amas de [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition] Abell 1689, dans lequel on distingue des arcs gravitationnels

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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

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Amas du coma

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Galaxies lointaines par Hubble - Photos Futura

Galaxies lointaines par Hubble

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Observation de deux &eacute;normes cavit&eacute;s, de 650 000 ann&eacute;es [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] de diam&egrave;tre, entour&eacute;es de [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] chauds et cr&eacute;&eacute;es par l'explosion du [popupdefinition id=62]trou noir[/popupdefinition] qui se niche au c&oelig;ur de ces bulles.Ceci r&eacute;sulte de l'[popupdefinition id=2910]absorption[/popupdefinition] d'une quantit&eacute; de [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] &eacute;quivalente &agrave; 300 millions de [popupdefinition id=15213]masses[/popupdefinition] solaires par le trou noir situ&eacute; au centre de l'amas de [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition] MS0735, &agrave; 2,6 milliards d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me Solaire[/popupdefinition].http://www.futura-sciences.com/sinformer/n/news5216.php

MS0735 Gargantua cosmique : plus puissante explosion jamais observée

Le terme « trou noir » a été inventé par le physicien américain John Wheeler, en 1967, pour décrire une concentration de masse-énergie qui s’est effondrée gravitationnellement sous sa propre force d’attraction et qui est devenue si compacte que même les photons ne peuvent se soustraire à cette force gravitationnelle.Jean-Pierre Luminet, Directeur de recherche au CNRS, et Françoise Combes, Professeur au Collège de France, nous parlent des trous noirs. © Fondation Hugot du Collège de FranceTrou noir, horizon des évènements et relativité générale d'EinsteinL’idée avait déjà été conçue au XVIIIe siècle par John Michell et Pierre-Simon de Laplace. Mais, pour un physicien et un astrophysicien moderne, un trou noir est, d'abord et avant tout, caractérisé par l'existence d'un horizon des évènements, ce qui, dans ce cas précis, est une surface sphérique délimitant une région de l’espace-temps dont même la lumière ne peut sortir.Dans le cadre des équations de la relativité générale, un tel objet est décrit par une unique famille de solutions des équations d’Einstein dites de Kerr-Newman et qui correspondent à un trou noir en rotation possédant un moment cinétique, une masse et une charge électrique.Trous noirs de Kerr, de Schwarzschild et de Reissner-Nordströmquand un trou noir tourne mais est sans charge, on parle de trou noir de Kerr ;quand un trou noir ne tourne pas et est sans charge, on parle de trou noir de Schwarzschild ;quand un trou noir ne tourne pas mais a une charge, il est décrit par la solution de Reissner-Nordström.Bien qu’une singularité de l’espace-temps soit présente dans ces solutions, elle ne caractérise pas un trou noir. Les astrophysiciens ont des raisons de penser qu’un traitement quantique de l’espace-temps et de la matière à l’intérieur d’un trou noir supprime cette singularité qui peut être décrite approximativement comme un point de densité infinie où la courbure de l’espace-temps est également infinie. Un modèle quantique de trou noir conduit au concept d’étoile de Planck.Interview : qu’est-ce qu’une étoile de Planck ?Trous noirs stellaires, trous noirs supermassifs et minitrous noirsLes trous noirs stellaires se forment à l'occasion de l'effondrement gravitationnel de certaines étoiles massives qui explosent en supernovae.On sait qu'il existe, au cœur de certaines galaxies, des trous noirs dits supermassifs. Ils contiennent de quelques millions à quelques milliards de masses solaires, mais l'on ne comprend pas bien comment ils se forment.Il pourrait également exister des minitrous noirs issus des phases très primitives de l'univers. L'Homme pourrait en créer grâce à des collisions de particules dans des accélérateurs.Les astrophysiciens ont des raisons de penser que les trous noirs chargés se déchargent spontanément et très rapidement. Ainsi, ceux qui existent dans l’univers ne devraient être que des trous noirs de Kerr ou de Schwarzschild.Une présentation du succès de l'Event Horizon Telescope qui vient de livrer la première image d'un trou noir, celle de celui qui est supermassif et qui se trouve au cœur de la galaxie elliptique M87 à environ 53 millions d'années-lumière de la Voie lactée. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l'écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Perimeter Institute for Theoretical PhysicsTrous noirs : le prix Nobel de physique pour ChandrasekharSubrahmanyan Chandrasekhar avait prévu la formation des trous noirs avant tout le monde au début des années 1930 en découvrant qu’une étoile ayant épuisé son carburant nucléaire et dont la masse dépassait 1,44 masse solaire devait s’effondrer sur elle-même. Bien qu’un tel effondrement gravitationnel puisse parfois simplement conduire à la formation d’une étoile à neutrons, il peut aussi conduire à celle d'un trou noir, comme Robert Oppenheimer et George Volkoff l’ont montré en compagnie d’Hartland Snyder.La théorie des trous noirs fit l’objet d’impressionnants travaux de la part de Chandrasekhar pendant les années 1970. Avec sa découverte de ce qui s’appelle maintenant « la masse de Chandrasekhar », ils furent en partie à l’origine de son prix Nobel de physique, obtenu en 1983. Comme d’habitude pour la remise de ce prix, le lauréat donna une conférence. À la fin de celle-ci, le grand astrophysicien indien fit de fascinantes remarques concernant la théorie mathématique des trous noirs :« Je ne sais pas si toute la portée de ce que j'ai dit est claire. Laissez-moi vous expliquer. Les trous noirs sont des objets macroscopiques avec des masses variant de quelques masses solaires à des milliards de masses solaires. Lorsqu’ils peuvent être considérés comme stationnaires et isolés, ils sont tous, chacun d'entre eux, décrits exactement par la solution de Kerr. C'est le seul cas connu où nous avons une description exacte d'un objet macroscopique.Les objets macroscopiques tout autour de nous sont régis par une variété de forces, décrites par diverses approximations de plusieurs théories physiques. […] En revanche, les seuls éléments de construction de trous noirs sont nos concepts de base de l'espace et du temps. Ils sont ainsi, presque par définition, les objets macroscopiques les plus parfaits de l'univers. Et, puisque la théorie de la relativité générale nous fournit une famille de solutions dépendant uniquement de deux paramètres pour leur description, ils sont aussi les objets les plus simples de l’univers ».Trous noirs : le rayonnement de HawkingCes considérations posent problème car elles conduisent à penser que toute l’information contenue dans les objets tombant dans un trou noir (à commencer par celle contenue dans une étoile se transformant en trou noir) est définitivement détruite, ou pour le moins inaccessible. Un trou noir devrait donc posséder une entropie et, comme tout objet possédant une entropie, il devrait posséder une température et rayonner. C’est la conclusion à laquelle est arrivé Stephen Hawking en appliquant la mécanique quantique aux trous noirs, ce qui lui a permis de découvrir que ceux-ci devaient émettre du rayonnement à la façon d’un corps noir chauffé.Les trous noirs devraient donc s’évaporer par rayonnement Hawking. Pourtant, aucune observation ne soutient cette théorie à ce jour, bien qu’elle semble très solide sur les bases de la physique théorique actuelle. Elle conduit cependant à des paradoxes, comme le paradoxe de l’information et le paradoxe du pare-feu, dont les solutions révolutionneraient la physique.Les astrophysiciens cherchent à démontrer que les objets qui se comportent comme des trous noirs le sont vraiment, c’est-à-dire qu’ils possèdent des horizons des évènements. L’étude des ondes gravitationnelles émises par des fusions de trous noirs, avec Ligo mais surtout eLisa, et peut-être aussi le Event Horizon Telescope (EHT), pourrait nous apporter des réponses à ce sujet. Ligo a détecté directement sur Terre pour la première fois les ondes émises par une telle fusion de trous noirs en 2015 et les membres de la la collaboration EHT ont révélé une première image d'un trou noir supermassif avec son horizon des événements le 10 avril 2019. L'image est celle du trou noir au centre de la galaxie M87 et elle est conforme à celle prédite sur ordinateur pour la première fois par Jean-Pierre Luminet en 1979.Champ lexical : trous noirs supermassifs | trous noirs stellaires

