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Etoile Polaire

Lune

La Lune, notre plus proche voisin dans l'espace, a un diamètre de 3 476 km (2 160mi), soit le quart du diamètre de la Terre. La Lune met 27j 7h 43min 12s pour compléter une orbite autour de la Terre. Cet intervalle de temps s'appelle la période sidérale; c'est le temps nécessaire pour que la Lune accomplisse une orbite par rapport à la position des étoiles lointaines. Mais il lui faut un temps plus long pour que celle-ci passe par un cycle complet de ses phases.

Tout comme les planètes, la Lune ne brille que par réflexion de la lumière du Soleil. encore qu'en phase ascendante, la face "cachée" brille souvent faiblement en raison de la réflexion de la lumière par la Terre. Si vous observez la Lune, vous constaterez que vous voyez toujours la même face.

L'analyse des roche lunaires ramenées par les astronautes d'Apollo et les sondes soviétiques inhabitées révèle que la Terre et la Lune ont été formées à peu près en même temps, c'est-à-dire il y a 4,55 milliards d'années. Aucunes de ces roches lunaires ne contenait de l'eau. La Lune est dépourvue d'atmosphère et se présente grosso modo comme un monde sans vie. La surface présente de larges plaines, erronément baptisées "mers". Les mers sont bordées de chaînes de montagnes, et l'ensemble du paysage est dominé par des cratères, ou cirques, de toutes tailles. Certains de ces cratères sont assez impressionnants. La plupart d'entre eux sont dus à l'impact d'énormes météorites. Au moment de la Pleine Lune, la caractéristique dominante est le cratère Tycho, au sud. Il forme le centre d'un système de stries radiales claires partant dans toutes les directions.

Caractéristiques

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Eclipse de Lune

Les Eclipses de Lune reviennent périodiquement, elles sont le résultat d'un configuration très particulière en la Terre, le Soleil et la Lune.

datedate
26 Juin 201021 Décembre 2010
15 Juin 201110 Décembre 2011
4 Juin 201228 Novembre 2012
25 Avril 201325 Mai 2013
18 et 19 Octobre 2013
15 Avril 20148 Octobre 2014

La prochaine Eclipse de Lune visible en France sera celle du 21 Décembre 2010. La Lune sera totalement éclipsée dans différents endroits du globe mais malheureusement en France métropolitaine, nous ne pourront voir que les premières phases du phénomène.

La prochaine Eclipse de Lune aura lieux le 26 Juin 2010, elle n'est malheureusement invisible en France métropolitaine. Cette Eclipse sera néanmoins observable une partie de l'Asie et des Amérique, l'Australie et l'Océan Pacifique.

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L'entrée et la sortie de la Lune dans la pénombre de la Terre marque le début et la fin de l'éclipse qui durera un peu plus de 5h 20m. Cette Eclipse est partielle, c'est à dire que la Lune ne va pénétrer que partiellement dans le cône d'ombre de la Terre. Au maximum de l'Eclipse (vers 11h 38m UTC), plus de la moitié de la partie Nord de la Lune sera alors dans l'ombre de notre planète.

Carte de la Lune

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Astrophysique Nucléaire

La naissance des étoiles

La grande aventure d'une étoile débute lorsqu'un immense nuage d'hydrogène, et parfois d'hélium, en forcé de se comprimer par un agent extérieur. Souvent, la force de compression peut venir d'une grande explosion proche du nuage, qui produit une onde de choc assez puissante pour écraser le nuage. Sous l'effet de la pression, le nuage s'effondre, c'est à dire que le gaz va se concentrer en un point précis.

La nébuleuse M16 de l'aigle. Les colonnes de gaz se compriment, faisant de cette région s'étalant sur plusieurs années lumières un berceau de nouvelles étoiles. C'est alors que la plus grande partie de la masse se concentre au coeur de la région. La très forte pression s'appliquant au centre force les molécules de gaz à s'entrechoquer et à se regrouper. Certains atomes d'hydrogènes entre alors en contact, l'électron vient se coller au proton, formant un neutron, deux d'entre eux se colleront de nouveau, pour former un atome d'hélium. La fusion nucléaire est enclenchée. Le processus libérera une telle énergie que la force de graviter qui pousse la matière vers le centre, sera compensé par la force de la pression lumineuse émise en son sein. 1 millions d'années plus tard, les premiers photons s'échappent enfin de la dernière couche de la gigantesque boule de gaz, et viennent éclairer le reste de la masse de gaz qui ne s'est pas regroupé. 99% de la masse se sera collé pour former un corps brillant, une étoile est née.

Deux nébuleuses s'effondrant sur elles-mêmes. On voit au coeur de celles-ci une intense lumière. Une nouvelle étoile à déjà débuté le cycle de l'hélium, qui lui permettra de bruler pendant une certaines périodes de temps. Plus de détails dans la prochaine page.

