Repr&eacute;sentation du syst&egrave;me plan&eacute;taire d'Epsilon Eridani (une [popupdefinition id=27]&eacute;toile naine[/popupdefinition] orange) situ&eacute; &agrave; 10,5 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de nous.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Esa/G. Bacon

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Le système planétaire d'Epsilon Eridani

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

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

Étoile naine

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

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Vue d'artiste de la plan&egrave;te TrES-1 autour de&nbsp;son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition]. &copy;&nbsp;David A. Aguilar (CfA) Pour en savoir plus, voir notre article sur la premi&egrave;re d&eacute;tection de la [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] &eacute;mise par des [popupdefinition id=2576]plan&egrave;tes extrasolaires[/popupdefinition].<link http:="">

L'exoplanète TrES-1 et son étoile

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

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

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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L'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] Kepler 452b, ici repr&eacute;sent&eacute;e en vue d'artiste, ressemble &eacute;trangement &agrave; la Terre. Elle tourne en un peu plus d'un an terrestre autour d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] de type G2, comme le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], mais plus &acirc;g&eacute;e que lui. De l'eau [popupdefinition id=15334]liquide[/popupdefinition] existe peut-&ecirc;tre &agrave; sa surface car elle se trouve dans la [popupdefinition id=9108]zone d'habitabilit&eacute;[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition] Ames, [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]-Caltech, [popupdefinition id=21507]T[/popupdefinition]. Pyle

Kepler 452b, cette exoplanète qui ressemble tant à la Terre

Le "Jet Propulsion Laboratory" (JPL) basé à Pasadena aux États-Unis est un des nombreux centres de recherches de la NASA. Il est dirigé par le "California Institute of Technology" (Caltech), célèbre université américaine.
Le JPL est le principal centre américain pour l'exploration robotique du système solaire. Il a dirigé plusieurs projets comme les sondes Pioneer, Viking, Voyager et plus récemment la sonde Galileo, les missions Mars Pathfinder et les deux robots de la mission Mars Exploration Rover (Spirit et Opportunity), Cassini-Huygens. 
Site internet du JPL.

Jet Propulsion Laboratory

Le tritium est un isotope radioactif de l'hydrogène, symbolisé par ³H ou T. Contrairement à l'hydrogène ordinaire qui a un proton dans son noyau, le tritium possède un proton et deux neutrons, ce qui le rend plus lourd et instable. Il émet des radiations bêta faibles et a une demi-vie d'environ 12,32 ans. Le tritium se forme naturellement dans l'atmosphère sous l'effet des rayons cosmiques et peut également être produit artificiellement dans les réacteurs nucléaires.À quoi ça sert actuellement ?Le tritium a plusieurs applications importantes, principalement dans les domaines de l'énergie nucléaire, de la recherche scientifique, et de l'industrie. Il est utilisé dans les dispositifs d'éclairage qui ne nécessitent pas de source d'énergie externe, comme les signaux de sortie de secours, les montres-bracelets, et les viseurs d'armes à feu. La lumière est produite par la réaction du tritium avec un phosphore.Le tritium joue également un rôle crucial dans les recherches sur la fusion nucléaire, notamment comme combustible dans les réacteurs à fusion expérimentaux. Lorsqu'il est combiné avec le deutérium, il peut libérer une grande quantité d'énergie. Toujours en recherche scientifique, le tritium est utilisé comme traceur dans des études biologiques et environnementales, permettant de suivre le mouvement de l'eau ou d'autres substances dans des systèmes complexes.Le tritium, radioactif et très mobile, peut présenter un danger en raison de sa persistance dans l'environnement - jusqu'à plusieurs décennies selon les milieux. © Casimiro, Adobe StockLe tritium dans l’HistoireLe tritium a été découvert en 1934 par Ernest Rutherford, Mark Oliphant et Paul Harteck. Sa production industrielle a commencé pendant la Seconde Guerre mondiale, principalement pour les besoins de la recherche nucléaire et des armements. Il a été largement utilisé dans les armes nucléaires pour augmenter l'efficacité des explosions thermonucléaires et demeure un composant crucial des armes nucléaires modernes.Après la guerre, il a trouvé des applications dans les domaines de la recherche médicale et environnementale. Dans les années 1960 et 1970, son utilisation s'est étendue à l'industrie des panneaux de signalisation et des montres lumineuses.Est-ce que c'est dangereux ?Le tritium émet des radiations bêta faibles, qui ne peuvent pas pénétrer la peau humaine. Cependant, il peut être dangereux s'il est ingéré, inhalé, ou absorbé par la peau sous forme de vapeur d'eau tritiée ou de composés organiques tritiés.Les molécules d'eau contenant du tritium peuvent en effet être inhalées ou ingérées, entraînant une exposition interne à la radiation. Une exposition prolongée ou à des concentrations élevées de tritium peut également augmenter le risque de cancers et de dommages génétiques. Enfin, naturellement radioactif, le tritium nécessite des précautions strictes lors de sa manipulation pour minimiser l'exposition.Le tritium est encore utilisé aujourd'hui pour les montres de plongées ou à usage militaire, des contextes où une luminosité constante est essentielle. © Pavel, Adobe StockComment produit-on du tritium ? Le tritium peut être produit de plusieurs façons, mais il est plus souvent produit dans des réacteurs nucléaires par irradiation du lithium-6 avec des neutrons. Dans les réacteurs à eau lourde, le tritium se forme à partir de l'interaction des neutrons avec le deutérium dans l'eau lourde D2O. Enfin, des quantités plus petites de tritium peuvent être produites dans des accélérateurs de particules.La France produit du tritium, principalement pour ses besoins en recherche nucléaire et pour ses programmes d'armement. Il est synthétisé dans les réacteurs nucléaires, notamment ceux utilisant de l'eau lourde. Le gouvernement utilise également le tritium dans ses laboratoires de recherche pour des expériences de fusion nucléaire, comme celles menées au Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives (CEA).Le tritium est donc un isotope de l'hydrogène essentiel pour plusieurs applications industrielles, scientifiques et militaires. Bien qu'il présente des risques radiologiques, ses usages dans la fusion nucléaire, les traceurs scientifiques, et les sources lumineuses auto-alimentées le rendent indispensable. Toutefois, sa production et sa gestion nécessitent des précautions strictes pour assurer la sécurité et minimiser les risques pour la santé humaine et l'environnement.Champ lexical : ³H | t

Tritium

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

Liquide

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

Soleil

La zone d'habitabilité (ZH) autour d’une étoile a été définie par Hart (1979) comme la région dans laquelle de l’eau peut exister à l’état liquide à la surface d’une exoplanète. Autrement dit, il s’agit de la région circumstellaire (autour d’une étoile) où la température moyenne de la surface de l'exoplanète est supérieure à 0 °C mais toutefois suffisamment basse pour que l'eau de la planète reste à l'état liquide. Cette définition ne doit cependant pas cacher le fait que si la température de surface d’une planète dépend des caractéristiques de l'énergie lumineuse produite par l'étoile hôte (et bien sûr de la distance à l'étoile), elle dépend aussi des propriétés radiatives de son atmosphère ou de sa surface, en particulier de l'effet de serre et de l'albédo de la planète.
Pour l'habitabilité de la planète, on doit aussi tenir compte des caractéristiques de la stabilité de l'orbite de l'exoplanète et de son excentricité qui pourraient faire en sorte que son orbite ne soit pas toujours complètement située dans la ZH. Dans le cas de naines rouges, une complication supplémentaire provient du fait que la ZH est si proche de l'étoile que la rotation synchrone de l'exoplanète peut s'établir. La planète montrant alors toujours la même face à l'étoile. On peut aussi introduire la notion de Zone continûment habitable (ZCH), tenant compte des variations de la luminosité de l'étoile au cours de sa vie.Champ lexical : zone continûment habitable | zHChamp lexical : zone continûment habitable | zH

Zone d’habitabilité

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Repr&eacute;sentation imaginaire d'un trio d'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition].&copy; DR

Ces étranges exoplanètes

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L'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] HD 188753 Ab [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], elle-m&ecirc;me accompagn&eacute;e de deux autres compagnons stellaires.&copy; Nasa

Trois étoiles pour une seule exoplanète, HD 188753 Ab - Photos Futura

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

Le mot orbite vient du latin orbita qui était employé pour désigner la trace laissée par une roue. Il est utilisé aussi bien en astronomie qu’en anatomie, avec des sens très différents.L’orbite en ast...

Orbite

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 ...

Trois étoiles pour une seule exoplanète, HD 188753 Ab

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D'autres r&eacute;gions de la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition] abritent sans doute des syst&egrave;mes plan&eacute;taires. Sur ces [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition], la vision du ciel est certainement bien diff&eacute;rente de la n&ocirc;tre.&copy; DR

Les exoplanètes de la Voie lactée

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

Voie lactée

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L'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] TrES-2b est une [popupdefinition id=4727]g&eacute;ante gazeuse[/popupdefinition] chauff&eacute;e au rouge du fait de sa proximit&eacute; avec son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] h&ocirc;te. Toutefois, les mesures du satellite Kepler ont indiqu&eacute; que son [popupdefinition id=1023]alb&eacute;do[/popupdefinition] &eacute;tait tr&egrave;s faible : il serait inf&eacute;rieur &agrave; celui d'un morceau de [popupdefinition id=6636]charbon[/popupdefinition]. &Agrave; plus basses temp&eacute;ratures, la g&eacute;ante serait d'un noir d'encre. Les [popupmetier id=8]astrophysiciens[/popupmetier] n'en comprennent pas vraiment la raison. Ici, une vue d'artiste de l'exoplan&egrave;te TrES-2b avec des [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] autour d'elle. &copy; David A. Aguilar (CfA)<link http:="">

TrES-2b, la première exoplanète étudiée par Kepler

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

Lune

Scientifique en recherche fondamentale, l’astrophysicien cherche à comprendre les mécanismes, la formation et l’évolution de l’Univers ainsi que des objets qui le constituent. À l'origine sous-branche de l'astronomie, le métier est de plus en plus confondu avec celui d'astronome. Traditionnellement, l'astronomie consiste à étudier le mouvement et la position des objets célestes, tandis que l'astrophysique considère ses propriétés physico-chimiques. Ces distinctions ne se vérifient plus vraiment aujourd'hui. Pour cela, il prend comme objet d’étude les planètes, les étoiles, le Système solaire, les galaxies, les trous noirs, les nébuleuses, la matière noire, etc., et s’intéresse à leur formation, à leur position dans l’espace ou encore à leur composition. Pour étudier ces phénomènes, il utilise notamment de nombreux instruments de mesure perfectionnés tels les télescopes, les satellites ou encore les sondes spatiales, et fait appel à des modèles informatiques afin de simuler et interpréter les résultats de ses observations. L’astrophysicien peut se spécialiser aussi bien sur une discipline ou un objet d’étude que sur une technique de travail. De nombreuses spécialités existent en effet en astrophysique : les étoiles, les galaxies, les planètes, la matière noire, la physique solaire, l’astrochimie, l’astrobiologie, la cosmologie, sont autant de domaines d'étude possibles.D’un point de vue professionnel, l’astrophysicien peut s’orienter vers trois spécialisations : l’observation, la théorie et l’instrumentalisation.S’il se consacre à l’observation, l’astrophysicien cherchera à récolter, étudier et interpréter les données recueillies par le biais de ses observations. Il va ainsi chercher à tester, confirmer ou déterminer de nouvelles théories. L’astrophysicien rédige et publie ensuite des articles scientifiques afin de partager ses découvertes avec les experts du monde entier.S’il se consacre à la théorie, l’astrophysicien va se concentrer sur le développement de modèles théoriques afin d’expliquer la formation, le mouvement et les propriétés des astres. Ils regardent ensuite si ces modèles collent aux observations. S’il travaille comme ingénieur instrumentaliste, l’astrophysicien doit alors concevoir ou faire progresser d’un point de vue technologique les instruments d'observation et de mesure astronomiques tels que les télescopes ou ceux présents à bord de missions spatiales.Découvrez les meilleures offres de formation dès maintenantLes principales compétences et qualités à avoir L’astrophysicien est polyvalent et doit faire preuve de multiples compétences et qualités :maîtriser les outils informatiques et les instruments de mesure ;avoir des connaissances pluridisciplinaires en physique, mathématiques, chimie et informatique ;maîtriser l’analyse statistique ;savoir analyser, modéliser et interpréter les données des observations ;maîtriser l’anglais oral et écrit ;rédiger et publier ses résultats de recherches ;participer à des colloques internationaux ;savoir travailler en équipe ;faire une veille scientifique et technologique ;être rigoureux, organisé, passionné et avoir le sens de l’observation.L’astrophysicien utilise des télescopes et des instruments ultra-puissants pour observer les astres et les plus grandes structures de l'univers. © F. Kamphues, ESO Les conditions de travailL’astrophysicien partage son temps de travail entre observation et analyse en laboratoire. Il peut être amené à se déplacer régulièrement et loin de son lieu d’habitation, avec des horaires très étendus. Il participe également à de nombreux colloques internationaux afin de partager et de prendre connaissances de nouvelles découvertes avec les astrophysiciens du monde entier. Il peut exercer dans le secteur public, dans un observatoire ou dans certaines grandes entreprises privées du secteur spatial. Comment devenir astrophysicien ?Un bac + 8 est exigé pour pouvoir devenir astrophysicien. Voici quelques formations possibles :Master Physique fondamentale et sciences pour l’ingénieur, spécialité Astronomie, astrophysique, ingénierie spatiale ;Master Physique fondamentale et sciences pour l’ingénieur, spécialité Dynamique des systèmes gravitationnels ;Master Astronomie, astrophysique et ingénierie spatiale ;Doctorat en astrophysique. Le salaire d’un astrophysicien Son salaire va dépendre de son lieu d’exercice, en fonction du secteur public et du privé. En moyenne, voici les salaires d’un astrophysicien en fonction de son statut :En moyenne, un astrophysicien débutant gagne entre 1500 et 1900 euros bruts par mois.En tant que maître de conférences, un astrophysicien gagne entre 2100 et 2500 euros bruts par mois.En tant que professeur des universités sa rémunération est comprise entre 3200 et 6600 euros bruts par mois.En tant que chargé de recherche au CNRS, l’astrophysicien gagne entre 1900 et 4200 euros bruts mensuels du début à la fin de sa carrière.En tant que directeur de recherche, il perçoit une rémunération comprise entre 3200 et 7400 euros bruts par mois.Dans le secteur privé, le salaire moyen se situe autour des 2700 euros bruts par mois mais peut atteindre les 6000 euros bruts mensuels selon le poste occupé et l’ancienneté. Les perspectives d’évolution d’un astrophysicien Selon son poste de départ, un astrophysicien pourra évoluer vers des postes de professeur des universités ou de directeur de recherche. Entreprises qui emploient des astrophysiciens CNRS ;observatoire en France et à l’étranger ;universités ;CNES ;Agence spatiale européenne.Accédez aux meilleures offres de formation