Trou noir

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.

L'année-lumière, unité de mesure extrêmement importante en astronomie, est utilisée pour exprimer les distances entre les étoiles et les galaxies. Cette mesure repose sur la constance de la vitesse de la lumière dans le vide, qui est environ de 299,792 kilomètres par seconde. Ainsi, en une année, la lumière peut parcourir près de 9,461 milliards de kilomètres.

Calcul détaillé d'une année-lumière
Le calcul d'une année-lumière peut se décomposer en une série d’étapes simplifiées :

La lumière parcourt 299,792 kilomètres en une seconde.
En une minute, cela équivaut à 17,987,520 kilomètres.
En une heure, la lumière parcourt environ 1,079,252,848 kilomètres.
En un jour, cela représente 25,902,068,371 kilomètres.
Finalement, en une année non bissextile (365 jours), la lumière parcourt environ 9,460,730,472,581 kilomètres.


Utilisation de l'année-lumière dans la communication scientifique
L’année-lumière sert non seulement à mesurer les distances astronomiques mais aussi à illustrer des concepts parfois difficiles à saisir, tels que la taille relative de l’univers ou le temps que met la lumière pour voyager d’un point à un autre dans l’espace. C'est une unité qui facilite la communication et la compréhension des échelles cosmiques par le grand public ainsi que la communauté scientifique.

En plus de l’année-lumière, d’autres unités comme le parsec (équivalent à environ 3,26 années-lumière) et l'unité astronomique (distance moyenne entre la Terre et le Soleil) sont aussi utilisées pour des mesures précises au sein de notre univers.

Exemples d'utilisation de l'année-lumière
La proximité de l’étoile la plus proche de notre système solaire, Proxima Centauri, est d’environ 4,24 années-lumière. Cela signifie que la lumière émise par cette étoile met un peu plus de quatre années pour atteindre la Terre. Utiliser l'année-lumière comme mesure offre une perspective plus intuitive de la distance relative plutôt qu’en kilomètres, qui serait difficilement saisissable en raison de sa grandeur.