La vie des étoiles

Nous avions dit à la page précédente qu'une étoile gobbait 99% de la matière autour de lui. Le petit 1% qui reste, est un nuage de gaz qui entre en rotation rapide autour de l'étoile du à la force gravitationnelle produite par l'étoile elle-même. La vitesse de rotation cause, tout comme pour l'étoile, des petites collisions entre des morceaux de matières, forçant ceux-ci à s'agglutiner ensemble. Certains corps prennent plus de matière que d'autres, ils grossissent. Leur rotation sur eux-mêmes les forces à adopter une forme sphérique, à cause de la force centripète. On vient d'assister à la formation d'un système solaire. Indépendamment de la matière en jeu, on peut avoir, une ou deux planètes, ou bien un système comme le nôtre, contenant 9 planètes, un nombre incalculable d'astéroïdes, et une famille d'objet 10 fois plus éloignés que la planète la plus éloignées Pluton), le nuage de Oort, un bassin de comètes potentiels.

Voir notre système solaire Pour ce qui est de l'étoile elle-même, sa vie dépend d'une chose, la quantité de masse qu'elle a au départ. Contrairement à ce qu'on peut penser, une étoile n'est pas comme un être humain, c'est à dire que si elle a plus de nourriture, elle ne vivra pas plus longtemps. En vérité, la pression sera tout simplement plus forte, ce qui fera en sorte que le noyau de l'étoile atteindra une température plus élevée, qui permettra aux molécules de fusionner plus violemment. Les molécules d'hélium fusionneront pour donner des molécules plus grosses, d'abord le carbone, puis, si la masse est plus forte, l'oxygène, et initialement, les étoiles hyper-massive commenceront à engendrer à la fin de leur vie, des métaux lourds. Le dernier métal à être former est le fer, nous verrons quel effet cela produit sur l'étoile dans la prochaine page.

Il existe différends types d'étoiles. Nous traiterons des cadavres stellaires dans la prochaine page. D'abord, les naines rouges. Ce sont de petites étoiles de faible masse, environ le tier de la masse de notre soleil. Comme elles sont petites, elles ont de la difficultés à engendrer la fusion nucléaire. Cette dernière se fait donc très lentement, ce qui a pour effet que ce type d'étoile brille très peu et à une durée de vie de près de 100 milliards d'années. L'âge théorique de l'univers étant à peu près de 15 milliards d'années, nous n'assisterons jamais à la mort d'une naine rouge. On peut dire que ce sont des étoiles froides.

Les étoiles jaunes, comme notre soleil, et blanches, un peu plus grosses, sont des étoiles relativement brillantes, qui ont une durée de vie d'une dizaine de milliards d'année lumières. Elles sont suffisamment massive pour déclencher la fusion du carbone, mais c'est bien la limite. En fait, notre soleil est plutôt petit dans sa catégorie et ce dernier n'arrivera pas à fusionner l'hélium en carbone. Une étoile comme Sirius, bien visible à l'horizon dans le ciel d'hiver, est une étoile 1,5 fois la taille de notre soleil. Un coup d'oeil vers Sirius, la plus brillante de tout notre ciel en raison de sa proximité relative (8,6 A.L), nous donne une idée de l'allure de notre soleil vue de l'espace. Les étoiles Véga et Déneb, visible au zénith en été, sont aussi un exemple d'étoile blanche. On ne peu pas encore observer de nova, ni de supernova dans cette famille d'étoile, car elles sont encore relativement jeune comparé à l'univers. Ces étoiles sont plutôt tièdes. Les étoiles bleus, où Géantes bleus, sont des étoiles qui ont accumulés beaucoup de matière durant leur naissance. Leur taille est plusieurs fois celle de notre soleil, et leur température de surface est des milliers de degrés plus chaud. La température du coeur est aussi beaucoup plus chaude, ce qui a pour conséquence que la mort de ces étoiles est des plus catastrophique même pour des étoiles éloignées de plusieurs années lumières. Elle explosent généralement en supernova (tel qu'expliqué en page suivante).

Finalement, on peut souvent observer dans le ciel des étoiles qui apparaissent rouge comme du sang. Il s'agit de géantes rouges. Ces étoiles très froides sont sur le point de mourir. Pourquoi une étoile devient-elle si grosse à la fin de sa vie, nous le verrons dans la page qui suit, mais pour l'instant, mettons quelque chose au clair. Pourquoi une étoile rouge est-elle plus froide qu'une étoile bleue? Est-ce une simple coïncidence que les étoiles bleus soient toutes géantes et les rouges si petites? Et que faire des géantes rouges? Pourquoi leur taille gigantesque (par exemple, si le soleil avait la taille d'une bille, Bételgeuse aurait la taille d'un ballon de basket) ne leur donnent pas une couleur bleue?

Jetons un coup d'oeil au dessin suivant.

En physique, on a découvert que l'énergie infrarouge est peu énergétique. Elle permet de chauffer nos aliments, pensons à un rond de poêle. Plus on le chauffe, plus il rougie. Maintenant, pensons aux rayons ultraviolet. Ces derniers brûlent notre peau sans même qu'on ne les sentent, et les rayons gamma, plus à gauche que l'ultraviolet, nous donnerait un cancer instant année. Pour en revenir à notre rond de poêle, supposons que nous le branchions à une tour de l'hydro, et qu'il atteignaient une température incroyable. Observez l'image plus haute, et glissez votre regard vers la gauche. C'est exactement ce qui se produirait. Donc, le bleu est beaucoup plus chaud que le rouge. La raison pour laquelle une géante rouge est si froide, malgré sa taille, est que la pression en son coeur est si énorme qu'elle a repoussé les couches extérieurs, forçant l'étoile à augmenter de taille. La chaleur restant la même et l'aire plus grande, la surface de l'étoile refroidie. C'est comme si on voulait réchauffer une grange avec une chandelle. Sa couleur devient de plus en plus rouge. Voilà qui introduit un peu la façon qu'une étoile à de mourir.