Astrophysicien

L'albédo est une propriété fondamentale des surfaces réfléchissantes, définie comme la fraction de la lumière solaire incidente réfléchie par un objet. Il s'exprime généralement sous forme de pourcentage, allant de 0 % (absorption totale) à 100 % (réflexion totale). Cette caractéristique joue un rôle crucial dans divers phénomènes naturels et processus scientifiques.L'albédo, en tant que mesure de la réflectivité d'une surface, contribue à la compréhension et à la modélisation de phénomènes variés, allant des changements climatiques aux propriétés des astres dans l'univers.L'albédo en énergétique : la luminance des solsEn énergétique, l'albédo se rapporte à la luminance des surfaces terrestres et joue un rôle crucial dans le bilan énergétique de la Terre. Il mesure la capacité d'une surface à réfléchir la lumière solaire. Les surfaces urbaines, les forêts, les terres agricoles et les étendues d'eau ont des albédos différents, influençant ainsi leur capacité à absorber ou à réfléchir l'énergie solaire.Plus une surface est réfléchissante, plus son albédo est élevé. Les éléments qui contribuent le plus à l'albédo de la Terre sont les nuages, les surfaces de neige et de glace et les aérosols. Par exemple, l'albédo de la neige fraîche est de 0,87, ce qui signifie que 87 % de l'énergie solaire est réfléchie par ce type de neige. La quantité de rayons solaires réfléchis (la valeur de l'albédo est également exprimée en pour cent réfléchis) dépend de la couleur de l'obstacle rencontré. © Johns Hopkins UniversityL'albédo en climatologieEn climatologie, l'albédo influence directement le bilan radiatif de la Terre. Les surfaces à fort albédo, comme les glaciers ou les surfaces enneigées, réfléchissent une grande partie du rayonnement solaire, contribuant ainsi à maintenir des températures plus basses. À l'inverse, les surfaces à faible albédo, comme les océans ou les forêts, absorbent davantage de chaleur solaire, contribuant à des températures plus élevées. Les changements d'albédo dus à des phénomènes tels que la fonte des glaces peuvent avoir des répercussions significatives sur le climat global.Les variations d'albédo et leurs impacts climatiquesLes activités humaines et les changements climatiques modifient les propriétés d'albédo de certaines régions. Par exemple, la déforestation peut réduire l'albédo en remplaçant des surfaces réfléchissantes par des surfaces absorbantes. Ce phénomène crée un cercle vicieux, car une diminution de l'albédo entraîne une absorption accrue de chaleur, contribuant ainsi au réchauffement climatique. Les scientifiques s'efforcent de comprendre ces variations d'albédo et leurs impacts pour mieux prédire les changements climatiques futurs. La lave a un albédo très faible et réfléchit peu la lumière. À l'inverse, une surface blanche, comme la neige, a un albédo très élevé. La technique du coolroofing consiste à repeindre les toitures en blanc afin de limiter l'impact du rayonnement solaire et l'usage de la climatisation. © Thomas, Adobe StockLes surfaces à fort albédo, telles que les toits réfléchissants ou les revêtements de sol clairs, réfléchissent une plus grande partie de la lumière solaire, contribuant à réduire la chaleur absorbée par l'environnement. Cette propriété est essentielle dans la conception de stratégies d'urbanisme durable visant à atténuer les îlots de chaleur urbains et à optimiser l'efficacité énergétique des bâtiments.L'albédo dans les autres domaines scientifiques dans l'astronomie : outre son rôle en climatologie, l'albédo revêt une importance cruciale dans d'autres domaines scientifiques. En astronomie, l'albédo des planètes et des astéroïdes influence leur capacité à réfléchir la lumière solaire, affectant ainsi leur visibilité depuis la Terre.dans le bâtiment : dans la conception des matériaux, l'albédo est un paramètre clé pour contrôler la réflexion de la lumière dans des applications telles que les revêtements solaires et les matériaux de construction.

Albédo

Le terme « géante gazeuse » a été inventé en 1952 par l’écrivain de science-fiction James Blish et pendant longtemps, il était utilisé pour désigner toutes les planètes géantes du Système solaire. Mais depuis les années 1990, avec l’affinement de notre connaissance de ces planètes, il est réservé à Jupiter et à Saturne, ainsi qu’aux exoplanètes dont la composition et la structure seraient similaires.Ainsi, une planète géante gazeuse – aussi nommée planète jovienne, voire parfois géante, en référence à Jupiter – est une planète composée essentiellement de gaz légers, c’est-à-dire d’hydrogène et d’hélium. Uranus et Neptune, quant à elles, possèderaient un important manteau de glaces d’eau, de méthane et d’ammoniac. Cette deuxième classe distincte de planète est désignée par le terme « géante de glace » ou encore « géante glacée ».Les géantes de glace ne contiennent qu’environ 20 % d’hydrogène et d’hélium en masse, contrairement aux géantes gazeuses de notre Système solaire, Jupiter et Saturne, qui contiennent plus de 90 % d’hydrogène et d’hélium.Une comparaison des modèles couramment admis des intérieurs des géantes gazeuses (Jupiter, Saturne) et de glaces (Uranus, Neptune). Elles auraient toutes un petit cœur rocheux mais enrobé dans des couches de composition et d’état différents justifiant une séparation en deux grandes classes des planètes géantes dans notre Système solaire. Les tailles sont comparées à celle de la Terre (Earth). © NasaDes Jupiters chauds et des super-JupitersOn doit à l’astronome américain d’origine allemande Rupert Wildt, les premiers modèles encore largement utilisés de l’intérieur des planètes Jupiter et Saturne, à savoir pour l’essentiel un petit noyau rocheux couvert d’une épaisse couche de plusieurs glaces (elle n’est pas uniquement formée d’eau) à l’intérieur d’une vaste atmosphère fluide, composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Ces modèles s’appliquent aussi à Uranus et Neptune, à ceci près, comme on l’a précisé plus haut, que ces géantes doivent posséder un manteau de glaces bien plus important entourant un noyau rocheux. Celui de Jupiter serait porté à des températures de l’ordre de 20.000 K (on estime sur Terre que la température doit atteindre les 6.000 K) avec bien sûr des pressions gigantesques difficilement reproductibles dans les laboratoires sur Terre.Depuis quelques décennies, les modèles des géantes ont été affinés. Le fluide d’hydrogène et d’hélium de Jupiter et Saturne, liquide à grande profondeur, deviendrait aussi solide avec l’hydrogène qui acquerrait même des propriétés métalliques, voire supraconductrices. Le méthane et l’ammoniac aussi contenus pourraient également donner lieu à la formation de diamants à l’intérieur de Neptune.La découverte des exoplanètes a conduit à introduire plusieurs classes de géantes gazeuses déterminées par leurs températures, et donc leurs distances à leur étoile hôte, ainsi que leurs masses. On parle ainsi de Jupiter très chaud, Jupiter chaud, Jupiter tempéré et Jupiter froid. Les planètes géantes gazeuses les plus massives sont alors appelées super-Jupiter, ou planètes superjoviennes.Il y a un débat quant à savoir à partir de quelle masse on n'est plus en présence d’une géante gazeuse mais d’une naine brune, donc d’une étoile. Un critère couramment retenu est la masse qui serait suffisante pour faire fusionner le deutérium, soit environ 13 fois celle de Jupiter.

Géante gazeuse

Le charbon est un terme générique qui désigne des roches sédimentaires d'origine biochimique et riches en carbone.

Ces roches sont des combustibles fossiles qui se sont formées au Carbonifère, par lente transformation d'organismes morts sédimentés, sous l'action de la pression et de la température au cours des temps géologiques.

Peu à peu, la tourbe constituée par les organismes morts se transforme ainsi en charbon, d'abord sous la forme de houille, puis de lignite et enfin d'anthracite.

Le charbon fut la source d'énergie de la révolution industrielle du XIXe siècle et ne fut supplanté comme source d'énergie principale en Occident qu'au XXe siècle, avec l'essor du pétrole.

Aujourd'hui, cette source d'énergie fait débat, puisque ses réserves sont plus importantes que celles du pétrole mais que son bilan environnemental est très défavorable (polluants atmosphériques, CO2).

Types et caractéristiques du charbonLe charbon peut se présenter sous différentes formes, principalement classifiées selon leur teneur en carbone, leur pouvoir calorifique et leur degré de fossilisation :

Houille : C'est une variante de charbon avec une grande concentration de carbone. Elle offre un pouvoir calorifique élevé, ce qui en faisait un combustible très recherché lors de la révolution industrielle.

Lignite : Moins riche en carbone et moins énergétique que la houille, le lignite est souvent utilisé dans la production d'électricité. Sa couleur est généralement brune et sa texture moindre dense.

Anthracite : Le type de charbon le plus pur, avec la teneur en carbone la plus élevée, offrant ainsi un rendement énergétique supérieur. L'anthracite est réputé pour sa brillance et sa dureté.
Impact environnemental du charbonL'exploitation du charbon a un impact considérable sur l'environnement, principalement de par ses émissions de dioxyde de carbone, un gaz à effet de serre majeur contributing à la pollution atmosphérique et au réchauffement climatique. Outre le CO2, la combustion du charbon libère également des particules fines et divers polluants chimiques tels que les oxydes de soufre et d'azote, contribuant à l'acidification des pluies et à la détérioration de la qualité de l'air.Les technologies modernes tentent de réduire ces impacts par divers moyens, notamment à travers la capture et le stockage de carbone (CSC), la mise au point de centrales à charbon "propres" et l'optimisation des processus de combustion pour minimiser les émissions.Le futur du charbon dans un monde durableLe débat sur l'avenir du charbon reste vif, notamment en raison de la transition énergétique mondiale vers des sources plus propres. Bien que les technologies d'extraction et de combustion du charbon aient évolué, les défis environnementaux associés à son utilisation persistent.Plusieurs pays ont d'ores et déjà annoncé des politiques visant à réduire ou à éliminer progressivement l'utilisation du charbon, favorisant les énergies renouvelables telles que l'énergie solaire, éolienne et hydroélectrique. Toutefois, dans certains régions où les réserves de charbon sont abondantes, celui-ci demeure une composante importante de la stratégie énergétique.Les décisions concernant le charbon dans les décennies à venir seront cruciales pour les efforts mondiaux de mitigation du changement climatique et pour l'atteinte des objectifs de développement durable.