Années-lumière dans la cartographie galactique
Les scientifiques utilisent l'année-lumière pour cartographier notre galaxie, la Voie Lactée, ainsi que d'autres galaxies lointaines. Ce système de mesure aide à déterminer non seulement la distance mais aussi la position des étoiles dans une galaxie, leur mouvement et leur composition à travers l'analyse de la lumière qu'elles émettent.

Pour plus de détails sur la mesure et ses applications, référez-vous à des études académiques disponibles sur des plateformes comme l’analyse des mesures cosmiques et l'utilité de l'année-lumière, où des recherches sur les mesures cosmiques et l'utilité de l'année-lumière sont régulièrement publiées.

L’utilisation de l'année-lumière dans la compréhension de l'univers
L’utilisation de l'année-lumière permet aux astronomes de mieux comprendre l’histoire et la structure de l’univers. En mesurant la lumière des objets célestes distants, les scientifiques peuvent examiner des événements passés, car ils voient ces objets tels qu’ils étaient lorsque la lumière a été émise, il y a parfois des millions, voire des milliards d'années.

Pour un approfondissement des méthodologies et des technologies impliquées, les publications sur les technologies et méthodes en astronomie cosmospective peuvent offrir un aperçu enrichissant.

Année-lumière

Système solaire : qu'est ce que c'est ?On appelle Système solaire, l’ensemble des astres soumis au champ de gravitation du Soleil (notre étoile à elle seule représente 99,8 % de la masse totale du Système solaire !). Le Système solaire évolue dans l’un des bras de notre galaxie spirale, la Voie lactée, à quelque 26.000 années-lumière de son centre. Selon les définitions établies par l’Union astronomique internationale, notre Système solaire comprend notamment :Huit planètes — et leurs satellites naturels ; il y en a plus de 175 connus — que sont Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, par ordre d’éloignement au Soleil. Les quatre premières sont qualifiées de planètes telluriques, les quatre dernières, de planètes gazeuses.Des planètes naines comme Pluton ou Cérès.Plusieurs centaines de milliers d’astéroïdes composés de roches et de minéraux métalliques essentiellement. Leur taille est extrêmement variable, de plusieurs centaines de kilomètres aux grains de poussière. Ils sont regroupés majoritairement dans la Ceinture d’astéroïdes principale, située entre Mars et Jupiter.Des milliers de comètes composées de poussières et de glaces volatiles.D’innombrables petits corps glacés comme les Centaures — qui orbitent entre Jupiter et Neptune — ou encore les objets transneptuniens dans la lointaine Ceinture de Kuiper.Depuis quelques années, Pluton n’est plus considérée comme une planète et il est officiellement admis que notre Système solaire ne compte que huit planètes. Mais cela pourrait changer… © NasaSystème solaire : un monde rempli de surprisesAu-delà de la Ceinture de Kuiper se trouverait un gigantesque ensemble de corps glacés baptisé nuage d’Oort. Sa limite externe marquerait la limite de l’influence gravitationnelle du Soleil. Les astronomes estiment qu’elle se situe quelque part entre 1,6 et 2 années-lumière — soit entre 101.186 et 126.482 unités astronomiques — de notre étoile ! Mais l’héliosphère — cette bulle créée par les vents solaires — ne s’étend pas aussi loin. Le milieu interstellaire l’interrompt dans une direction à une centaine d’unités astronomiques, soit seulement quelque 0,002 année-lumière.Notez que le Système solaire réserve sans doute encore des surprises aux astronomes. Certaines régions comme la zone située entre le Soleil et Mercure sont encore mal connues. Les orbites de plusieurs objets transneptuniens suggèrent qu'une neuvième planète, peut-être 4 fois plus grande que la Terre et 10 fois plus massive, pourrait se cacher aux confins de notre Système solaire, entre 500 et 1.200 unités astronomiques du Soleil.

Système solaire

On désigne par le terme de matière tout ce qui compose les corps qui nous entourent, tout ce qui a une masse et un volume. Cette définition englobe une variété de composants et de caractéristiques, donnant naissance à des catégories spécifiques qui enrichissent notre compréhension de la matière dans son ensemble.Matière organique, matière azotée, etc.Il existe différentes familles de matière, chacune apportant sa propre contribution à la diversité de notre univers physique :
La matière organique, présente dans les êtres vivants (animaux ou végétaux) ou sous forme décomposée, joue un rôle crucial dans les cycles biogéochimiques et la régulation de la vie sur Terre. Son étude est essentielle pour comprendre les processus biologiques et écologiques.
La matière azotée, issue des transformations de l'azote, constitue un élément fondamental dans la composition de nombreux composés chimiques. Son importance s'étend aux domaines de l'agriculture, de la chimie et de la biologie, où l'azote participe à des réactions vitales pour la croissance des plantes et la synthèse de molécules complexes.
Les états de la matièreDans la vie de tous les jours, nous avons affaire à trois états de la matière, chacun caractérisé par des propriétés distinctes :
L'état solide, où les particules sont étroitement liées et organisées, conférant une structure rigide à la matière.
L'état liquide, où les particules sont mobiles mais conservent une cohésion suffisante pour maintenir le volume de la substance.
L'état gazeux, où les particules sont dispersées et se déplacent librement, occupant tout l'espace disponible.
La chimie, en tant que science, explore ces états ainsi que la composition et les transformations de la matière, nous permettant de comprendre les bases moléculaires du monde qui nous entoure.Matière baryonique et non baryonique : la matière sombreAu-delà de la matière ordinaire que nous connaissons, il existe une classification fascinante :
La matière baryonique, constituée de baryons tels que le proton et le neutron, forme la matière ordinaire que nous côtoyons au quotidien. Elle compose les atomes qui forment la structure de notre réalité tangible.
La matière non baryonique, comme la mystérieuse matière sombre, suscite l'intérêt de la cosmologie. Supposée être composée de particules exotiques ne faisant pas partie de notre compréhension conventionnelle, la matière sombre joue un rôle crucial dans la formation et la structure de l'Univers.
Antimatière et antiparticulesUn aspect intrigant de la matière est l'existence de son opposé :L'antimatière, rare en quantité, est constituée d'antiparticules présentant des charges opposées à celles des particules ordinaires. Si les antiparticules entrent en contact avec des particules de matière, elles peuvent s'annihiler mutuellement. Cette dualité entre matière et antimatière soulève des questions fondamentales sur la nature symétrique de l'univers et les mystères de l'origine cosmique.