Lorsque l'étoile à brûlée un pourcentage critique de sa masse en hydrogène (30% pour notre soleil), elle subira une série de changements dramatique. Ces changements sont visible dès le début, puisque l'étoile augmente en diamètre, et sa couleur tourne au rouge. Elle entre en phase géante rouge. Mais la séquence est un peu plus compliqué que ça. D'abord, l'étoile se contracte, la température augmente, la pression augmente au centre, enclenchant la fusion de l'hélium au coeur. À ce moment, le coeur se contracte et repousse les couches extérieurs. L'étoile grossit, et se refroidie peu à peu en surface.

Il lui reste alors un million d'année à vivre.

C'est alors qu'on peut assister à plusieurs scénario différend. Pour une petite étoile comme notre soleil, la centrale nucléaire tentera de fusionner l'hélium en carbone. Malheureusement pour elle, sa masse est trop faible, donc la pression et la température aussi. Après 100 000 ans, la force gravitationnelle n'étant plus assez intense pour retenir les couches éloignés de l'étoile, ces dernières sont éjectées et le coeur se contract en une naine blanche, petite étoile qui se refroidie peu à peu, et qui deviendra pratiquement qu'une boule de gaz inerte et ultra compacte.

On remarque les couches extérieurs et le petit point au centre, la naine blanche. Pour une étoile plus massive, la fusion du carbone s'enclenchera. Le coeur deviendra beaucoup plus dense. Au lieu d'éjecter les couches, ces dernières seront fortement attirée vers le centre. La pression augmentant considérablement, la fusion de l'oxygène s'enclenche, à ce moment les couches extérieur sont fortement éjectée. On assiste à une nova. Le coeur se contracte et devient une étoile à neutron. Elle à un diamètre d'environ 50 kilomètre et elle fait 50 tour et plus sur elle même par secondes.

Pour une étoile beaucoup plus massive, la fusion du fer s'enclenchera au coeur de l'étoile. C'est alors que débute la catastrophe. Le fer ne pouvant plus se fusionner, il s'accumule au coeur et la densité augmente de façon incroyable. Les couches extérieurs entre en chute libre vers le centre de l'étoile. C'est alors qu'elles entre en contact avec le coeur de l'étoile. Elles ont accumulées tellement d'énergie durant leur longue chute qu'elles rebondissent. On assiste alors à une supernova. L'énergie libérée est incroyable, et les rayons gamma se dispersent sur plusieurs années lumières. Les neutrinos éjectés se rendent à des distances s'échelonnant sur des millions d'années lumières. Le coeur se contracte tellement que la vitesse de libération à sa surface est de 3X10^8 m/s. Son rayon est d'une dizaine de kilomètre. Le cadavre stellaire devient un trou noir.

Pour mieux comprendre ce que représente la vitesse de libération, pensons à la terre. Sur terre, elle est de 9,8 m/s. Tout corps dépassant cette vitesse s'échappe de l' atmosphère et se sauve dans le cosmos. Autour du trou noir, la vitesse est la même que celle de la lumière. Par conséquent rien ne peut s'échapper de sa surface. On peut se représenter la courbure de l'espace déformé par une telle densité.

Soleil

Le Soleil est l'étoile centrale de notre système planétaire. À lui seul, il représente 99,86 % de la masse du système solaire.

Sans lui, il ne ferait pas bon vivre sur Terre.… Sa lumière permet aux plantes vertes de réaliser les réactions de photosynthèse auxquelles nous devons une atmosphère riche en oxygène. Il influence aussi grandement le climat, les courants marins, les vents, les saisons, le cycle de l'eau, la production de nourriture, …

Formé il y a plus ou moins 4,5 milliards d'années, le Soleil occupe, c'est le moins que l'on puisse dire, une place prépondérante dans le système solaire (qui ne s'appelle pas comme cela pour rien !). Il est, bien entendu, le plus volumineux des objets de ce système, son diamètre atteignant 1.390.000 km (presque 110 fois celui de la Terre).

Au cœur du Soleil, la pression atteint plus d'un milliard de fois la pression atmosphérique terrestre, la densité vaut environ 160 fois celle de l'eau et la température de 16 millions de degrés permet à des réactions de fusion nucléaire de se produire. Car c'est bien de là qu'il tire, comme toute étoile, son énergie colossale : il en produit, chaque seconde, autant que l'explosion de 100 milliards de tonnes de TNT !