Charbon

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Gr&acirc;ce au VLT ([popupdefinition id=2147]Very Large Telescope[/popupdefinition]) et au [popupdefinition id=6368]CFHT[/popupdefinition] (Canada-France-Hawaii Telescope), des [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] ont pu identifier un corps, tr&egrave;s probablement une plan&egrave;te sans [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], errant dans l'espace. Il s'agit du cas le plus int&eacute;ressant de [popupdefinition id=11932]plan&egrave;te errante[/popupdefinition] et de l'objet de ce type le plus proche du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition] car &eacute;loign&eacute; d'environ 100 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition]. Sa proximit&eacute; relative et l'absence d'&eacute;toile brillante dans ses environs ont permis &agrave; l'&eacute;quipe d'&eacute;tudier son [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] de mani&egrave;re tr&egrave;s d&eacute;taill&eacute;e. Cet objet a &eacute;galement offert aux astronomes un premier regard sur les [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] qu'il sera un jour possible de photographier autour de leurs &eacute;toiles. Cette vue d'artiste montre la plan&egrave;te errante CFBDSIR J214947.2-040308.9. &copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]/L. Cal&ccedil;ada/P. Delorme/Nick Risinger/R. Saito/VVV Consortium<link http:="">

Une exoplanète errante dans la banlieue du Système solaire

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

Atmosphère

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.

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.Champ lexical : very Large Telescope | vLTI | very Large Telescope Interferometer

Notre Galaxie, la Voie lactée, contient des milliards d’objets libres de masse planétaire dits « planètes orphelines », « planètes errantes » ou « planètes nomades » car ils ne sont liés gravitationnellement à aucune étoile. Ces planètes n’ont donc ni lever ni coucher de leur soleil et errent dans l’espace autour du centre de la galaxie. Les astronomes estiment qu'elles ont été expulsées de leur propre système stellaire par les autres planètes ou le passage d’une étoile à proximité.Des planètes nomades très nombreusesLa première planète errante, dénommée CFBDSIR2149-0403, a été débusquée en 2012 par une équipe franco-canadienne. Une étude publiée en 2011 dans la revue Nature estimait à 400 milliards le nombre de ces objets libres de masse planétaire dans la Voie lactée. Les planètes orphelines seraient donc deux fois plus nombreuses que les étoiles comme notre Soleil ! Cette estimation est toutefois difficile à corroborer car une planète orpheline ne peut pas être détectée selon les méthodes classiques d’observation. Les scientifiques ont donc eu recours à une autre astuce : lorsque la planète errante passe entre une étoile et la Terre, elle agit comme une « micro-lentille gravitationnelle » qui engendre une augmentation infime de la luminosité de l’étoile.La planète errante CFBDSIR J214947.2-040308.9. C'est l'objet de ce type le plus proche du Système solaire. © ESO, L. Calçada, P. Delorme, Nick Risinger, R. Saito, VVV ConsortiumLa vie sur les planètes orphelinesEn l’absence de la chaleur d’une étoile proche, il est difficile d’envisager la vie sur de telles planètes, pense Olivier La Marle, responsable des programmes d'astrophysique au Cnes. Pourtant, l’étude de Nature estime que de petites planètes orphelines pourraient atteindre les 27 °C, pourvu qu’elles soient dotées d’une atmosphère retenant la chaleur. Une température qui pourrait être favorable à la vie et à la présence d’océans.Champ lexical : planète nomade | objet libre de masse planétaire | planète orpheline

Planète errante

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

Observatoire Canada-France-Hawaï

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

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

8493_une-exoplanete-errante-dans-la-banlieue-du-systeme-solaire

Certaines [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] orbitent si pr&egrave;s de leur [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] qu'elles sont soumises &agrave; des conditions infernales.&copy; DR

Exoplanète toute proche de son étoile

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Depuis des d&eacute;cennies, certains plan&eacute;tologues pensent que [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition] et [popupdefinition id=3697]Uranus[/popupdefinition] pourraient abriter un c&oelig;ur de [popupdefinition id=3869]diamant[/popupdefinition]. Dans d'autres syst&egrave;mes plan&eacute;taires, n&eacute;s &agrave; partir d'un disque de poussi&egrave;res particuli&egrave;rement riches en [popupdefinition id=3873]carbone[/popupdefinition], des [popupdefinition id=4545]plan&egrave;tes telluriques[/popupdefinition] pourraient &ecirc;tre largement constitu&eacute;es de diamant. Ces [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] [popupdefinition id=15332]solides[/popupdefinition] carbon&eacute;es nous appara&icirc;traient sans doute tr&egrave;s &eacute;tranges en comparaison des plan&egrave;tes silicat&eacute;es comme la Terre ou [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition]. L'exoplan&egrave;te 55 Cancri e en est peut-&ecirc;tre une. Une surface de [popupdefinition id=3870]graphite[/popupdefinition] y entourerait une &eacute;paisse couche de diamant, en dessous de laquelle se trouvent une couche de [popupdefinition id=17943]min&eacute;raux[/popupdefinition] de [popupdefinition id=14517]silicium[/popupdefinition] et un noyau de [popupdefinition id=721]fer[/popupdefinition] en [popupdefinition id=15305]fusion[/popupdefinition]. &copy; Haven Giguere<link http:="">

Une exoplanète en diamant

Avec notamment l’état liquide et l’état gazeux, l’état solide est l’un des états de la matière. Dans l’état solide, ions, atomes ou molécules sont fortement liés les un(e)s aux autres et ne disposent que de très peu de liberté de mouvement.
Cristaux et solides amorphes
À l’échelle macroscopique, un solide présente une forme et un volume déterminés. Ceux-ci ne peuvent varier que si une force d’une intensité suffisamment élevée est appliquée au solide.
À l’échelle microscopique, on distingue :
les cristaux dans lesquels les atomes sont ordonnés et disposés de façon régulière ;les solides amorphes dans lesquels il ne règne pas un tel ordre.
Les liaisons fortes des solides
Parmi les liaisons qui maintiennent les atomes d’un solide ensemble, on peut citer les liaisons covalentes. Généralement, l’existence de ce type de liaison conduit à des solides particulièrement durs, comme le diamant.
On peut parler également des liaisons ioniques qui interviennent entre des ions de charges opposées. Elles assurent, par exemple, la cohésion d’un grain de sel.
État solide de l'eau
Les liaisons métalliques rendent les solides plus malléables, les liaisons hydrogène permettent d’atteindre l’état solide à faible température (eau-glace) et les liaisons de Van der Waals rendent la matière solide à très basse température.

Solide

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

Neptune

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

Uranus

Les granulats sont des fragments de minéraux de natures et grosseurs différentes. Destinés aux travaux de construction, de BTP, de décoration intérieure ou extérieure, ils s’utilisent selon les cas en mélange avec d’autres matériaux ou tels quels. Ils proviennent principalement de l’extraction terrestre. Les carrières de roches meubles alluvionnaires fournissent les sables et les graviers « roulés ». Ces granulats se sont arrondis au fil du temps par abrasion dans les cours d’eau ou au contact des glaciers.Les carrières de roches massives (calcaires, éruptives, métamorphiques…) produisent les « concassés », fragments aux contours anguleux. Une autre forme de granulats est obtenue par dragage en mer, entre 10 et 50 mètres de profondeur, d’anciennes alluvions immergées suite à la fonte des glaces. Les granulats peuvent également provenir du recyclage de produits finis en béton ou résulter d’une transformation industrielle : thermique, par exemple. Dans ce dernier cas, on parle de granulats « artificiels ».La diversité géologique du sous-sol français permet d’obtenir des granulats de toutes densités, tailles et couleurs. © InfocimentsOn distingue six grandes familles de granulatsLes granulats répondent à des critères de qualité qui dépendent à la fois de la roche d’origine (résistance à l’abrasion, aux chocs, porosité…) et du processus de production (extraction, régularité dimensionnelle, propreté…). Ils sont assujettis à de nombreuses normes (française et européenne) portant sur la nature géologique, l'aspect, les techniques d'exploitation, les domaines d'application, etc. La norme de référence NF P 18-545 établit ainsi une classification en fonction des tailles inférieures (d) et supérieures (D) de tamis au travers desquels les grains ou fragments peuvent passer. Ces caractéristiques dimensionnelles impactent les propriétés physiques du matériau fini, qu'il s'agisse d'un mélange humide (mortier, béton, enduit décoratif…) ou d'un emploi à sec (allée gravillonnée…).Classement par granularité selon la norme NF P 18-545. © M.B.Selon que leur masse volumique est inférieure ou supérieure à deux tonnes par mètre cube, les granulats sont dits légers ou courants (normes NF EN 13043, 933-9 et 10, 1097-4 et 7...).À savoir Les granulats légers usuels sont d’origine volcanique à structure alvéolaire (ponce, pouzzolane…) ou obtenus par cuisson (argiles, laitiers, schistes expansés…). Ils permettent de confectionner des bétons isolants d’une faible masse volumique : entre 1.200 et 2.000 kg/m3.Champ lexical : carrières à granulats | roches à granulats | minéraux

Granulats

Le graphite est un minéral noir friable utilisé depuis des siècles pour l'écriture (encre de Chine, crayon à mine).

La structure du graphite est constituée d'un empilement de plans, chacun étant constitué d'un pavage régulier d'hexagones en nid d'abeilles.

Chaque atome de carbone est relié dans le plan des hexagones à trois atomes voisins par des liaisons faisant entre elles des angles de 120°. Ces liaisons planes sont fortes et caractérisées par une distance entre atomes de 0,142 nm.

Les atomes sont au contraire faiblement reliés aux atomes des plans voisins, et la distance entre plans d'hexagones est de 0,34 nm.

Cette structure a une densité d'un tiers plus faible que celle du diamant et définit le graphite comme un solide très anisotrope, quasi-bidimensionnel car les plans faiblement reliés glissent facilement les uns par rapport aux autres.

Propriétés et utilisations du graphite
Le graphite est un conducteur de l'électricité, ce qui en fait un matériau de choix pour des applications comme les batteries au lithium-ion et les électrodes. Sa structure particulière permet également une excellente lubrification en raison du faible frottement entre les couches de carbone. Cela le rend idéal pour les applications nécessitant des propriétés de lubrification comme dans les moteurs ou les machines.

Applications technologiques et industrielles
En plus de son utilisation traditionnelle dans les crayons, le graphite est crucial dans la production d'acier comme un agent de carburisation pour renforcer le métal. Il joue également un rôle vital dans les freins à disque pour avions, où il améliore la résistance à la chaleur. Avec l'avènement de la technologie moderne, le graphite est également utilisé dans les écrans tactiles, les panneaux solaires et comme un substrat pour la croissance de semiconducteurs.

Le graphite dans la recherche avancée
La recherche scientifique profite également des propriétés uniques du graphite. Par exemple, il est utilisé dans les expériences de physique pour étudier les propriétés des électrons dans des structures bi-dimensionnelles. Sa capacité à former des composés intercalaires, où des molécules ou atomes sont insérés entre les plans de carbone, ouvre de nouvelles voies pour la création de matériaux avec des propriétés électriques, thermiques ou chimiques modifiées.

Impact environnemental
Le graphite est considéré comme relativement respectueux de l'environnement car il est naturel, abondant, non-toxique, et recyclable. Toutefois, son extraction peut être associée à des problèmes environnementaux significatifs tels que la dégradation des habitats, la pollution de l'air et de l'eau. Des efforts sont donc nécessaires pour réduire les impacts de l'extraction du graphite et promouvoir des pratiques minières plus durables.

Pour plus d'informations sur les propriétés physiques et chimiques du graphite, des études récentes sont disponibles sur des plateformes comme arXiv.org, où les chercheurs partagent leurs dernières découvertes.