Matière

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 kilogramme
La 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.

Ne pas confondre masse et poids
Si, 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 g

où g représente l'accélération de la pesanteur en un lieu donné

Profondeur scientifique autour de la masse
Le concept de masse occupe une place essentielle à la fois en physique classique et en physique moderne. Elle est souvent comparée ou pensée en relation avec la densité qui est la masse par unité de volume. L'importance de la masse apparaît également de manière cruciale dans la théorie de la relativité d'Einstein, où elle est liée à l'énergie d'un corps par l'équation célèbre E=mc², indiquant que l'énergie (E) est égale à la masse (m) fois la vitesse de la lumière (c) au carré.

Expériences et équivalences
Historiquement, les expériences de la balance de Cavendish et les travaux ultérieurs ont permis de préciser les mesures des masses de manières extrêmement précises, soulignant l'importance cruciale de précision dans les études scientifiques sur la gravitation et les forces fondamentales.

Applications et implications technologiques de la masse
La compréhension correcte de la masse est également fondamentale dans de nombreux domaines appliqués tels que l'ingénierie, l'aérospatiale et les technologies des transports, où le poids des matériaux par rapport à leur résistance peut déterminer l'efficacité de l'ensemble du système.

La masse n'est pas seulement un indicateur de la quantité de matière, mais un concept central dans notre compréhension de l'univers, affectant les domaines allant des lois fondamentales de la physique à des applications pratiques dans la technologie et l'industrie.

Masse

Un gaz est un état de la matière, tout comme les états solide et liquide. Dans l'état gazeux, les particules de matière qui composent un gaz (atomes, molécules ou ions) sont très éloignées les unes des autres et sont en mouvement constant et rapide. Ce mouvement dans toutes les directions et ces grandes distances entre les particules font que les gaz sont hautement compressibles et qu'ils prennent la forme et le volume du contenant dans lequel ils se trouvent.

Le saviez-vous ?
La matière est tout ce qui a une masse et occupe un espace. Elle existe sous différentes formes ou états, qui sont déterminés par les conditions de température et de pression auxquelles elle est soumise. Les trois états de la matière les plus courants sont solide, liquide et gazeux, mais il existe également d'autres états, tels que le plasma et les condensats de Bose-Einstein.

Les gaz n'ont donc ni forme ni volume définis et se dilatent pour remplir leur contenant. Ils sont facilement compressibles et ont une faible résistance à la déformation. Les exemples courants de gaz comprennent l'air que nous respirons, qui est un mélange de plusieurs gaz comme l'oxygène, l'azote et le dioxyde de carbone, ainsi que le gaz naturel, l'hélium et la vapeur d'eau.

Décomposition des caractéristiques physiques des gaz
Les caractéristiques des gaz sont nombreuses et variées. Voici quelques-unes des principales caractéristiques des gaz :

Faible densité : les gaz ont une faible densité en raison des grandes distances entre les particules qui les composent. Cela signifie que les gaz ont une masse par unité de volume plus faible que les solides et les liquides ;
Compressibilité : les gaz sont hautement compressibles en raison des grandes distances entre les particules. Cela permet la modification de la densité d'un gaz en réduisant le volume qu'il occupe, comme lorsqu'on le comprime dans un récipient ;
Expansion : les gaz ont tendance à se dilater pour occuper tout l'espace disponible dans un contenant, une propriété dictée par le mouvement constant et rapide des particules qui les composent ;
Pression : les gaz exercent une pression sur les parois du contenant due aux collisions des particules avec ces parois. La pression d'un gaz est directement proportionnelle à sa température et à sa densité ;
Diffusion : les gaz ont la capacité de se mélanger et de se répandre uniformément dans un espace, en raison du mouvement aléatoire et rapide des particules qui les composent ;
Énergie cinétique élevée : les particules de gaz possèdent une énergie cinétique élevée en raison de leur mouvement constant et rapide, ce qui affecte directement la température du gaz, celle-ci étant une mesure de l'énergie cinétique moyenne de ses particules.