A une distance moyenne du Soleil d'un peu moins de 150.000.000 km, nous bénéficions de suffisamment de son énergie lumineuse et thermique sans risquer d'être calcinés comme l'est Mercure. Sans l'atmosphère terrestre, nous serions cependant encore exposés à des rayonnements solaires extrêmement dangereux. D'où les dangers présentés par la disparition de la couche d'ozone qui intercepte bon nombre d'entre eux…

Outre les observations faites depuis la Terre ou depuis des satellites en orbite autour de celle-ci, des sondes spécifiquement destinées à l'étude du Soleil ont été lancées. Ce fut le cas le 6 octobre 1990 et le 8 août 2001 respectivement pour les sondes Ulysses et Genesis. Toutes deux sont en service à l'heure actuelle. Structure du Soleil :

Le noyau (ou cœur) : il s'étend, à partir du centre du Soleil à environs 0.25 rayon solaire et a une température d'environs 14 999 727°C. Dans le cœur, se produit des réactions nucléaires qui transforment l'hydrogène en hélium. Les photons (particules élémentaires médiatrices de l’interaction électromagnétique) crées durant la combustion de l'hydrogène mettrons un temps considérables à atteindre la surface du Soleil : entre 17 000 et 50 millions d’années. Des neutrinos (particules élémentaires appartenant aux leptons) sont aussi crées lors de ces réactions nucléaire mais mettent un temps beaucoup plus court. La zone radiative et la zone de convection : La zone de radiation (ou zone radiative) se situe approximativement entre 0,25 et 0,7 rayon solaire sur une épaisseur d'environ 244 160 km. Cette zone représente 98 % de la masse du Soleil et y règne une température comprise entre 500 000°C à 10 000 000°C. La zone de convection (ou zone convective) se trouve juste au dessus de la zone de radiation et s'étend sur 199 752 km. Dans cette zone, la matière n’est plus ni assez dense ni assez chaude pour évacuer la chaleur par radiation. Elle l'évacue donc par convection, selon un mouvement vertical, que la chaleur est conduite vers la photosphère. La température y passe de 2 millions de Kelvins (~1999727° Celsius) à ~5800 Kelvins (~5530° C). Les cellules de convections ainsi crées sont responsables des "granulations solaires" visibles à la surface du de l'astre. Le diamètre moyen d'une granule varie de 300 à 1 800 km et sa durée de vie est de 5 à 10 minutes en moyennes. La photosphère : la photosphère est la couche supérieur de la zone convective et sépare l'intérieur de l'extérieur du Soleil. Elle est extrêmement fine, entre 300 à 400 kilomètres et a une température moyenne de 6 000 Kelvins (~5 700° Celsius). La chromosphère : la chromosphère a une épaisseur de 10 000 km est une température avoisinant les 50 000° Celsius. Sa densité est tellement faible, que la chromosphère est presque transparente à la lumière sous-jacente (donc nous voyons en faite la photosphère) : sa densité diminue jusqu'à 1/100.000 de ce qu'elle valait dans la photosphère. La couronne : la couronne est une région extrêmement chaude (plusieurs millions de degrés) d'où provient un flux de particules, nommé le « vent solaire », qui se répand dans tout le système solaire. La raison de l'échauffement se produisant entre la photosphère et la couronne n'est pas encore totalement sûr. Ces températures seraient dûs à des transferts d'énergie magnétique de la première vers la seconde. La couronne n'est observable que lors des éclipse de Soleil totale. La couronne est alors visible. Mission spatial solaire :

La première, mission conjointe de l'ESA (agence spatiale européenne) et de la NASA (agence spatiale américaine), a pour but d'étudier notre étoile sous un angle assez particulier. En effet, la plupart des objets tournant autour du Soleil le font dans des plans proches de celui correspondant à l'orbite de la Terre (l'écliptique). Or, Ulysses voyage tout à fait hors de ce plan, de manière à regarder le Soleil sous des latitudes inédites et notamment à étudier ses pôles. Le premier survol du pôle sud du Soleil eut lieu en 1994, le pôle nord étant quant à lui observé pour la première fois en 1995.

La mission américaine Genesis a, elle, pour but de collecter des particules provenant du vent solaire, puis de les ramener sur Terre. La sonde a été placée en un point où les attractions du Soleil et de la Terre se compensent. Après deux ans de collectes d'échantillons, la sonde reviendra sur Terre, sera interceptée durant sa descente en parachute dans l'atmosphère par un hélicoptère qui ramènera à bon port (c'est-à-dire au Johnson Space Center de Houston, Texas) les échantillons de manière à permettre leur analyse. Les chercheurs espèrent par ce moyen de nouvelles connaissances sur l'aspect de notre système solaire avant l'apparition des planète.

Nouvelle mission conjointe de l'ESA et de la NASA : SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), à pour mission d'étudier la structure interne du Soleil, la chaleur de son atmosphère et les origines du Vent solaire. Lancée le 2 décembre 1995, de la base de Cap Canaveral par une fusée Atlas II, la sonde SOHO débuta sa mission en Janvier 1996. La mission se déroule très bien, malgré lors d'une opération de maintenance, la sonde s’est tournée selon une orientation telle que les panneaux solaires ne recevaient plus d’énergie solaire. Le contact a été perdu le 25 Juin 1998. Après d'innombrables recherches, Soho a enfin été localisé par le radio télescope d’Arecibo (Porto Rico). Depuis, aucun accident n'a été à déploré. Taches et protubérances solaires :

Une tache solaire est une région du Soleil où la température est inférieur à celle des régions voisines et qui possède une activité magnétique très intense. Elles se présentent comme une "tache" noir à la surface du Soleil (photosphère), et ont une taille qui peut varier d'une dizaine de milliers de kilomètres à plusieurs dizaines de milliers de kilomètres !. Leur température au centre est de 3700 kelvins (3427° Celsius) (contre 6000 (5727° C) pour les autres régions). Les taches solaires sont généralement visibles durant une période de quelques semaines.