Sources scientifiques pour approfondir vos recherches sur le graphite :

 Recherche sur les propriétés électroniques du graphite
 Exploration des matériaux à base de graphite

Graphite

Très abondant sur Terre, le silicium est le principal élément utilisé dans les transistors qui constituent la base de l’informatique. 
Généralités
Symbole : SiNuméro atomique : 14Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 4Masse atomique : 28,0855 uIsotopes les plus stables : 28Si stable avec 14 neutrons (92,22 %), 29Si stable avec 15 neutrons (4,68 %), 30Si stable avec 16 neutrons (3,09 %)Série : métalloïdes Groupe, période, bloc : 14, 3, pDensité : 2,33Point de fusion : 1.414 °CPoint d’ébullition : 3.265 °C
Historique du silicium
La silice, un composé du silicium très abondant dans la nature, est connue depuis l'Antiquité et a un moment été considérée comme un élément. En 1823, Berzelius parvient à isoler le silicium. Henri Sainte-Claire Deville sera le premier à obtenir du silicium cristallin en 1854.
Propriétés du silicium
La couleur du silicium dépend de sa forme. Cristallisés sous forme cubique, les cristaux de silicium sont gris-noir avec des reflets métalliques bleutés. Le silicium amorphe se présente comme une poudre brun foncé.
Le silicium est un élément semi-conducteur : en conséquence, sa conductivité électrique est faible comparée à celle des métaux. Le silicium n'est pas soluble dans l'eau. Il est nettement moins ductile que les métaux.
Utilisation du silicium
De la même façon que le silicium est un élément abondant dans la nature, on le retrouve dans une myriade d'applications : verre, ciment, céramique, silicones, semi-conducteurs, huiles, etc. Il est présent dans certains aciers et dans les briques, ainsi que les émaux et les poteries en tant qu'élément réfractaire.
Le silicium est aussi employé dans les panneaux photovoltaïques. Les procédés de gravure utilisés pour l'électronique permettent aussi de fabriquer du silicium avec des nanopores pour la dissociation des molécules d'eau dans les piles à combustible.
Le carbure de silicium possède une dureté très proche de celle du diamant. En conséquence, il est utilisé comme abrasif et dans les outils. La silice, quant à elle, est aussi utilisée avec le noir de carbone pour la fabrication de certains pneus. Le quartz est employé comme matériau transparent car il résiste mieux que le verre à la chaleur.
Biologie et biochimie du silicium
Le corps humain contient environ sept grammes de silicium. Ce dernier est notamment impliqué dans la fixation du calcium du squelette et dans le fonctionnement du système immunitaire. 
L’hypothèse de l’existence d’une forme de vie basée sur le silicium (qui est placé dans la même colonne du tableau périodique que le carbone) reste à démontrer. En effet, le silicium peut difficilement former des liaisons multiples, très présentes dans le vivant, notamment pour les échanges au niveau des cellules.

Silicium

Une planète tellurique, également connue sous le nom de planète rocheuse, est un type de planète composée principalement de roches et de métaux. Elles ont généralement une structure interne différenciée, avec un noyau dense entouré d'un manteau et d'une croûte.Dans notre Système solaire, les quatre planètes les plus proches du soleil sont des planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Ces planètes sont caractérisées par leur taille relativement petite et leur surface solide, contrairement aux géantes gazeuses comme Jupiter et Saturne.Les planètes telluriques ont généralement une atmosphère moins épaisse que les géantes gazeuses, et elles peuvent avoir des caractéristiques géologiques telles que des volcans, des montagnes et des vallées. La présence d'eau à l'état liquide, nécessaire à la vie telle que nous la connaissons, dépend de divers facteurs, dont la distance de la planète à son étoile.Composition et structure des planètes telluriquesLes planètes telluriques se distinguent non seulement par leur proximité avec le soleil, mais aussi par leur composition rocheuse. Contrairement aux géantes gazeuses, qui sont principalement composées de gaz comme l'hydrogène et l'hélium, les planètes telluriques sont riches en éléments lourds tels que le fer, le nickel et le silicium. Ces éléments contribuent à une densité plus élevée.La distinction entre les croûtes continentale et océanique sur la Terre est un exemple spécifique de la diversité géologique que l'on peut trouver sur les planètes telluriques. Alors que la croûte continentale est épaisse et ancienne, riche en granit, la croûte océanique est plus dense, plus jeune et dominée par le basalte.Processus géologiques sur les planètes telluriquesLes activités géologiques telles que le volcanisme et la tectonique des plaques sont courantes sur les planètes telluriques. Ces processus ne sont pas uniquement une caractéristique de la Terre mais sont également observables, à des degrés divers, sur d'autres planètes comme Mars et Venus. Le volcanisme, par exemple, a joué un rôle crucial dans l'évolution de la surface de Mars, comme en témoignent les vastes plaines volcaniques et la présence du plus grand volcan du système solaire, Olympus Mons.La tectonique des plaques, quant à elle, implique le mouvement des plaques lithosphériques sur la planète, affectant significativement son relief et son climat. Bien que la Terre soit la seule planète connue à avoir un système de tectonique des plaques actives à grande échelle, des preuves suggèrent que des activités similaires ont pu exister sur d'autres planètes telluriques par le passé.Atmosphères des planètes telluriquesLes atmosphères des planètes telluriques sont généralement moins denses et moins épaisses que celles des géantes gazeuses. La composition atmosphérique est fortement influencée par la gravité de la planète, son activité volcanique, et sa capacité à retenir les gaz légers. Par exemple, bien que l'atmosphère de Mercure soit presque inexistante en raison de sa faible gravité, l'atmosphère dense de Venus résulte d'un effet de serre extrême alimenté par le volcanisme intense et la présence prédominante de dioxyde de carbone.L'étude comparée de ces atmosphères offre des insights précieux non seulement sur les conditions atmosphériques mais aussi sur les processus géologiques et les événements climatiques passés de ces planètes.Implications pour la recherche d'exoplanètes telluriquesLa compréhension des planètes telluriques dans notre propre système solaire aide les astronomes à définir des critères pour la découverte et l'étude d'exoplanètes telluriques. La détection de planètes rocheuses hors de notre système solaire suggère que les planètes telluriques pourraient être courantes dans l'univers.Des projets comme les missions Kepler et TESS de la NASA ont déjà identifié plusieurs candidats, augmentant notre compréhension de la diversité et de la distribution des planètes telluriques au-delà de notre système solaire.Cette approche multidisciplinaire enrichit notre compréhension, non seulement des planètes telluriques de notre propre système solaire mais également des potentielles terres lointaines dans l'univers.

Planète tellurique

Le terme de « fusion » désigne un phénomène de changement d’état de la matière, plus exactement le passage de l’état solide à l’état liquide. La transition de phase inverse s’appelle la solidification.
Le point de fusion de l’eau, en d’autres termes la température à laquelle la glace se transforme en eau liquide à pression atmosphérique, marque le point 0 de l’échelle des degrés centigrades.
Modes de fusion en physique
La fusion d’un corps pur a lieu à température constante, autrement dit si la température ne varie pas pendant le changement d’état de la matière. Ainsi, la température de l'eau dans un verre qui contient des glaçons reste avoisinante du 0 °C tant qu’il subsiste un tout petit peu de glace.
Certains produits, comme le chocolat, passent par un état pâteux avant de devenir liquides. L’eau, quant à elle, en tant que corps pur, passe de l’état solide à l’état liquide sans intermédiaire.
Fusion et fusion nucléaire : quelle différence ?
Pour les physiciens, la fusion représente bien une transition de phase. Elle ne doit pas être confondue avec la fusion nucléaire, c'est-à-dire la combinaison de deux noyaux atomiques qui s’accompagne d’un important dégagement d’énergie.

Fusion

Élément indispensable à la vie et en chimie organique, le carbone forme plus de composés que tous les autres éléments chimiques réunis.
Généralités
Symbole : CNuméro atomique : 6Électrons par niveau d’énergie : 2, 4Masse atomique : 12,011 uIsotopes les plus stables : 12C stable avec six neutrons (98,93 %), 13C stable avec sept neutrons (1,07 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 14, 2, pDensité : entre 1,8 (carbone amorphe) et 3,5 (diamant)Point d’ébullition : 3.825 °C (sublimation)
Historique du carbone
« Carbone » provient du latin carbo, qui signifie « charbon ». Sous forme de suie et de charbon de bois, le carbone est connu depuis la Préhistoire. En 1772, Lavoisier démontra que le diamant est une forme de carbone. Il en sera de même pour le graphite en 1779 par Carl Wilhelm Scheele. C’est à nouveau Lavoisier qui répertoria le carbone comme un élément dans ses œuvres dès 1789.
Le carbone est un élément central dans la vie sur Terre, aussi bien pour les végétaux que pour les animaux. © Elle EPP, Flickr, CC by-nc-sa 2.0
Propriétés du carbone
Le carbone cristallin pur existe dans la nature sous forme de diamant et de graphite. Le carbone élémentaire est inerte et insoluble dans l’eau ou les solvants organiques. À haute température, il s’oxyde pour former du monoxyde et du dioxyde de carbone.
Nous connaissons plus d’un million de composés qui possèdent du carbone lié à l’hydrogène, ainsi qu’un grand nombre de composés inorganiques qui contiennent du carbone. On retrouve le carbone lié à l’hydrogène notamment dans toutes les plantes et tous les animaux. Les dépôts de matière organique issue du vivant fossilisent pour donner divers hydrocarbures. Les carbonates sont inclus dans de nombreux minéraux, le gypse et le marbre pour ne citer qu’eux.
Utilisation du carbone
Sous la forme d’élément libre, le carbone présent dans le diamant sert en joaillerie et dans l’industrie pour sa dureté. Le graphite est employé comme lubrifiant, pour fabriquer des creusets et se retrouve aussi dans les mines de crayon.
Sous forme composée, les applications du carbone sont très nombreuses. Le CO2, par exemple, est notamment employé dans les boissons (pour ajouter des bulles de gaz), dans les extincteurs, ou encore comme réfrigérant, sous forme de glace sèche, dans l’industrie des semi-conducteurs. Le monoxyde de carbone (CO) sert de gaz réducteur dans beaucoup de processus industriels. De nombreux carbures métalliques sont appréciés pour leur grande résistance à la chaleur. Le tétrachlorure de carbone (CCl4) et le disulfure de carbone (CS2) sont d’importants dissolvants. Le chlorofluorocarbure (CCl2F2), aussi appelé Fréon R12, est un gaz employé dans les systèmes de refroidissement.
Effets du carbone sur la santé
Le carbone peut être dangereux sous certaines formes non élémentaires. L’inhalation chronique de charbon noir peut causer des dommages de gravité variée aux poumons comme au cœur. Le carbone 14, radioactif, peut induire un risque accru de cancer, car il peut se lier organiquement aux cellules de l’organisme.
Le disulfure de carbone (CS2) est un liquide extrêmement toxique utilisé pour la vulcanisation. Le monoxyde de carbone peut provoquer l’empoisonnement de l’hémoglobine en cas d’inhalation prolongée. On trouve aussi le carbone dans les ions cyanure (CN-). Les composés qui en contiennent sont hautement toxiques. Quant à l’éventuelle toxicité des nouvelles formes de carbone comme les nanotubes (des feuilles de graphène roulés en cylindres) et le fullerène, elle est actuellement étudiée.

Carbone

On ne compte plus les expressions qui font la part belle au fer (santé de fer, volonté de fer, etc.). Qu’en est-il des propriétés de l’élément majoritaire de l’acier ? C'est le métal de base des aciers et des fontes. Il se trouve sous différentes formes de minerais dans la nature. Son abondance et ses propriétés remarquables font du fer l'un des éléments les plus utilisés dans l'industrie.
Généralités
Symbole : FeNuméro atomique : 26Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 14, 2Masse atomique : 55,845 uIsotopes les plus stables : 56Fe stable avec 30 neutrons (91,72 %), 54Fe avec une demi-vie de 3,1 x 1022 années (5,845 %), 57Fe stable avec 31 neutrons (2,2 %), 58Fe stable avec 32 neutrons (0,28 %)Série : métaux de transitionGroupe, période, bloc : 8, 4, dDensité : 7,874Point de fusion : 1.538 °CPoint d’ébullition : 2.861 °C
Historique du fer
Le fer est connu depuis plusieurs millénaires. L'âge du fer commence vers le XIIe siècle avant J.-C. Jusqu'au Moyen Âge, le fer était raffiné dans des bas fourneaux, donc sans production de fonte. Le haut fourneau fait cependant son apparition au Ve siècle avant J.-C.
Propriétés du fer
Métal gris, le fer possède plusieurs formes allotropiques selon la pression et la température (cubique centrée, cubique à faces centrées, hexagonale compacte). Ce métal ferromagnétique possède une dureté entre 4 et 5 selon l'échelle de Mohs. On lui connaît trois oxydes : l'oxyde de fer(II) FeO (oxyde ferreux), l'oxyde de fer(III) Fe2O3 (oxyde ferrique) et l'oxyde de fer(II,III) Fe3O4.
Utilisation du fer
Le fer n'est utilisé pur que pour des soudures sur acier inoxydable par exemple. Le fer est le principal ingrédient de l'acier et de la fonte. Celle-ci contient de 2,1 % à 6,67 % de carbone. L'acier, lui, contient de 0,025 % à 2,1 % de carbone. Quand on se situe à moins de 0,025 % de carbone, les produits entrent dans la catégorie des fers industriels.
On a longtemps employé le fer métallique et ses oxydes dans les supports d'enregistrement de données, comme les disquettes ou les bandes magnétiques.
Effets du fer sur la santé
Le fer entre dans la composition de l'hémoglobine, l'agent qui transporte l'oxygène dans le corps humain. Le contact du fer peut provoquer des problèmes oculaires s'il demeure dans les tissus. En outre, l'inhalation excessive de vapeurs d'oxyde de fer est un facteur de risque du cancer du poumon.
Une carence en fer provoque une anémie et peut entraver le développement cognitif et socio-émotionnel du cerveau de l'enfant. On sait en outre que la carence en fer peut renforcer les effets de certaines intoxications comme le saturnisme.