Interaction des gaz avec d'autres substances
Outre leurs interactions entre eux, les gaz peuvent aussi interagir avec d'autres substances. Par exemple, un gaz peut se dissoudre dans un liquide, comme l'oxygène dans le sang. Toutefois, certains gaz ne sont pas complètement miscibles, comme le dioxyde de soufre et l'air, ou le chlore et l'hydrogène. Ces gaz peuvent former des mélanges hétérogènes ou réagir entre eux pour former de nouveaux composés.

Utilisations pratiques et impact environnemental des gaz
Les applications des gaz sont vastes et touchent divers secteurs. Les gaz nobles, par exemple, trouvent plusieurs utilisations en industrie, en science et en technologie pour leurs propriétés uniques. L'hélium est utilisé pour gonfler des ballons, l'argon dans la production de puces électroniques, le krypton et le xénon dans les lampes à décharge, et le radon dans certains traitements médicaux contre le cancer.

Les gaz à effet de serre comme le dioxyde de carbone (CO2), le méthane (CH4), le protoxyde d'azote (N2O), l'ozone (O3) et les CFC jouent un rôle crucial dans la régulation de la température terrestre par leur capacité à absorber et émettre des rayonnements infrarouges. Toutefois, leur concentration accrue due à des activités humaines amplifie l'effet de serre et contribue au réchauffement climatique, ce qui nécessite des mesures régulatrices strictes pour limiter leurs émissions.

PHYSIQUE Phénomène par lequel une partie de l'énergie de rayonnements électromagnétiques ou corpusculaires est dissipée dans un milieu matériel.

PHYSIOLOGIE Pénétration d'une substance venant de l'extérieur dans un organisme vivant. Absorption intestinale : passage des substances nutritives de l'intestin dans le sang.

CHIMIE, PHYSIQUE Propriété présentée par les solides ou les liquides de retenir certains gaz ou liquides dans la totalité de leur volume.

Mécanismes de l'absorption en physique

L'absorption dans le domaine physique est crucial pour comprendre de nombreux phénomènes naturels et technologiques, y compris les interactions de la lumière avec la matière. Quand les rayonnements électromagnétiques, tels que la lumière visible, les rayons ultraviolets ou les rayons X, entrent en contact avec un matériau, ils peuvent être partiellement absorbés. Cette absorption se traduit par une conversion de l'énergie lumineuse en chaleur, modifiant ainsi les propriétés optiques du matériau. C'est ce phénomène qui est en grande partie responsable des couleurs que nous voyons. Plus techniquement, le coefficient d'absorption d'un matériau est un indicateur de sa capacité à absorber la lumière à différentes longueurs d'onde.

Applications technologiques de l'absorption

L'absorption a des applications pratiques significatives, notamment dans la conception de matériaux pour l'optique et la photonique. Par exemple, la création de filtres solaires ou de verres protecteurs implique l'utilisation de matériaux avec des spécificités d'absorption ciblées pour bloquer ou permettre le passage de certaines longueurs d'onde de la lumière.

Rôle de l'absorption en physiologie

En physiologie, l'absorption est un processus vital qui permet aux organismes de tirer les nutriments nécessaires de leur environnement. Principalement, dans le tractus gastro-intestinal des animaux, y compris les humains, l'absorption intestinale est le processus par lequel les nutriments issus des aliments sont transférés du système digestif vers la circulation sanguine. Ce processus comprend plusieurs étapes, dont la dégradation des aliments, la dissolution des nutriments solubles, et enfin leur passage à travers les parois intestinales.

Cette dynamique d'absorption est affectée par divers facteurs tels que la présence d'autres substances, le pH de l'intestin ou l'état de santé de l'individu, influençant ainsi l'efficacité avec laquelle les nutriments sont absorbés.

Implications médicales de l'absorption intestinale

Une mauvaise absorption peut entraîner des conditions médicales sérieuses comme la malabsorption, qui se caractérise par une absorption inefficace des nutriments dans l'intestin. Cette condition peut être du à des maladies telles que la maladie cœliaque, la fibrose kystique, ou à certaines interventions chirurgicales affectant l'intestin.

Absorption chimique et applications industrielles

Dans le domaine de la chimie, le concept d'absorption est notamment important pour l'ingénierie des procédés, notamment pour le traitement de l'air ou la séparation des gaz. Les solides et liquides peuvent absorber les gaz, ce qui est exploité dans des applications telles que la capture du dioxyde de carbone pour lutter contre les émissions de gaz à effet de serre.

Les absorbants, comme le charbon actif ou les tamis moléculaires, sont utilisés pour purifier les substances en retenant les contaminants ou les matériaux indésirables à leur surface ou dans leurs pores, selon leur capacité d'absorption.