Les protubérances solaires sont d'immenses jets, arches ou boucles de matière solaire s'élevant à la surface du Soleil. Elles peuvent atteindre quelques milliers de kilomètres de hauteur. Elles sont visibles dans plusieurs instruments (notamment le coronographe) lorsqu'elles sont sur le limbe du disque solaire sous une couleur rougeâtre due à l'émission de l'hydrogène en H-Alpha. Les aurores polaire, boréal et austral :

Les aurores polaire existe depuis l'antiquité, mais c'est : Gassendi, un Philosophe Français qui, en 1621, fut le premier à donner une explication à se phénomène. Il proviennent de notre soleil, se sont au départ des particules atomiques chargées électriquement. Canalisé par le champ magnétique de la Terre. Ces particules se déversent et émettent de la lumière au contact des atomes d'oxygènes et d'azotes. Elle peuvent apparaître à n'importe quelle heure de la nuit et durer de quelques minutes à plusieurs heures. Un simple appareil photos convient tout à fait pour prendre une aurore polaire, boréale ou australe. Les éclipse de Soleil :

L'éclipse se produit lors de la nouvelle Lune, lorsque la Lune est entre le Soleil est la Terre. La Lune va alors masquer le globe solaire. Si elle bloque entièrement la lumière du Soleil, on parlera d'éclipse totale. Si elle ne bloque pas entièrement la lumière du Soleil, l'éclipse sera partielle. Si l'observateur se trouve dans le prolongement du code d'ombre de la Lune, l'éclipse est alors annulaire. Le diamètre apparent de la Lune est alors plus petit que celui de Soleil, donc la partie visible du Soleil prend la forme d'un anneau.

Dates des prochaines éclipses de Soleil (dans le monde entier) : 1 Aout 2008 3 Novembre 2013

Caractéristique du Soleil :

Lunettes et Téléscopes

Les yeux ne sont pas les seuls moyens d'observer la voute céleste. Plusieurs combinaisons de miroirs et lentilles ont été mises au point pour observer les objets lointains. Les lunettes :

La lunette astronomique est le premier instrument d'observation céleste, inventé en 1609 par Galilée. Le principe demeure assez simple : une lentille convergente (objectif) placé à l'avant du tube et une deuxième lentille à l'arrière (l'oculaire). Pour obtenir une image nette, l'oculaire doit être placé au foyer de l'objectif. Mais comment obtenir de bons résultats lorsque les foyers sont multiples (ou autrement dit, comment lutter contre le chromatisme) ?

Seules les lunettes apochromatique résolvent ce problème. Les lunettes achromatiques, se verront donc touchées par le chromatisme.

Les lunettes apochromatiques

Inventées pour résoudre le problème de chromatisme, les lunettes apochromatiques (dit familièrement "apos") sont munies de deux lentilles (doublet) aux propriétés différentes (ED type FPL-51 - FPL-53 ou Fluorite). La qualité de l'image est généralement extraordinaire. La meilleur solution reste encore le triplet. Il s'agit de réunir les 3 foyer (rouge, jaune et bleu) en un seul point point. La qualité est, comme pour les doublets, toujours extraordinaire. Toutefois, certaines lunettes apochromatiques doublet obtiennent de meilleurs résultats que des triplets. De plus, les doublets sont beaucoup plus simple à collimater que les triplets.

En planétaire ou en ciel profond, l'image reste très contrastée et piquée . Les lunettes apochromatiques offrent, en plus de leur image extraordinaire, une possibilité de photographie à grand champ (ciel profond). L'imagerie planétaire, quand à elle, est désavantagée due au diamètre insuffisant. Dépourvue d'une obstruction, et de chromatisme, les lunettes "apos" seraient "l'instrument parfait" si leur coût n'était pas aussi élevé. Les télescopes :

Inventé par Newton, le télescope est en fait un jeu de miroirs qui fait converger les faisceaux lumineux en un seul point et les fait parvenir jusqu'à notre œil. Les télescopes de type Newton :

Ce type de télescope inventé par Newton consiste à réfléchir la lumière collectée dans le tube à l'aide de miroirs. Un miroir concave est placé au fond du tube : le miroir principale. Celui-ci réfléchit les rayons lumineux sur un deuxième miroir plan, incliné à 45° à l'avant du tube : le miroir secondaire. Les rayons déviés par ce dernier convergent sur le coté, à l'avant du tube.

Les télescopes de type Cassegrain :

Rarement utilisé pour cause de coma, le télescope de type Cassegrain utilise le même principe que celui du newton, sauf qu'au lieu de renvoyer les rayons lumineux à l'aide du miroir secondaire sur le coté, il la renvoit au centre du miroir primaire, lui-même percé en son centre. Le foyer (ou point focale) est donc amener à l'arrière du tube, derrière le miroir primaire. La coma est due aux types de miroirs du Cassegrain pure. Le miroir primaire étant parabolique et le secondaire elliptique, le bord de champ subit donc une déformation (coma). Les étoiles ainsi déformées ressemblent alors à des comètes. Les télescopes Ritchey-Chrétien :