Le terme « mercure » est employé pour désigner un élément chimique et une planète.Chimie : le mercure, un élément chimiqueLe mercure est l'élément voisin de l’or dans le tableau périodique des éléments et l’un des favoris des alchimistes. Il présente la particularité d’être le seul métal liquide à température ambiante. Il existe à l'état naturel sous forme de sulfure, le cinabre, et est utilisé pour les instruments de physique et l'extraction de l'or principalement.Le mercure est le seul métal liquide à température ambiante. © W. Oelen, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0GénéralitésSymbole : HgNuméro atomique : 80Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 3Masse atomique : 1,008 uIsotopes les plus stables : 202Hg stable avec 122 neutrons (29,86 %), 200Hg stable avec 120 neutrons (23,1 %), 199Hg stable avec 119 neutrons (16,87 %), 201Hg stable avec 121 neutrons (13,18 %), 198Hg stable avec 118 neutrons (9,97 %), 204Hg stable avec 124 neutrons (6,87 %), 196Hg stable avec 116 neutrons (0,15 %)Série : métaux de transitionGroupe, période, bloc : 12, 6, dDensité : 13,546Point de fusion : -38,842 °CPoint d’ébullition : 356,62 °CHistorique du mercureConnu dès l’Antiquité, le mercure a très vite servi à amalgamer l’or. Il était désigné sous le nom de vif-argent du XVIe au XIXe siècle. Les alchimistes l’associaient à la planète Mercure, ce qui explique son nom actuel. Le symbole Hg, lui, provient du grec hydrargyrum pour « argent liquide ». L’or est un métal qui, à l’état naturel, est considéré comme rare. Mais serait-il possible d’en créer artificiellement à partir de plomb ou de mercure par exemple ? Unisciel et l’université de Lille 1 on exploré la question au cours de cet épisode de Kézako.Propriétés du mercureLe mercure se présente sous la forme d’un liquide argenté. En dehors des gaz rares, le mercure est le seul élément qui existe sous la forme d’une vapeur monoatomique. Il forme des alliages appelés amalgames avec presque tous les métaux, sauf le fer, le nickel et le cobalt. Dans l’air sec, il ne s’oxyde pas mais forme un oxyde en présence d’air humide.Utilisation du mercureLes amalgames dentaires contiennent souvent du mercure, ainsi que certaines piles. Les lampes à vapeur de mercure produisent un violet profond. Pendant longtemps, les thermomètres ont contenu du mercure, qui a par la suite été banni à cause de sa toxicité. La chimie nucléaire emploie aussi le mercure. Enfin, l’une des principales applications du mercure consiste à amalgamer l’or pour l’extraire plus facilement.Toxicité du mercureLe mercure est un élément très toxique pour l’Homme, quels que soient le composé et le degré d’oxydation. Il se fixe facilement dans la matière organique ainsi que les processus métaboliques. On le trouve alors sous forme méthylée. De plus, il est très mobile, puisqu’il est volatil à température ambiante. Parmi ses méfaits sur l’organisme, il affecte les fonctions cérébrales, ainsi que les reins. Il pourrait aussi constituer un perturbateur endocrinien et être responsable de cancers. Le mercure est aussi cytotoxique envers les cellules souches du système nerveux central.Astronomie : Mercure, la planète la plus proche du SoleilMercure, la planète la plus proche du Soleil, est aussi la plus petite depuis que Pluton n'est plus considérée comme une planète. Sa trajectoire apparente dans le ciel rend son observation depuis la Terre extrêmement difficile : Mercure ne s'écarte jamais de plus de 28° du Soleil et la meilleure résolution télescopique ne dépasse pas 700 kilomètres.Jusque-là très fragmentaires et approximatives, la plupart de nos connaissances sur Mercure ont été apportées par la sonde américaine Mariner 10, qui a survolé son objectif à trois reprises en mars 1974, septembre 1974 et mars 1975.Son orbite, d'une excentricité de 0,206 et d'une inclinaison de 7° sur le plan de l'écliptique, fait de Mercure une remarquable planète du Système solaire (là encore, seule Pluton possédait une orbite aussi elliptique et aussi inclinée) ; par ailleurs, la période de rotation sidérale de Mercure sur elle-même (58,646 jours) est exactement égale aux deux tiers de sa période de révolution sidérale autour du Soleil (87,97 jours). Cette commensurabilité entre rotation et révolution dans le rapport 2/3 est due à l'action de frein des marées solaires sur la rotation de Mercure. Théoriquement, ce freinage devrait aboutir à un rapport 1/1, alors que la synchronisation observée, dite métastable dans le rapport 2/3 ne peut être conservée que si l'orbite est fortement elliptique, ce qui est effectivement le cas, et si la planète présente une forte anomalie de répartition de masse, ce qui est donc fortement soupçonné. Nous pouvons d'ailleurs remarquer que le plus important cratère d'impact de Mercure, le bassin Caloris, se trouve à proximité de la position théorique de cette anomalie de masse.Mariner 10 a aussi mesuré avec précision la pression au sol (10-12 atmosphère, soit 10-9 hectopascals) ainsi que les températures diurne (430 °C près du périhélie et au voisinage du point subsolaire) et nocturne (- 170 °C dans les régions équatoriales). La forte densité de Mercure indique une proportion de fer très élevée par rapport aux silicates. Si la constitution interne de la planète est différenciée, cela correspond à un noyau ferreux de 1.830 kilomètres de rayon pour un manteau silicaté ayant seulement 610 kilomètres d'épaisseur.Cette dernière hypothèse semble confirmée par le champ magnétique détecté par le magnétomètre de Mariner 10, d'une valeur de 400 gammas, et qui correspond au franchissement par la sonde d'une magnétosphère créée dans un champ dipolaire interne propre à la planète. Ce champ provient très vraisemblablement du fonctionnement d'une dynamo interne dans le noyau, indiquant par là-même que la planète est très probablement différenciée.Les principaux renseignements géologiques concernant Mercure ont été acquis par les caméras de Mariner 10. Celles-ci ont fourni une couverture photographique de 40 % de la surface de la planète entre les longitudes + 10° et + 190° avec une résolution moyenne de 2 kilomètres ; ponctuellement, la résolution a atteint 200 mètres et 20 % de la surface ont été photographiés avec un recouvrement stéréoscopique. Morphologie de MercureSur toutes les planètes privées d'atmosphère, comme Mercure, on peut établir une chronologie des cratères selon leur état de fraîcheur. Les cratères récents sont intacts, alors que les cratères très anciens ont été dégradés par d'autres impacts. Sur Mercure comme sur la Lune, une estimation du nombre de cratères en fonction de leur âge relatif montre que la fréquence des impacts, très élevée autrefois, a considérablement diminué au cours du temps.Les cratères permettent de dater les terrains de Mercure : les terrains anciens, exposés depuis longtemps au bombardement, seront très cratérisés ; en revanche, les terrains jeunes le seront nettement moins. Cet étalement dans la densité des cratères forme une « stratigraphie fossile » et permet d'établir une chronologie relative, mais précise.En appliquant cette méthode, on peut constater que 80 % de la surface de Mercure est constituée de terrains très anciens : ce sont les plaines dites intercratères et les terrains de cratérisation élevée. Dix pour cent de la surface sont formés de plaines moyennement cratérisées, dites intermédiaires, qui oscillent d'un pôle relativement abondant (7 %) encore beaucoup cratérisé, à un pôle très peu abondant (3 %) assez peu cratérisé. Le reste de la planète est constitué de plaines lisses, très peu ou pas cratérisées, donc d'âge récent. En comparant les dénombrements de cratères avec ceux qui ont été effectués sur la Lune, dont on a pu déterminer les âges absolus des terrains par datation isotopique, on peut estimer à 3,8 - 3,9 milliards d'années l'âge des plaines d'âge récent, et à au moins 4,0 - 4,2 milliards d'années celui des plaines intercratères. On peut affiner cette échelle stratigraphique en classant les cratères selon leur état de dégradation et la densité de leur distribution. Une cartographie d'ensemble permet alors de déterminer les surfaces relatives de ces terrains, et ainsi de connaître l'évolution dans le temps des processus les ayant créés. On constate alors que la formation des plaines a été très précoce dans l'histoire de la planète. Très actif avant 4,1 milliards d'années, ce processus a rapidement décru pour cesser presque complètement il y a 3,9 milliards d'années environ. Une intense mais brève réactivation s'est produite vers 3,8 milliards d'années, et depuis, il ne semble plus y avoir eu de production notable de nouveaux types de terrains sur Mercure.Nature des terrains de MercureDeux types d'arguments semblent indiquer une activité volcanique sur Mercure :Arguments morphologiques. De nombreuses structures apparaissant sur les photos de Mariner 10, telles rides et dômes, sont très probablement d'origine volcanique. De plus, les images détaillées montrent que les plaines lisses recouvrent les plaines intercratères aux points de contact, envahissant les zones de faible altitude et transformant les parties hautes en "îles", comme le font des nappes de lave recouvrant un terrain accidenté.Arguments spectroscopiques. L'examen spectroscopique de la surface de Mercure révèle les bandes spectrales caractéristiques de certains minéraux volcaniques. En particulier, la bande des 950 nanomètres caractérise l'ion fer dans les pyroxènes. Des études spectrales plus précises ont été menées en comparant les spectres de Mercure et ceux d'échantillons lunaires, qui montrent des similitudes importantes entre les spectres de Mercure et ceux des basaltes lunaires pauvres en fer et en titane, les plus clairs des échantillons de basaltes lunaires récoltés lors des missions Apollo 12 et 15.On peut aussi noter l'absence remarquable de raies caractéristiques du fer dans les olivines, raies qui devraient être présentes dans l'hypothèse d'une composition chondritique (ultrabasique). Ces études spectrales, montrent que la surface de Mercure est remarquablement homogène, ce que confirme l'examen de son albédo. Il n'y a pas, comme sur la Lune, dualité entre terrains sombres (mers lunaires) et terrains clairs (continents lunaires). La surface de Mercure se révèle ainsi constituée en totalité de terrains volcaniques très anciens complètement disloqués par des impacts de météorites pour les plaines intercratères et intermédiaires, un intense mais bref épisode volcanique ayant ultérieurement produit les plaines lisses, restées relativement intactes du fait de la raréfaction de l'action météoritique. Fiche signalétique de MercureMasse (kg) : 3.303+23Masse (Terre = 1) : 5,5.271-02Rayon équatorial (km) : 2,439,7Rayon équatorial (Terre = 1) : 3,8.252-01Densité moyenne (gm/cm3) : 5,42Satellites : 0Distance moyenne au Soleil (km) : 57.910.000Distance moyenne au Soleil (Earth = 1) : 0,3.871Période de rotation (jours) : 58,6.462Période de révolution (jours) : 87,969Vitesse orbitale moyenne (km/sec) : 47,88Excentricité : 0,2.056Inclinaison de l'axe : 0.00°Inclinaison du plan de l'orbite : 7,004°Gravitation en surface à l'équateur (m/sec2) : 2,78Vitesse d'évasion à l'équateur (km/sec) 4,25Réflectivité (Albedo géométrique) : 0,10Magnitude absolue (Vo) : -1,9Température moyenne en surface : 179 °CTempérature maximale en surface : 427 °CTempérature minimale en surface : -173 °CComposition de l'atmosphère de Mercure :Hélium : 42 %Sodium : 42 %Oxygène : 15 %Autres : 1 %

Mercure

Le diamant est un minéral transparent composé de cristaux de carbone pur. Cette pierre précieuse est connue pour être le minéral le plus dur qui soit.
C’est seulement à la fin du XVIIIe siècle que le diamant fut identifié comme une forme cristalline du carbone par Lavoisier et Tennant. Dès lors, les chimistes ont cherché à le synthétiser. Ils n’y sont parvenus qu’au milieu du XXe siècle.
Les diamants, rares et envoûtants
On sait aujourd’hui que, dans le diamant, chaque atome est relié à quatre atomes voisins disposés au sommet d’un tétraèdre régulier. Ces liaisons chimiques entre atomes (liaisons covalentes) sont fortes et caractérisées par une distance interatomique de seulement 0,136 nm. Cette symétrie tétraédrique signe un solide dense et anisotrope.
Le diamant est la forme stable du carbone à température et pression élevées alors que le graphite est la forme stable du carbone à température et pression ordinaires. On note ici leurs différences de structures (diamant à gauche, graphite à droite). © Itub, Wikipédia, CC by-sa 3.0
Le diamant naturel
Le diamant se forme naturellement à partir de carbone présent dans les profondeurs de la Terre. La plupart des diamants cristallisent à des profondeurs comprises entre 150 et 200 kilomètres, mais il peut s’en former plus profondément. Pour que le carbone s’arrange en diamant, il faut des conditions de température et de pression particulièrement élevées : entre 1.000 et 1.500 °C et entre 4,5 et 6 GPa.
Selon les estimations des chercheurs, les diamants se seraient formés il y a plus de 2,5 milliards d’années. Ils sont généralement inclus dans une lave rare, la kimberlite.
Ce diamant synthétique a été fabriqué grâce à la méthode de dépôt chimique en phase vapeur. © Steve Jurvetson, Wikipédia, CC by 2.0
Le diamant de synthèse
Compte tenu à la fois de la rareté de la pierre et de sa dureté extrême, les scientifiques ont cherché à la synthétiser. Objectif : exploiter ses propriétés pour des applications industrielles telles que la découpe, le broyage, le polissage ou encore la gravure. Plus récemment, le diamant a fait son entrée dans le monde des biotechnologies (imagerie médicale, mesure de température, etc.).
Plusieurs techniques sont aujourd’hui employées pour synthétiser du diamant :
La technique « haute pression, haute température ». À la base, un mélange de carbone et de métaux de transition sert de catalyseurs à la réaction.La technique de « dépôt chimique en phase vapeur ». Elle permet de créer le diamant par couches successives.

