souverain pontife entend utiliser une question qui peut faire l'unanimité des chrétiens, catholiques et réformés.
En 1633, Galilée comparaît devant Tribunal de l'Inquisition, où la mention « docere quovis modo » est au centre des accusations, alors que saint Bellarmin est déjà décédé. Galilée a peur. A l'exception du courageux Giordano Bruno qui avait bravé ce même tribunal, combien n'auraient pas tremblé à sa place ? Il est en effet vieux, déprimé, abandonné de tous ses amis et souffre de la vue au point de devenir bientôt aveugle. Voici pourquoi Galilée accepte d'abjurer. D'après une légende tenace, il aurait alors prononcé à propos du mouvement de la Terre : « Eppur si muove » (« Et pourtant elle tourne »). On imagine mal une telle audace : elle lui aurait coûté la vie !
Galilée est donc assigné à résidence à Arcetri (près de Florence) aux côtés de sa fille qu'il avait forcée à prendre le voile et qui portait le nom de sœur Marie Céleste. Mais celle-ci décède un peu plus tard. En prison, il écrit son œuvre majeure Discours concernant deux sciences nouvelles qui paraît en Hollande (1638).
Même la mort de Galilée en 1642 n'efface pas la rancune : les autorités ecclésiastiques interdisent à ses amis d'ériger le moindre monument funéraire. Celui-ci verra le jour un siècle environ après sa mort, avec une épitaphe dûment contrôlée par l'Église. En 1744, Benoît XIV autorise la publication des Dialogues en apposant toutefois « supposé » devant « mouvement de la Terre » et en avertissant qu'il doit être considéré comme simple hypothèse. Mais le pontife ne revient pas sur le décret interdisant l'héliocentrisme qui ne sera annulé qu'en 1822. En 1992, le pape Jean-Paul II « réhabilite » Galilée, réduisant son procès à une « tragique et réciproque incompréhension » entre lui et saint Bellarmin. Ce faisant, ce n'est pas Galilée qu'il réhabilite, c'est saint Bellarmin !
Bibliographie
Les livres sur Galilée sont très nombreux, citons seulement quelques-uns en français :
Biographies situant Galilée dans son contexte historique : 
KOESTLER Arthur, Les Somnambules, Calmann-Lévy, 1960.SIMAAN Arkan et FONTAINE Joëlle, L'Image du Monde des Babyloniens à Newton, Paris, Adapt, 1999.
Livres d'approfondissement
CLAVELIN Maurice, La philosophie naturelle de Galilée, Albin Michel, Paris, 1996.KOYRÉ Alexandre, Études galiléennes, Hermann, Paris, 1980.

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