Nouveau sur le marché des astronomes amateurs, le Ritchey-Chrétien est un télescope de type Cassegrain haut de gamme mais coûteux. Ses deux miroirs (primaire et secondaire) sont hyperboliques et offrent un champ plan donc aucunes déformations sur les bords de photographie. Cette dernière demeure son domaine de prédilection tandis que l'observation planétaire est limité à cause fait de son obstruction importante. Les télescopes de Dall-Kirkham :

Comme le Ritchey-Chrétien, le télescope de type Cassegrain Dall-Kirkham se répand depuis peu. Grâce à son miroir primaire sphérique, de son miroir secondaire elliptique, et de son obstruction faible, il offre des images très contrastée en planétaire. Dépourvue de lame de fermeture, il est moins sensible à la buée mais son champ est entaché de coma. Un correcteur s'avère nécessaire en ciel profond. Les télescopes de type Catadioptrique :

Les télescopes de type Catadioptrique reprennent le principe du télescope de type Cassegrain. Une utilisation de deux miroirs : le primaire sphérique et le secondaire elliptique. Il utilise en plus une lentille placé à l'avant du tube appelée lame qui corrige les aberrations sphériques. Les télescopes Schmidt-Cassegrain :

Beaucoup plus rependu que les Cassegrain, les Schmidt Cassegrain sont des télescopes de type catadioptrique. Avec un miroir primaire sphérique et un miroir secondaire convexe hyperbolique (qui allonge la focale), il fournit une image nette et contrastée. Très polyvalent, ce type d'instrument convient aussi bien à l'observation planétaire que l'observation du ciel profond. Les télescopes Maksutov-Cassegrain :

Très efficace en terme de contraste, peux coûteux ayant une obstruction réduite, associer à une focale longue, les télescope de type catadioptriques Maksutov-Cassegrain sont particulièrement efficace en planétaire. Sa formule optique contient deux miroirs (primaire et secondaire) sphériques et un ménisque correcteur à l'avant du tube, corrigeant l'aberration sphérique.

Optique de l'astronomie

Tous les instruments d'astronomie possèdent des avantages et des défauts. Pour comprendre chacun d'eux, ils est nécessaires de connaître leurs caractéristiques. (D) - Le diamètre de l'objectif (ou du miroir)

Plus l'objectif (ou le miroir) est grand, plus la quantité de lumière collectée est importante, et plus les objets de faible luminosité sont distinguables (ciel profond). Le diamètre s'exprime généralement en millimètre pour des instruments de petit diamètre. Les miroirs d'instruments possédant un diamètre important s'exprime en pouce.

(f) - La focale de l'instrument

La focale et la distance qui sépare le miroir primaire du point où convergent tout les rayons lumineux. Elle s'exprime en millimètre pour l'ensemble des instruments. La focale est l'une des deux variables qui déterminent le grossissement.

Plus la distance focale est longue, plus l'image obtenue sera grosse (l'observation planétaire est alors avantagée). À l'inverse, plus la distance focale est courte, plus l'image sera petite (l'observation d'objet étendu du ciel profond et alors avantagée) et cela avec le même oculaire. (F) - La focale de l'oculaire

La focale de l'oculaire est le nombre qui fixe le grossissement. C'est donc la deuxième variable déterminant le grossissement.

(Gr) - Le grossissement

Le grossissement varie selon la Focale de l'oculaire et la focale de l'instrument. Voici la formule qui permet d'obtenir le grossissement : f / F = Gr (la focale de l'instrument diviser par la focale de l'oculaire est égale au grossissement). Ainsi, un télescope de 900mm de Focale associer à un oculaire de 6mm offre un grossissement de 150x.

Il est déconseiller de grossir à plus de 2 fois, voir 2,5 fois le diamètre de l'instrument sous peine d'obtenir une image floue, déformée et peu lumineuse. Si l'on ne grossit pas assez (c'est à dire si le grossissement est inférieur au diamètre diviser par 6), l'œil ne collectera pas la totalité de la lumière de l'instrument. Le grossissement résolvant (c'est à dire le grossissement idéal de l'instrument), correspond au diamètre de l'instrument (en millimètre).

Selon les conditions d'observations et l'acuité visuelle, le grossissement résolvant peut être aux alentours de 1.2 voir 1.5 lors d'excellentes conditions d'observations. Au delà de celui-la, l'observation du ciel profond n'est pas favorable, mais celle du planétaire l'est. En dessous de celui-ci, l'œil ne profite pas entièrement du pouvoir de résolution de l'instrument. Donc les compétences de l'instrument ne sont pas exploitées. (PS) - Le Pouvoir Séparateur

Le Pouvoir Séparateur d'un instrument est sa capacité à dissocier deux points rapprochés. Plus le diamètre de l'instrument est grand, plus le P.S. est important. Il se calcul par la formule suivante : 14 / D = PS (le pouvoir séparateur est exprimé en seconde d'arc et le diamètre en millimètre). Le Pouvoir séparateur peut être limité par les conditions météo (notamment les turbulences atmosphériques) et cela surtout en photographie longue pose ou il est rare de pouvoir discerner plus de 2 secondes d'arc. L'obstruction

L'obstruction est tout simplement le pourcentage de rayon lumineux interceptés par le miroir secondaire. Celui-ci étant à l'avant du tube, il empêche donc une partie de la lumière d'atteindre le miroir primaire (au fond du tube). Une obstruction supérieur à 30% est perceptible est gênante. En dessous, elle est acceptable. Le champ d'observation