Diamant

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Cette illustration montre une [popupdefinition id=4727]g&eacute;ante gazeuse[/popupdefinition] <a href="/maison/comparatifs/meilleure-jumelle-comparatif/" title="Comparatif jumelle" class="link-type-comparo">jumelle</a> de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] d&eacute;couverte autour d'un [popupdefinition id=180]jumeau[/popupdefinition] solaire, HIP 11915. La plan&egrave;te est dot&eacute;e d'une [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] semblable &agrave; celle de Jupiter et [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition]-h&ocirc;te &agrave; une distance voisine de celle qui s&eacute;pare Jupiter du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. Par ailleurs, la composition de HIP 11915 est semblable &agrave; celle de notre &eacute;toile. Tous ces &eacute;l&eacute;ments mis ensemble laissent entrevoir la possibilit&eacute; que ce syst&egrave;me plan&eacute;taire pr&eacute;sente quelques similitudes avec notre [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition], comme de petites [popupdefinition id=4545]plan&egrave;tes rocheuses[/popupdefinition] dans les r&eacute;gions int&eacute;rieures. &copy; Eso, L. Benassi<link http:="">

Une géante gazeuse autour d'un jumeau du Soleil

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

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 jumeau est chacun des deux enfants issus d'une même grossesse gémellaire. Il existe deux types de jumeaux :les jumeaux monozygotes ou vrais jumeaux, qui dérivent de la fragmentation du même œuf. Ces jumeaux possèdent le même génome et sont de même sexe ;les jumeaux dizygotes ou faux jumeaux, qui dérivent de deux œufs distincts (deux ovules fécondés par deux spermatozoïdes différents).Les jumeaux sont des populations souvent étudiées dans les recherches scientifiques pour mettre en évidence des facteurs génétiques et environnementaux dans une problématique. Par exemple, pour le diabète de type 1, chez des jumeaux monozygotes, lorsque l’un est diabétique, l’autre jumeau a 40 % de risque de l’être aussi. Cela signifie que les facteurs génétiques et environnementaux sont tous deux impliqués dans le risque de diabète. Fréquence des naissances gémellaires chez l’HommeLa gémellité est fréquente dans le monde animal, mais plus rare chez l’Homme. Cependant, la fréquence des naissances gémellaires a beaucoup augmenté au cours des dernières décennies en Europe : elle aurait quasiment doublé en 40 ans ! Ce phénomène serait dû à l’augmentation de l’âge des mères et au recours plus fréquent à la procréation médicalement assistée. En 2016, en France, 1 à 2 % des naissances concernent des jumeaux. Certaines prédispositions génétiques expliquent qu’il existe des « familles à jumeaux ».Les naissances gémellaires augmentent le risque de prématurité des bébés et de problèmes de santé chez la mère (pré-éclampsie, diabète gestationnel…).

Jumeau

Jupiter

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Cette vue d'artiste illustre un jeune [popupdefinition id=302]syst&egrave;me stellaire[/popupdefinition] o&ugrave; des plan&eacute;t&eacute;simaux se forment dans un disque de poussi&egrave;re.&copy; DR

Un jeune système stellaire en formation

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

Système stellaire

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Une vue d'artiste de [popupdefinition id=3633]Corot[/popupdefinition]-7b, une [popupdefinition id=4545]plan&egrave;te rocheuse[/popupdefinition] environ cinq fois plus lourde que la Terre et gravitant &agrave; seulement 2,5 millions de kilom&egrave;tres de son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] (contre 149 millions pour la Terre). L'ann&eacute;e y dure seulement 20,4 heures. &copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]/L. Calcada<link http:="">

L'exoplanète Corot-7b, une planète rocheuse

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

Corot

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Exoplan&egrave;te vue par un artiste.&copy; Eso

Le monde étonnant des exoplanètes

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C'est autour de l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] [popupdefinition id=3633]Corot[/popupdefinition]-7,&nbsp;&nbsp;situ&eacute;e&nbsp;&agrave; 450 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition], que gravite Corot-Exo-7b, l'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] d&eacute;couverte par Corot.&copy; [popupdefinition id=6368]CFHT[/popupdefinition]/CNRS

L'exoplanète Corot-Exo-7b

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

3968_l-exoplanete-corot-exo-7b

Un objet d&eacute;tect&eacute; et photographi&eacute; autour de la [popupdefinition id=49]naine brune[/popupdefinition] en avril 2004 s'av&egrave;re bien &ecirc;tre&nbsp;une [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] et non pas un simple objet rouge. Il s'agit de l'exoplan&egrave;te 2M1207b et son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], la naine brune 2M1207A.&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition],&nbsp;http://www.flashespace.com/html/avril05/30_04.htm

L'exoplanète 2M1207b et son étoile

Une étoile avortée, trop petite pour que des réactions nucléaires puissent se maintenir dans son coeur. Elles doivent être très répandues, mais sont très difficiles à détecter, vue leur trop faible luminosité. Les naines brunes ne sont pas brunes, au début de leur vie elles rayonnent faiblement dans le rouge et palissent par la suite. Une naine brune est plus grosse qu'une planète, et varie entre 10 et 80 fois la masse de Jupiter (soit 0.01 à 0.08 masse solaire). Il y a deux sortes de naines brunes - les plus chaudes (1500K à 2500K) sont du type L; les plus froides (200K à 1500K) du type T. Les naines brunes les plus chaudes sont parfois cataloguées comme des naines rouges de type M très froides.

Naine brune

1095_l-exoplanete-2m1207b-et-son-etoile

En utilisant la m&eacute;thode du [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] d'une [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] devant son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], on peut analyser les constituants de son [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition]. On a ainsi d&eacute;tect&eacute; du [popupdefinition id=14771]potassium[/popupdefinition] dans l'atmosph&egrave;re d'HD 80606 b, une exoplan&egrave;te situ&eacute;e &agrave; 190 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de nous.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Esa/G. Bacon

L'atmosphère de l'exoplanète HD 80606 b

Premier élément de la quatrième période, le potassium ressemble sur de nombreux aspects au sodium. Il représente environ 2,5 % du poids de la croûte terrestre.GénéralitésSymbole : KNuméro atomique : 19Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 8, 1Masse atomique : 39,0983 uIsotopes les plus stables : 39K stable avec 20 neutrons (93,26 %), 41K stable avec 22 neutrons (6,73 %)Série : métaux alcalinsGroupe, période, bloc : 1 (IA), 4, sDensité : 0,89Point de fusion : 63,5 °CPoint d’ébullition : 759 °CHistorique du potassiumPremier métal isolé par électrolyse, le potassium fut découvert par Davy en 1807 à partir de l’hydroxyde de potassium, ou potasse. Le symbole K provient du terme kalium, « potasse » en latin médiéval.Propriétés du potassiumLe potassium est un métal blanc argenté très léger, dépassé en cela uniquement par le lithium, et excellent conducteur électrique. Derrière le rubidium et le césium, c'est le troisième métal le plus réactif. Ce solide mou s'oxyde facilement à l'air, ce qui contraint à le préserver dans l'huile.L'eau se décompose au contact du potassium comme à celui des autres alcalins et avec la même violence. Le dihydrogène produit peut être explosif. Les sels de potassium dégagent une couleur violette quand ils sont exposés à la flamme.Utilisation du potassiumTrès réducteur, le potassium est utilisé comme tel dans de nombreuses réactions chimiques. L'alliage NaK est utilisé pour ses propriétés de transfert de chaleur. Certains engrais, dits NPK, contiennent du potassium.L'hydroxyde de potassium, plus connu sous le nom de potasse, sert à la fabrication de détergents. Le chlorure de potassium est employé en perfusion soit pour remédier à certains troubles cardiaques, soit pour donner la mort. Le salpêtre, ou nitrate de potassium, entre dans la composition de la poudre à canon.Effets du potassium sur la santéNutriment essentiel à l'alimentation humaine, le potassium se trouve dans de nombreuses denrées, comme le pruneau, la châtaigne ou l'avocat pour les taux les plus importants. Le cation K+ est l'ion extracellulaire le plus abondant dans le corps humain.La quantité de potassium dans le sang est finement régulée par les reins : un excès peut provoquer des anomalies cardiaques létales.

Potassium

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
Bloc "Le saviez-vous ?"Champ lexical : transit astronomique | transit planétaire

Transit

3856_l-atmosphere-de-l-exoplanete-hd-80606-b

Ces images repr&eacute;sentent &agrave; intervalle de temps r&eacute;gulier l'aspect de HD 80606b sur une dizaine de jours avant et apr&egrave;s son passage au [popupdefinition id=874]p&eacute;riastre[/popupdefinition] de son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], c'est-&agrave;-dire &agrave; distance minimale.Les zones rouges dans la partie non &eacute;clair&eacute;e indiquent le [popupdefinition id=16047]rayonnement thermique[/popupdefinition] propre de la plan&egrave;te en r&eacute;action &agrave; son chauffage. Le d&eacute;veloppement d'une [popupdefinition id=14551]temp&ecirc;te[/popupdefinition] y est bien visible.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/[popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]-Caltech/J. Langton (UC Santa Cruz)