Absorption

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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Comparaison de la taille [popupdefinition id=15839]physique[/popupdefinition] de MS 0735.6 7421 avec Perseus, autre [popupdefinition id=13]amas de galaxies[/popupdefinition] qui contient de nombreuses cavit&eacute;s. http://www.futura-sciences.com/sinformer/n/news5216.php

Comparaison de MS 0735.6 7421 avec Perseus

La physique est une science de la nature expérimentale qui étudie les phénomènes naturels et leurs évolutions. Elle établit des théories qui permettent de les modéliser et, de fait, de les prévoir.
Les théories établies par la physique s’appliquent dans des cadres bien définis.
La physique classique
La physique classique, par exemple, étudie le monde des solides, des liquides et des gaz. Elle nous apprend à concevoir des voitures ou à bâtir des immeubles. Elle repose sur des définitions anciennes de temps, d’espace, de matière et d’énergie. Elle peine toutefois à expliquer certains phénomènes observés dans la nature.
La physique quantique
La physique quantique prend alors le relais. Son domaine d’application, c’est le monde des particules et des champs de force. La physique quantique a permis des progrès dans la conception des lasers, entre autres. Elle introduit aussi de nouvelles définitions de la matière et de l’énergie.
La relativité générale
La relativité générale s’intéresse au monde macroscopique. C’est à la relativité générale que nous faisons appel, par exemple, pour traiter l’information utile au fonctionnement de nos GPS. Elle introduit de nouvelles définitions de l’espace et du temps.
Mécanique, optique, magnétisme, astrophysique…
Il existe d’autres façons de classer les disciplines de la physique en fonction des phénomènes qu’elle étudie. Ainsi, par exemple :
la mécanique s’intéresse au mouvement des corps ;l’optique s'intéresse à la lumière et à ses propriétés ;le magnétisme s'intéresse aux champs magnétiques et aux forces qu’ils engendrent ;l'astrophysique concerne l'étude des propriétés des objets de l'univers.
Les physiciens célèbres
Parmi les physiciens célèbres, citons notamment :
Archimède ;Galilée ;Evangelista Torricelli ;Blaise Pascal ;Isaac Newton ;Daniel Gabriel Fahrenheit ;André-Marie Ampère ;Léon Foucault ;Max Planck ;Pierre et Marie Curie ;Albert Einstein ;Erwin Schrödinger ;Werner Heisenberg ;Georges Charpak ;Hubert Reeves ;Stephen Hawking.

Physique

Un amas de galaxies (ou amas galactique) est une concentration de galaxies liées ensemble par la gravitation. Les amas s’étendent sur quelques millions d’années-lumière et contiennent généralement plusieurs milliers de galaxies. Ce sont en grande majorité des galaxies naines, c’est-à-dire dont les étoiles se comptent en centaines de millions et non en centaines de milliards.
Il n’y a pas seulement des galaxies dans les amas : celles-ci ne contribuent en réalité que pour 10 % de leur masse totale. Mais ce sont les seuls objets que l’on peut voir puisqu’ils sont très lumineux (dans le domaine visible). En fait, les amas contiennent aussi des nuages de gaz très chaud prisonniers entre les galaxies, qui émettent dans le domaine des rayons X. Enfin et non des moindres, l'énigmatique matière noire représente 80 % de la masse des amas.
Les amas, comme ici Abell 2537 observé par Hubble, produisent un effet de lentille gravitationnel, c’est-à-dire qu’ils courbent l’espace-temps et nous permettent de voir la lumière de galaxies très lointaines, cachées derrière eux, visibles sur cette image sous forme de traits lumineux. © ESA, Hubble, Nasa
Groupes, amas et superamas : les plus grandes structures de l’univers
Les galaxies vivent volontiers ensemble : la moitié des galaxies au moins font partie d’un groupe ou d’un amas. On peut distinguer en effet les amas, qui rassemblent des milliers de galaxies, des groupes qui en contiennent quelques dizaines. De plus, les amas sont surtout constitués de galaxies elliptiques et lenticulaires, tandis que les groupes rassemblent essentiellement des galaxies spirales.
Quelle est la plus grande structure de l’univers ?
Les amas sont les plus grandes structures de l’univers liées par la gravitation. Ils se rassemblent par ailleurs en superamas ! Ainsi, notre Galaxie, la Voie lactée, fait partie du Groupe Local contenant une quarantaine de galaxies, mais aussi du superamas de la Vierge. Au centre de ce dernier se trouve l’amas de la Vierge. Il contient environ 2.000 galaxies et il s’agit de l’amas le plus proche de nous.

Amas de galaxies

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Cette image de MACSJ0717 montre dans des cercles les quatre [popupdefinition id=13]amas de galaxies[/popupdefinition] impliqu&eacute;s dans la collision, ainsi que la direction des [popupdefinition id=316]mouvements[/popupdefinition] pour les trois amas les plus rapides. &copy; En [popupdefinition id=1002]rayon X[/popupdefinition] ([popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/CXC/IfA/C. Ma et al.); dans le visible (Nasa/STScI/IfA/C. Ma et al.)