Le champ apparent est une grandeur propre à l'oculaire, qui permet de calculer le vrai champ perçu à l'oculaire selon le grossissement. Il se calcule de la manière suivante : champ apparent / Gr = champ d'observation (le champ apparent de l'oculaire divisé par le grossissement est égal au champ d'observation). Le champ de l'oculaire ou le champ apparent est souvent marqué directement sur l'oculaire lui-même. (f/D) - L'ouverture

L'ouverture est un rapport focale / Diamètre (f/D) qui indique le type d'observation le plus adapté de l'instrument. Voici la formule permettant d'obtenir le rapport f/D : f / D = l'ouverture ( la focale de l'instrument diviser par son diamètre est égal à l'ouverture (donc le rapport f/D)). Si celui-ci est petit, aux alentours de 5, l'instrument sera plus performant sur des objets peu lumineux et étendus (du ciel profond). À l'inverse, si celui-ci est grand, aux alentours de 15, l'instrument sera plus adapté à l'observation d'objet ponctuels et lumineux (planètes, étoiles doubles). Le foyer ou point focale

Le foyer (ou point focale) est le point ou convergent tous les rayons lumineux et où se forme une image. L'image est ensuite grossie par l'oculaire, et l'observateur peut donc la voir.

Cosmologie

La cosmologie est l'étude scientifique de l'Univers dans sa globalité. La seule théorie actuellement adaptée pour cela est la théorie du Big Bang, qui utilise la Relativité Générale d'Einstein. Peut être savez vous déjà que pour comprendre les mouvements des astres dans un espace-temps en Relativité Générale, il faut connaître la métrique de cet espace-temps. La métrique de Friedmann-Robertson-Walker est utilisée pour l'Univers dans sa globalité; cette métrique est relativement simple puisqu'elle découple totalement l'espace et le temps. En gros, la géométrie de l'espace est la même à toutes les époques, à un facteur d'échelle près. Nous nous intéresserons longuement à ce facteur d'échelle.

Mais intéressons-nous d'abord à la géométrie de l'espace. Il ne faut pas confondre géométrie de l'espace et géométrie de l'espace-temps. Dans la théorie du Big Bang, l'espace-temps est toujours courbe. Un espace-temps plat correspond à la métrique de Minkowski, c'est-à-dire à la théorie de la Relativité Restreinte. En revanche, l'espace peut être courbe ou plat dans la théorie du Big Bang. Si l'espace est plat, sa géométrie est dite euclidienne: on peut représenter l'espace à trois dimensions par un plan infini. Attention: il faut bien comprendre que l'on représente trois dimensions en deux ! Mais l'espace peut aussi être ouvert ou fermé. S'il est fermé, on peut le voir comme la surface d'une sphère. S'il est ouvert, on peut le représenter localement comme une selle de cheval. Dans tous les cas, il s'agit d'une représentation à deux dimensions d'un espace à trois dimensions ! Ces représentations de l'espace sont assez justes, et on peut en déduire donc immédiatement des propriétés intéressantes. Tout d'abord, il est clair que suivant la géométrie de l'espace de l'Univers, la quantité de matière va varier. En effet, si l'espace est fermé (comme une sphère), il est clair que le nombre de galaxies dans l'Univers est fini. Mais si l'espace est ouvert ou euclidien, alors le nombre de galaxies est infini. Essayez de remplir un plan infini avec des petits dessins à intervalles réguliers: vous en dessinerez une infinité ! Pareil pour la selle de cheval (Univers ouvert). Pour la sphère, vous pourrez aisément dessiner des galaxies partout, elles seront en nombre fini, c'est bien clair.

Intéressons-nous maintenant au facteur d'échelle. De quoi s'agit-il ? Et bien c'est précisément le coeur de la théorie du Big Bang: l'Univers est en expansion. Ceci signifie une seule chose: la distance (métrique) entre deux points de l'espace (exemple: deux galaxies immobiles dans le "fluide cosmique") augmente avec le temps. Et puisque ça a eu lieu, d'après la théorie, à toutes les époques dans le passé, et de façon plus rapide dans le passé, il est clair qu'il y a un temps du passé où l'Univers était infiniment dense. C'est le Big Bang. Le Big Bang, ce n'est donc pas une explosion dans l'espace, mais une brusque dilatation de l'espace. Le Big Bang a lieu dans tous les points de l'espace en même temps ! Voyons ce que ça donne avec nos représentations 2-D de l'espace.

Considérez qu'au lieu d'avoir une sphère dure sur laquelle vous dessinez des galaxies, vous avez un ballon de baudruche. Alors, au moment du Big Bang, votre ballon est un point sur lequel vous avez dû dessiner, par exemple mille galaxies. Essayez de faire tenir mille galaxies dans un point (infiniment petit, donc) et vous comprendrez alors aisément que votre densité est infinie, bien que la quantité de matière ne le soit pas... Puis, soufflez dans le ballon, votre espace se dilate (attention: l'espace est représenté par la surface du ballon !!!) et vous voyez vos galaxies s'éloigner les unes des autres. Attention ! Cette image du ballon n'est juste que pour un Univers fermé.