Tempête sur l'exoplanète HD 80606b

La tempête correspond à un événement météorologique violent. Elle est caractérisée par des vents forts, souvent accompagnés de précipitations intenses. La tempête est distribuée sur une zone de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre.Il n’existe pas de caractéristiques précises pour définir la tempête sur la terre. Sur la mer en revanche, il est question de tempête dès lors que les vents moyens dépassent les 90 km/h, même s’ils ne sont pas systématiquement mêlés à la pluie. À noter que les vents peuvent parfois amener avec eux des particules, donnant naissance à des tempêtes de sable ou de neige.Il existe deux types de tempêtes : les dépressions dans les latitudes moyennes, dites cyclones extratropicaux, et les cyclones tropicaux.Formation des tempêtesLes cyclones extratropicaux naissent le plus souvent au-dessus des océans, consécutivement à la rencontre d’un air chaud en bordure océanique et d’un air plus froid sur les terres, entraînant une circulation dans le sens inverse des aiguilles d’une montre au niveau de l’hémisphère nord, et l’inverse au niveau de l’hémisphère sud. Les mouvements en altitude favorisent la condensation de l’eau et la formation d’importantes précipitations. La formation d’un fort gradient de pression atmosphérique génère des vents violents, parfois à l’origine de gros dégâts.Au niveau tropical, les ouragans, aussi appelés typhons, se forment au niveau des océans chauds des régions intertropicales. De par l’importance de la condensation et le dégagement de chaleur, les tempêtes tropicales génèrent des conditions climatiques très violentes, avec des vents ravageurs et parfois même des tornades, ainsi que des ondées torrentielles favorisant des inondations et des glissements de terrain.Comment réagir face à une tempête ?Lorsque vous êtes confronté à une tempête, il est crucial de prendre des mesures appropriées pour garantir votre sécurité. Voici quelques conseils essentiels pour réagir de manière appropriée face à une tempête :Restez informé : Suivez les prévisions météorologiques et les avertissements émis par les autorités compétentes. Écoutez les bulletins d'information à la radio ou à la télévision, consultez les sites Web des organismes météorologiques locaux et suivez les médias sociaux pour obtenir les dernières informations.Préparez-vous : Avant l'arrivée de la tempête, assurez-vous d'avoir des provisions essentielles, comme de la nourriture non périssable, de l'eau potable, des bougies, une trousse de premiers secours et des piles. Chargez également vos téléphones portables et assurez-vous d'avoir une radio à piles ou une alternative pour rester informé en cas de coupure de courant.Sécurisez votre domicile : Vérifiez les portes, fenêtres et toits pour vous assurer qu'ils sont bien fermés et en bon état. Si possible, renforcez les structures extérieures pour résister aux vents violents. Éloignez les objets susceptibles d'être emportés par le vent et sécurisez les meubles extérieurs.Restez à l'intérieur : Évitez de sortir pendant la tempête, car les vents forts et les précipitations peuvent représenter un danger pour votre sécurité. Restez dans une pièce centrale de votre domicile, éloignée des fenêtres, et restez à l'écoute des dernières mises à jour météorologiques.Tempêtes célèbresCertaines tempêtes, particulièrement violentes, sont affublées d’un nom. Par exemple, en février 2010, la tempête Xynthia a durement frappé la façade ouest de la France ainsi que de nombreux autres pays européens. En 2018, c’est Eléanor qui frappait une grande partie de la France ainsi et d'autres pays européens. Les ouragans possèdent eux aussi des noms, comme le terrible cyclone Sandy qui a durement frappé l’Amérique du Nord en octobre 2012. 2017 connut un enchainement d'ouragans intenses : notamment Harvey, Irma et Maria.

Tempête

Le terme périgée — construit à partir du préfixe péri- signifiant à l’entour de, et gê, la Terre — correspond au point de l’orbite elliptique d’un astre ou d’un satellite artificiel le plus rapproché de la Terre lorsque celle-ci constitue un foyer de l’ellipse. À l’opposé, on trouve l’apogée. De manière plus générale, pour qualifier le point d’une orbite le plus rapproché — le plus éloigné — du foyer de cette orbite, on parle de périastre — d’apoastre.
Attention toutefois à ne pas confondre périgée et périhélie. Le terme périhélie est souvent employé pour désigner le point de l’orbite terrestre le plus proche du Soleil. Ainsi la Terre se trouve à son périhélie autour du 4 janvier. Mais le terme peut également s’employer pour les autres objets en orbite héliocentrique.
Sur ce schéma, le périgée — et l’apogée — d’un corps céleste en orbite autour de la Terre (Earth). © Pearson Scott Foresman, Wikipedia, Domaine public
Le cas de la Lune
L’orbite de la Lune nous donne un exemple concret. Celle-ci en effet, est elliptique et la distance qui la sépare de la Terre varie de manière flagrante. Notez tout d’abord que la distance moyenne entre la Terre et la Lune est de 384.400 kilomètres. À son périgée, la Lune ne se trouve plus qu’à 356.500 kilomètres. Cette distance confère un diamètre apparent de quelque 33’ — contre à peine plus de 29’ lorsque notre satellite se trouve à son apogée.
Le 14 novembre 2016, notre satellite naturel se trouvait à son périgée au moment de la pleine Lune. Une situation qui ne se produit pas à chaque lunaison. Par rapport à une pleine Lune qui se produit au passage à l’apogée, le disque de notre satellite était alors 14 % plus grand et 30 % plus lumineux. Une véritable superlune ! Qu’il reste toutefois difficile d’évaluer à l’œil nu et sans point de comparaison.

Périgée

On qualifie de rayonnement thermique la quantité d’énergie qu'un corps dont la température diffère du zéro absolu cède sous la forme d'un rayonnement de nature électromagnétique et de longueur d'onde comprise entre 0,1 et 100 micromètres.

Rayonnement thermique et chaleur
Le rayonnement thermique représente, avec la convection et la conduction, l'un des phénomènes physiques qui autorisent le transfert de chaleur. Son signe particulier : il ne nécessite pas la présence d'un milieu matériel intermédiaire et peut donc transporter de la chaleur à travers le vide. Ainsi, c'est grâce au rayonnement thermique que le Soleil nous transmet, presque instantanément, sa chaleur.

Un rayonnement fonction de la température
Le rayonnement thermique résulte de la transition d'électrons entre deux états d'énergie. Selon la loi de Planck, le passage d'un niveau d'énergie à un niveau d'énergie inférieur s'accompagne de l'émission d'un rayonnement.
Ainsi, un corps placé à une température donnée émet des ondes électromagnétiques de fréquences différentes. La répartition de ces fréquences -- ou le spectre du rayonnement -- et la quantité d'énergie émise dépendent de la température du corps. Plus celle-ci est élevée, plus le rayonnement thermique s'avère intense aux courtes longueurs d'onde. Un corps qui, pour une température donnée, émet le maximum d'énergie est appelé « corps noir ».

Le corps noir et la loi de Stefan-Boltzmann
Dans le cas idéal qu'est le corps noir, parfaitement absorbant et émettant, on utilise souvent la loi de Stefan-Boltzmann pour calculer le rayonnement thermique. Cette loi stipule que l'énergie totale rayonnée par unité de surface d'un corps noir est proportionnelle à la quatrième puissance de sa température absolue. Ce principe fondamental explique pourquoi les objets plus chauds rayonnent plus d'énergie que les objets plus froids.

Applications pratiques du rayonnement thermique
Le rayonnement thermique a de multiples applications dans notre quotidien et dans diverses industries. Par exemple, il est essentiel dans la conception des thermocouples pour mesurer des températures élevées, et dans les technologies d'imagerie thermique utilisées tant en médecine qu'en surveillance environnementale.
En astrophysique, l'étude du rayonnement thermique permet de déterminer les températures de planètes et d'étoiles lointaines, nous donnant des indices sur leurs propriétés physiques et leur composition.

Le rayonnement thermique dans l'environnement
Sur Terre, le rayonnement thermique joue un rôle clé dans l'équilibre énergétique entre la surface terrestre, l'atmosphère et l'espace. Les gaz à effet de serre, comme le CO2 et le CH4, absorbent une partie de ce rayonnement, le réémettant sous forme de chaleur et contribuant au réchauffement climatique.

Des travaux de recherche et articles disponibles sur des plateformes telles qu'articles de recherche sur le rayonnement thermique permettent d'approfondir les détails scientifiques du rayonnement thermique et ses diverses implications. Des études pointues sur le sujet y sont régulièrement publiées.

Rayonnement thermique

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Il s'agit de la premi&egrave;re [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] d&eacute;couverte en dehors de notre [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition]. Elle [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour d'un [popupdefinition id=3727]soleil[/popupdefinition] faisant partie d'un courant d'[popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] observable en direction de la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] du Fourneau.&copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]/L. Cal&ccedil;ada

HIP 13044 b, la première exoplanète découverte hors de notre galaxie

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

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

Constellation

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Voici les cinq premi&egrave;res [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] d&eacute;couvertes par le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial[/popupdefinition] Kepler. Leur taille est ici compar&eacute;e &agrave; celle de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] et de la Terre.&copy; Nasa

Les premières exoplanètes découvertes par le télescope Kepler

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

Télescope spatial Hubble

3975_les-premieres-exoplanetes-decouvertes-par-le-telescope-kepler

Exoplan&egrave;te en train d'&ecirc;tre &eacute;clips&eacute;e par son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition].&copy; David Sing

Éclipse d'exoplanète

4135_eclipse-d-exoplanete

Cette [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] tourne autour d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] (invisible sur l'image) elle-m&ecirc;me accompagn&eacute;e de deux autres compagnons lointains.&copy; Eso/L. Cal&ccedil;ada

Exoplanète dans un système triple

4136_exoplanete-dans-un-systeme-triple

Le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial[/popupdefinition] Kepler a observ&eacute; le [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] de trois [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] devant l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] Kepler 9, situ&eacute;e &agrave; 2.200 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition], dans la [popupdefinition id=21]constellation[/popupdefinition] de la Lyre.&copy; Nasa

Trois exoplanètes autour de Kepler 9

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
Bloc "Le saviez-vous ?"Champ lexical : transit astronomique | transit planétaireChamp lexical : transit astronomique | transit planétaire

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

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Vue d'artiste du syst&egrave;me plan&eacute;taire le plus proche du n&ocirc;tre. &Agrave; droite, une [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] tourne en 3,2 jours autour de son [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition], Alpha du Centaure B (Alpha Centauri B en latin), &agrave; seulement 6 millions de km, ce qui en fait assur&eacute;ment un monde invivable. Au loin, le compagnon de l'&eacute;toile, Alpha Centauri A, tr&egrave;s semblable au [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], avec un type spectral G2. De type K1, Alpha Centauri B est juste un peu moins lumineuse que notre &eacute;toile. Plus loin, on reconnait notre Soleil (Sun). &copy; Eso<link http:="">

Alpha Centauri Bb : une superterre à 4,3 années-lumière ?

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Il existerait deux [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] autour d'une [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] &acirc;g&eacute;e de 11,5 milliards d'ann&eacute;es, soit plus du double du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. Proche du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition], la [popupdefinition id=31]naine rouge[/popupdefinition] Kapteyn serait vraisemblablement issue d'une [popupdefinition id=41]galaxie naine[/popupdefinition] d&eacute;sagr&eacute;g&eacute;e depuis longtemps. Potentiellement habitable, la [popupdefinition id=8634]superterre[/popupdefinition] Kapteyn b, quant &agrave; elle, est d&eacute;sormais consid&eacute;r&eacute;e comme la plus ancienne plan&egrave;te connue&thinsp;! Si les conditions sont r&eacute;unies, on peut imaginer que la vie a eu tout le temps de s'y d&eacute;velopper. Sur cette illustration, on distingue au premier plan une repr&eacute;sentation de Kapteyn b en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de la naine rouge Kapteyn. Omega du Centaure occupe l'arri&egrave;re-plan. L'[popupdefinition id=15]amas globulaire[/popupdefinition] concentre des millions d'&eacute;toiles dans un espace restreint et pourrait &ecirc;tre le reliquat d'une galaxie naine dig&eacute;r&eacute;e depuis des milliards d'ann&eacute;es par la [popupdefinition id=3729]Voie lact&eacute;e[/popupdefinition]. &copy; PHL, UPR [popupdefinition id=19105]Arecibo[/popupdefinition], Aladin Sky Atlas<link http:="">

Kapteyn b, une superterre habitable ?

Constitués de quelques centaines de milliers d’étoiles rassemblées dans une sphère dont le diamètre n’est que de quelque centaines d’années-lumière tout au plus, les amas globulaires sont des concentrations très denses d'étoiles de forme sphérique en orbite autour des noyaux des galaxies. Ils ont joué un rôle décisif en astronomie lorsque Harlow Shapley a entrepris, à partir de 1914, d’utiliser ceux en orbite autour de la Voie lactée pour déterminer la taille de la Galaxie et la position qu’y occupait le Soleil. Il arriva finalement au résultat escompté en 1918. 
Dans le cas de la Voie lactée, on connaît à présent 158 amas globulaires, mais il est probable qu’il en existe 10 à 20 fois plus. On sait qu’ils sont majoritairement formés d’étoiles âgées d’au moins 10 milliards d’années et ayant atteint un stade d’évolution similaire. Pauvres en métaux, c'est-à-dire, dans le jargon des astrophysiciens, en éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium, ces étoiles ont dû se former en même temps et sont contemporaines des plus vieilles étoiles de la Galaxie. L'un des plus célèbres amas globulaires est celui d'Hercule (M13), vers lequel le fameux message d'Arecibo a été envoyé en 1974. 
Cette magnifique vue de l'amas globulaire Messier 55 dans la constellation du Sagittaire a été obtenue en lumière infrarouge avec le télescope VISTA dédié aux sondages de l'univers à l'Observatoire de Paranal de l'ESO au Chili. Cette grande boule composée de vieilles étoiles se situe à environ 17 000 années-lumière de la Terre. © ESO, J. Emerson, Vista, Cambridge Astronomical Survey Unit
On connaît dans les grandes lignes les étapes de la formation des galaxies dans l’univers, mais il existe des variantes dans les détails et les observations qui montrent que bien des choses restent encore incomprises. Plusieurs scénarios plus précis sont à l’étude, notamment par des simulations numériques comme celles de MareNostrum.
Cependant, il semble clair que les amas globulaires des galaxies se sont formés très tôt dans l’histoire de l’Univers observable à partir de surdensités dans les nuages de gaz d’hydrogène et d’hélium primitifs, tout comme les premières galaxies, il y a plus de 13 milliards d’années. On peut donc penser qu’ils sont en quelque sorte des fossiles de ces temps reculés. Contrairement aux galaxies qui ont subi de multiples collisions et fusions, avec en plus une évolution chimique importante dominée par les explosions de supernovae, les amas globulaires doivent garder une mémoire bien plus lisible de la formation des galaxies.