Collision de quatre amas de galaxies

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

Le rayon X est un rayonnement électromagnétique composé de photons de 5 picomètres à 10 nanomètres. Utilisé dans la cristallographie et l'imagerie médicale, il fut découvert en 1895 par le physicien Wilhelm Röntgen.
Inventé en 1895 par Wilhelm Röntgen
Invention des rayons X
La découverte des rayons X est basée sur celle, en 1869, des rayons cathodiques par Hittorf : les physiciens du monde entier se penchent sur cette invention sans y trouver la moindre application pratique. En 1895, Röntgen décide de plonger un tube de Crookes dans un caisson opaque. Il se rend alors compte que le rayonnement traverse la matière, et que les éléments métalliques sont visibles en négatif. Il en déduit que les rayons sont invisibles et qu'ils sont émis dans la direction des électrons de ce tube. Ne trouvant pas de dénomination adéquate, il les nomme « rayons X » en raison de leur nature inconnue.
Un premier cliché est effectué sur la main d'Anna Bertha Röntgen le 22 décembre 1895 : à la suite d'une pose de vingt minutes, le cliché affiche clairement la bague à son doigt. Il s'agit de la première radiographie. Grâce à cette découverte, Röntgen obtient le premier prix Nobel de physique.
Utilisation des rayons X
Les rayons X peuvent être produits de deux manières : par production de transitions électroniques sur les couches internes, proches du noyau : c'est le principe de la spectrométrie de fluorescence X. Ils peuvent aussi être produits par un freinage des électrons au sein d'un tube à rayon X, sur une cible métallique : le rayonnement est dit Bremsstrahlung.
Aujourd'hui, ils sont massivement utilisés dans le domaine de la médecine, de la sécurité, au sein des aéroports notamment, mais aussi, plus récemment, dans l'imagerie précise de fossiles : ils permettent de procéder à des découpes (ou tranches) virtuelles sans toucher à leur structure. Dans l'espace, on a individualisé de très nombreuses sources de rayons X. Les sources principales de rayons X sont les supernovae, les pulsars et les quasars.

Rayon X

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

Mouvement

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Observ&eacute; dans le visible, 2XMM J083026+524133 para&icirc;t faiblement lumineux (tache bleue). Il est pourtant aussi lourd que mille [popupdefinition id=36]galaxies[/popupdefinition]. &copy; Esa [popupdefinition id=4170]XMM-Newton[/popupdefinition]/EPIC, LBT/LBC, AIP (J. Kohnert)

Le plus massif des amas de galaxies

Lancé depuis Kourou par une fusée Ariane 5, le 10 décembre 1999, le satellite XMM-Newton dispose d'une capacité de détection des sources de rayonnement X supérieure à celle de tous ses prédécesseurs, ce qui lui permet de contribuer à résoudre de nombreuses énigmes liées aux phénomènes les plus spectaculaires de notre univers, de la formation des galaxies jusqu'aux trous noirs. 
Il devrait envoyer des données pendant une dizaine d'années. Sa conception, qui fait appel à des technologies de pointe, comporte plus de 170 miroirs cylindriques très fins disposés sur trois télescopes. Son orbite elliptique (115 000 km à l'apogée et 6000 km au périgée) l'entraîne jusqu'à une distance équivalente à un tiers de celle séparant la Terre de la Lune, ce qui permet aux astronomes d'effectuer des observations longues et ininterrompues sur les objets célestes qu'ils étudient.

Satellite XMM-Newton

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Situ&eacute; dans la [popupdefinition id=5369]constellation de la Baleine[/popupdefinition], c'est le plus lointain des [popupdefinition id=13]amas de galaxies[/popupdefinition] connus, &agrave; un peu plus de 10 milliards d'[popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]. &copy; Nasa

JKCS041

La constellation de la Baleine, du latin Cetus, est la quatrième plus grande constellation du ciel. Elle se trouve en dessous de la constellation des Poissons. Les étoiles principales qui la constituent sont l'étoile Mira et l'étoile Diphda. Trois essaims météoritiques y sont associés : les Cétides d'octobre, les Eta cétides, et les Omicron cétides.
Dans la mythologie grecque, la constellation de la Baleine représente le monstre marin que Poséidon aurait envoyé pour détruire toutes formes de vie, pour se venger de Cassiopée qui avait déclaré sa fille aussi belle que les Néréides, filles de Néré et de Doris, dont l'une est l'épouse de Poséidon lui même. On dit également qu'elle représente la baleine qui a avalé Jonas dans la Bible.

Constellation de la Baleine

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Les [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] ont dress&eacute; la carte des champs de [popupdefinition id=324]vitesse[/popupdefinition] pour 30 [popupdefinition id=42]galaxies spirales[/popupdefinition] de l'amas de la Vierge. &copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]/OHP/CFHT

Mouvements dans l'amas de la Vierge

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

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

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.

Applications pratiques de la mesure de la vitesse
La vitesse, en tant que concept physique fondamental, joue un rôle crucial dans divers domaines au-delà de la physique fondamentale. Dans le domaine du transport, par exemple, la mesure précise de la vitesse est indispensable pour assurer la sécurité et optimiser les performances des véhicules. Les systèmes de navigation modernes, tels que le GPS, calculent la vitesse pour fournir des estimations précises des temps de trajet et des itinéraires optimisés.

En aéronautique, la vitesse des avions est minutieusement contrôlée pour gérer efficacement le trafic aérien et réduire le risque de collisions. De même, en météorologie, l'analyse des vitesses du vent aide à prévoir les conditions météorologiques, y compris les tempêtes et les cyclones, pouvant avoir d'importantes implications pour la sécurité publique et la planification des réponses aux urgences.