Amas globulaire 

Une superterre est une exoplanète dont la masse est considérée comme étant dix fois inférieure à celle de la Terre et entre une et cinq fois supérieures. Cette définition est donc indépendante de la composition de l’exoplanète et surtout de son habitabilité.
L’idée que l’on se fait en général d’une superterre est celle d’une planète rocheuse plus massive que la Terre. Pour la taille, un intervalle compris entre 1,2 et 1,9 fois celui de la Terre est utilisé comme critère pour le rayon d’une superterre.
En mai 2016, on pouvait dresser le tableau de chasse ci-dessus des découvertes d’exoplanètes grâce à la méthode des transits planétaires, essentiellement donc grâce à Kepler. © Nasa Ames, W. Stenzel
Quand ont été découvertes les premières superterres ?
Les premières superterres ont été découvertes par Aleksander Wolszczan et Dale Frail autour du pulsar PSR B1257 +12, en 1992. Les deux planètes ont des masses d’environ quatre fois celle de la Terre, trop petites donc pour être des géantes gazeuses.
La première superterre autour d’une étoile de la séquence principale a été découverte en 2005 par Eugenio Rivera et ses collègues. Il s’agit de Gliese 876 d, avec une masse estimée à 7,5 fois celle de la Terre. À ce jour, plusieurs centaines de superterres ont été détectées grâce à la méthode des transits planétaires employée par le satellite Kepler.

Superterre

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

Galaxie naine

Le radiotélescope Arecibo, nom le plus communément utilisé pour nommer le National Astronomy and Ionosphere Center, désigne un observatoire terrestre situé à Arecibo, à Porto Rico. Il s’est effondré le 1er décembre 2020.Cet observatoire a été construit en 1963 sur un site protégé des interférences électromagnétiques du monde moderne. Il se composait d’une immense antenne parabolique bâtie au sol, de 305 mètres de large, au-dessus de laquelle était suspendu un très lourd ensemble d’instruments de 900 tonnes, à 140 mètres de haut. Sa surface collectrice était constituée de 38.778 panneaux d’aluminium, ce qui offrait une surface collectrice de 73.000 m2. Il pouvait fonctionner sur une gamme de fréquence s’étendant de 300 MHz à 10 GHz. Il était également utilisé comme émetteur, notamment pour l’étude des astéroïdes dont il s’était fait une spécialité.Jusqu’en septembre 2016, Arecibo était le plus grand instrument de ce type. À cette date, la Chine a mis en service le radiotélescope Fast (Five-hundred-meter Aperture Spherical Telescope). Avec un diamètre de 500 mètres, il est le plus plus grand radiotélescope du monde. À ce jour, il n’existe aucun projet de radiotélescope de plus de 500 mètres.Le 1er décembre dernier, le radiotélescope d'Arecibo (Porto Rico) s'est effondré. Cet observatoire qui fonctionnait depuis près de 60 ans, a notamment été utilisé pour communiquer avec d'hypothétiques extraterrestres. © 2020 Planet Labs, Inc.Une icône de la pop-cultureFrank Drake, connu pour son équation qui permet d’estimer le nombre de civilisations extraterrestres détectables dans la Voie lactée, a utilisé Arecibo pour envoyer à d’hypothétiques extraterrestres une carte qui indiquerait l'emplacement de la Terre dans l’espace.Par ses avancées scientifiques dans de nombreux domaines de l’astronomie (exoplanètes, sursauts d’ondes radios, ondes gravitationnelles, pulsars…) et ses apparitions dans plusieurs séries et films (X-Files, James Bond…), cet observatoire est devenu une icône scientifique et culturelle.Fin décembre 2020, le gouverneur de Porto Rico a annoncé une enveloppe de 8 millions de dollars pour aider à la reconstruction de l’observatoire. La Fondation nationale des Sciences (NSF), propriétaire de l’observatoire, a également indiqué souhaiter sa réhabilitation. Champ lexical : observatoire radio | national Astronomy and Ionosphere Center (NAIC) | radiotélescope d'Arecibo

Arecibo

Les naines rouges sont les plus petites et les plus faibles des étoiles. Environ 80 % des étoiles sont des naines rouges, mais aucune n'est visible à l'œil nu depuis la Terre.
Comme leur luminosité est très faible (environ 1 % au plus de celle du Soleil), les plus petites d'entre elles doivent pouvoir durer des milliards de milliards d'années. Elles sont classées dans le type M. On pense qu'il existe des milliards de superterres autour des naines rouges dans la Voie lactée.
Caractéristiques physiques des naines rouges
Les naines rouges, également connues sous la désignation technique d'étoiles de type M, sont des étoiles de faible masse et de faible luminosité. Elles ont une masse qui peut être aussi peu que 7,5 % de la masse du Soleil et ne brûlent que très lentement leur combustible nucléaire, l'hydrogène. Cela leur confère une longévité qui peut atteindre ou dépasser les 100 milliards d'années, bien au-delà de l'espérance de vie estimée du Soleil.
La faible luminosité des naines rouges s'explique par leur taille réduite et leur température de surface relativement basse, souvent inférieure à 3 500 degrés Kelvin, ce qui leur donne une couleur rougeâtre caractéristique. Cette basse température est également une raison pour laquelle elles sont difficiles à détecter avec des instruments optiques traditionnels, leur lumière étant principalement émise dans l'infrarouge.
Impact sur la recherche exoplanétaire
En raison de leur abondance et de leur longévité, les naines rouges sont des cibles privilégiées dans la recherche de planètes extrasolaires, en particulier de superterres, qui sont des planètes rocheuses ayant une masse supérieure à celle de la Terre mais inférieure à celle des géantes gazeuses. De récents progrès dans les technologies des télescopes ont permis de découvrir un nombre croissant de ces planètes orbitant autour de naines rouges. Ces découvertes sont cruciales, car elles pourraient potentiellement abriter des formes de vie.
Les zones habitables autour des naines rouges, où les conditions pourraient permettre la présence d'eau liquide à la surface d'une planète, sont beaucoup plus proches de l'étoile en raison de sa faible luminosité. Cependant, cette proximité peut également exposer les planètes à des radiations stellaires intenses, posant des défis supplémentaires pour la possibilité de vie.
Les défis de l'habitabilité autour des naines rouges
Le principal problème des zones habitables proches des naines rouges est le phénomène de verrouillage gravitationnel. Cela signifie que la planète peut être verrouillée avec une face toujours tournée vers son étoile, entraînant des conditions extrêmes de température entre le côté jour et le côté nuit. Ce verrouillage pose des questions sur la capacité des atmosphères de ces planètes à redistribuer la chaleur de manière efficace.
De plus, les naines rouges peuvent être sujettes à des éruptions ou des flambées stellaires qui peuvent libérer de grandes quantités d'énergie, potentiellement criant un environnement hostile pour le développement de la vie telle que nous la connaissons.

Naine rouge

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On connait actuellement une vingtaine d'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;tes[/popupdefinition] potentiellement habitables dans notre [popupdefinition id=36]galaxie[/popupdefinition]. Des images d'artistes permettent de les comparer en taille &agrave; celles du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition] (&agrave; droite).Elles sont repr&eacute;sent&eacute;es de gauche &agrave; droite et de bas en haut en fonction des distances croissantes au [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] (su<img name="req_tx_fsfwk_photo_8484_content" src="/typo3/clear.gif" alt="">n) en [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] (light-years, ly en anglais). En bas, figurent celles d&eacute;tect&eacute;es au sol par la [popupdefinition id=12280]m&eacute;thode des vitesses radiales[/popupdefinition] (radial velocity) et celles d&eacute;tect&eacute;es dans l'espace avec le satellite Kepler.&copy; PHL, UPR Arecibo

Les exoplanètes potentiellement habitables connues

La méthode des vitesses radiales est l'une des principales méthodes utilisées en exobiologie et en astronomie pour détecter des exoplanètes. On s'en sert souvent au sol pour vérifier et compléter une découverte d'exoplanète faite dans l'espace par des satellites comme Kepler et Corot qui eux utilisent la méthode du transit planétaire.Une vidéo sur les méthodes de détection des exoplanètes. © CEA RecherchePrincipe de la méthode des vitesses radialesPour comprendre le principe de la méthode des vitesses radiales, prenons le cas le plus simple. Considérons donc un système formé d’une seule planète en orbite circulaire autour de son étoile et vue par un observateur dans le plan de son orbite. C'est-à-dire que l’angle i que fait la normale au plan de l’orbite avec la ligne de visée vaut 90°. Les lois de la mécanique céleste impliquent que l’attraction gravitationnelle de la planète sur l’étoile lui impose un mouvement de révolution autour du barycentre du système, le plus souvent à l’intérieur de l’étoile.Le principe de la détection d'une exoplanète par la mesure d'un décalage spectral par effet Doppler-Fiezeau. © ESOL’étoile va donc s’approcher puis s’éloigner de l’observateur avec une composante de vitesse radiale qui varie périodiquement. La lumière de l’étoile va alors subir un effet Doppler-Fizeau se traduisant par un décalage spectral passant périodiquement du bleu au rouge (voir le schéma ci-dessus).Mesure de vitesse radiale Vr en m/s de l'étoile 51Peg en fonction du temps en abscisse (jours). L'inclinaison i est inconnue, donnant une masse au moins égale à 0,45 fois la masse de Jupiter pour l'exoplanète. © Butler et Marcy, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'UniversSi l’on dispose d’un spectroscope avec un pouvoir de résolution suffisant, on peut mesurer ce décalage et en déduire une valeur de vitesse radiale. La courbe de variation de la vitesse radiale fournit alors une période T et une amplitude donnant la composante parallèle Vr à la ligne de visée de la vitesse de l’étoile. La théorie de l’évolution stellaire permet, quant à elle, de déduire du spectre de l’étoile sa masse M.L'excentricité de l'orbite elliptique de l'étoile HR 108147, voisine de 0,5, et la géométrie de l'observation conduisent à une telle courbe de vitesse radiale plus complexe que dans le cas le plus simple avec une orbite circulaire. Le schéma du dessous représente les résidus entre les valeurs observées et la courbe de vitesse modélisée. © Observatoire de Genève, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'UniversDe ces trois grandeurs M, Vr et T, il est possible d’en déduire la distance de la planète à son étoile et sa masse m. En général, la valeur de l’inclinaison i de la normale au plan de l’orbite par rapport à la ligne de visée n’est pas connue. On mesure seulement la grandeur m sin(i) et donc une borne inférieure pour la masse réelle de la planète.La courbe de vitesse radiale de l'étoile HD 168443 présente deux composantes, dues à deux compagnons planétaires. Les orbites des deux planètes détectées autour de HD 168443 ont des périodes d'ordres de grandeur bien distincts et une excentricité élevée (0,53 et 0,23). © Butler et Marcy, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'UniversD’autres complications surgissent. L’orbite peut ne pas être circulaire mais elliptique et il peut y avoir plusieurs exoplanètes en orbite. La courbe de variation de la vitesse radiale est alors plus compliquée mais elle est aussi plus riche en informations utilisables. Ce n’est plus une simple sinusoïde mais on peut quand même en déduire les périodes et les excentricités des orbites des exoplanètes, ainsi que des estimations de leurs masses.La courbe de vitesse pour l'étoile HR 82943 montre deux exoplanètes avec des orbites non circulaires. © Observatoire de Genève, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'UniversEn pratique, la méthode des vitesses radiales ne permet de détecter facilement que des planètes géantes orbitant à une distance proche de leurs étoiles. Dans ce cas, la perturbation gravitationnelle est forte et le mouvement de l’étoile est important. C’est pourquoi ce sont des Jupiter chaudes qui ont été détectées en premier, comme ce fut le cas de Pegasi 51b en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz.Il est particulièrement difficile de détecter des exoterres, surtout si elles sont en orbite autour d’une étoile de type solaire et à une distance les plaçant dans la zone d’habitabilité. Pour cela, il est plus efficace d’utiliser la méthode du transit planétaire.

Trois étoiles pour une seule exoplanète, HD 188753 Ab

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