Importance de la vitesse dans le sport
Le concept de vitesse est également central dans le monde du sport. Dans les disciplines telles que le sprint, le cyclisme ou le ski, la capacité à générer une vitesse maximale est souvent déterminante dans les performances des athlètes. La mesure et l'analyse de la vitesse sont utilisées pour améliorer les techniques d'entraînement et optimiser les performances athlétiques, un domaine d'étude qui se développe continuellement grâce aux avancées technologiques.

Technologies modernes pour mesurer la vitesse
Les technologies modernes ont révolutionné la manière dont nous mesurons et comprenons la vitesse. L'utilisation de radars, de lasers et de différents types de capteurs permet de mesurer précisément la vitesse dans divers contextes, des véhicules en mouvement sur une autoroute à la lumière voyageant dans l'espace. Cette précision est cruciale pour des applications allant de la sécurité routière à la recherche en physique fondamentale.

En astrophysique, par exemple, la mesure de la vitesse des objets cosmiques, comme les étoiles et les galaxies, aide les scientifiques à déduire des informations sur l'expansion de l'univers et la distribution de la matière à grande échelle. Les technologies de mesure de vitesse contribuent également à la navigation spatiale, permettant aux sondes et aux véhicules spatiaux d'atteindre leurs destinations prévues avec une précision exceptionnelle.

Évolution de la vitesse dans la perspective scientifique
Depuis la formalisation de la notion de vitesse par Pierre Varignon et Gottfried Wilhelm Leibniz, la compréhension de la vitesse a évolué avec les avancées scientifiques et technologiques. Les chercheurs continuent d'étudier les propriétés de la vitesse à des échelles infiniment petites dans le domaine de la mécanique quantique ainsi qu'à des échelles cosmiques en astrophysique. Ces études aident à répondre à des questions fondamentales sur la nature de l'univers et les lois qui le régissent.

La vitesse est un concept central en science, avec des applications qui s'étendent bien au-delà des limites traditionnelles de la physique. Sa mesure et son analyse précises sont cruciales dans de nombreux secteurs, influençant des domaines aussi variés que la sécurité des transports, la météorologie, l'ingénierie, l'astrophysique et le sport. Continuer à améliorer les technologies de mesure de la vitesse et à étudier ses applications permettra de pousser encore plus loin les frontières de la science et de la technologie.

Champ lexical : vélocité | rapidité

Vitesse

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Amas de galaxie

Amas lentilles

Amas

MS0735

Univers

Hubble

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

Nuage

La gravitation est l’une des forces fondamentales de la physique. Elle correspond à l’attraction mutuelle s’exerçant entre deux corps de masses non nulles.Newton et la force de gravitationC'est à Isaac Newton que l’on doit la première formulation de la force de gravitation à la base de la mécanique, autrement dit, de la science du mouvement.Selon cet homme de sciences britannique, l’expression de la force F entre deux corps ponctuels de masses m1 et m2 séparés par une distance d est la suivante :où G est la constante gravitationnelle, dont l'idée avait été introduite par Galilée.La force de gravitation varie donc en fonction des masses des corps impliqués, et elle est inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare. Ainsi, lorsque la distance double, la force de gravitation est divisée par quatre.La gravitation selon Einstein et la théorie MondUne description plus profonde de la gravitation a été donnée par Einstein avec sa théorie de la relativité générale lorsque les masses sont importantes. Elle fait intervenir la courbure de l'espace-temps. On s'interroge sur l'existence d'une théorie encore plus profonde qui modifierait l'expression de la force de Newton comme le suggère la théorie Mond, la théorie de la dynamique newtonienne modifiée.Classiquement, la description newtonienne de la gravitation suffit à décrire les phénomènes que nous observons sur Terre et même au niveau de l’univers (parcours des planètes dans le Système solaire, etc.). Cependant, lorsqu’il est question de détailler ce qu’il se passe au cœur d’objets particuliers que sont, par exemple, les étoiles à neutrons ou les trous noirs, il devient indispensable de prendre en compte la description d’Einstein.Champ lexical : force de gravitation | force gravitationnelle

Gravitation

Le terme coma s'emploie dans les domaines de la santé et de l'astronomie.
Santé
Dégradation de l'état de conscience qui empêche la communication réceptive et expressive avec le milieu environnant. Cet état d'inconscience duquel le sujet ne peut être éveillé par la stimulation verbale ou même douloureuse peut être attribuable à une atteinte structurale, à une affection métabolique ou à un agent toxique exogène ou endogène qui entravent les mécanismes de l'éveil à différents degrés. 
Les modifications du tonus musculaire, de la motilité spontanée, des réflexes et des signes vitaux constituent autant d'expressions de la perturbation des mécanismes de contrôle, de régulation et d'intégration de l'éveil au niveau de l'encéphale et du tronc cérébral.
Astronomie
La coma d'une comète est une sorte d'atmosphère assez dense entourant le noyau, elle est constituée d'un mélange de poussières et de molécules de gaz éjectées du noyau : essentiellement des molécules d'eau, de monoxyde de carbone (CO) et de dioxyde de carbone (CO2).

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