Si l'espace est euclidien ou ouvert, c'est un peu plus difficile à concevoir car l'espace de départ est déjà infini ! Néanmoins, il a une densité infinie aussi, et le Big Bang fait dilater cet espace (pensez à une feuille de papier pour l'espace euclidien, ou à une selle de cheval pour l'espace ouvert). Alors la densité n'est plus infinie, l'espace entre les galaxies augmente, mais le volume est lui infini à toutes les époques.

L'éloignement des galaxies les unes des autres se traduit dans les observations par le décalage vers le rouge du spectre émis par les galaxies (c'est un effet Doppler, comme lorsque la sirène d'une ambulance a un son plus grave lorsqu'elle s'éloigne de nous). C'est notre première preuve observationnelle du Big Bang: le redshift ou décalage vers le rouge global des galaxies éloignées.

La deuxième preuve observationnelle concerne les prédictions que l'on peut faire sur les premiers temps de l'Univers et les propriétés de la matière à ces époques. En effet, peu après le Big Bang, l'Univers se dilatant, les particules de rayonnement électromagnétique, les photons, se sont découplées de la matière. Il y a donc eu émission d'une grande quantité de lumière très énergétique, car à l'époque l'Univers était très chaud. Mais depuis, ces photons se sont refroidis, ce qui signifie simplement que leur longueur d'onde s'est allongée proportionnellement au facteur d'échelle. Aujourd'hui, ce rayonnement est celui d'un corps noir très froid: 2.7 K, et on l'appelle le CMB (Cosmic Microwave Background ou fond de rayonnement cosmologique). Prédit dès 1948 par Alpher et Gamow, ce rayonnement sera observé par hasard en 1965 par Penzias et Wilson.

Ce rayonnement est très isotrope et homogène, mais il fait apparaître néanmoins des anisotropies très intéressantes (et je ne dis pas ça seulement parce que je travaille sur ce sujet !). Les anisotropies primordiales du CMB résultent des fluctuations quantiques aux premiers temps de l'Univers, et recèlent des informations fondamentales sur les paramètres cosmologiques (âge de l'Univers, densité...). Les anisotropies secondaires sont dues à l'interaction du CMB avec de la matière des époques plus récentes, notamment par l'effet Sunyaev-Zeldovich. C'est l'interaction du CMB avec les électrons chauds contenus dans les amas de galaxies.

La meilleure connaissance des paramètres cosmologiques fait l'objet de recherches actuelles sur les anisotropies du CMB, notamment par les expériences Archeops et Planck.

Antimatière

Théorie

D'après les théories les plus récentes l'énergie extraordinaire du Big Bang se serait «condensée» en une quantité équivalente de particules et d'antiparticules. À la longue, particules et antiparticules auraient dû finir par complètement s'auto-annihiler. Mais comme on le remarque autour de nous, ce n'est pas le cas, puisqu'on observe un surplus de matière...

On peut donc se poser la question : Qu'est devenue l'antimatière ?

Certains chercheurs ont fait l'hypothèse que des quantités équivalentes d'antimatière existeraient encore quelque part dans l’Univers. Certaines galaxies lointaines seraient peut-être alors entièrement constituées d'antimatière. Dans ce cas on pense qu'on ne pourrait pas le vérifier, l'antimatière étant "retenue" par d'intenses champs magnétiques. (cf détection) Une autre explication serait que la matière et l’antimatière ne seraient pas complètement symétriques. Pour des raisons encore inexpliquées, la conversion de l'énergie en antimatière et en matière aurait légèrement favorisé cette dernière. La différence aurait été très faible, de l'ordre de un pour un milliard : autrement dit, un milliard PLUS UN protons pour chaque milliard d'antiprotons ! Une autre explication plus récente et encore peu sûre serait une assimilation de l'univers à un ruban de mœubius (-->) une "face" de matière et "l'autre" d'antimatière donc nous passerions de l'une à l'autre sans en ressentir les conséquences (on peut cependant les mesurer). Le Big Bang aurait fourni l'énergie pour tordre le ruban. Le Rayonnement cosmique

On appelle rayonnement cosmique un flux de particules (électrons, protons, ions) très rapides et donc très énergétiques qui provient de l'espace profond. Ces flux ont pour origine de très lointaines supernovae. Une supernova est une étoile massive qui termine sa vie en une gigantesque explosion qui émet en quelques semaines une lumière aussi puissante qu'une galaxie contenant plusieurs milliards d'étoiles. Une telle explosion crée une onde de choc dans le milieu interstellaire (rempli de gaz et de champ magnétique), et joue donc le rôle d'accélérateur naturel de particules chargées électriquement. L'analyse de ce rayonnement cosmique en altitude a été longtemps pour les physiciens le seul moyen pour étudier et découvrir de nouvelles particules. Il fallut attendre les années 1950 pour reproduire ce type de rayonnement très énergétique dans les accélérateurs. Historique

En 1928, le théoricien P.A.M. Dirac développa une théorie qui montrait que lorsque de la matière est crée, une quantité égale d'antimatière, dotée des propriétés exactement opposées, devait être crée en même temps. Depuis lors nous avons trouvé des antiparticules, telles que des anti-électrons (positons) dans les rayons cosmiques et des expériences ont confirmé qu'à chaque fois que de la matière est crée, une quantité égale d'antimatière l'est aussi. Le CERN crée de façon régulière des antiparticules qui sont accélérées et mises en collision avec des faisceaux de particules. Il a même crée des anti-atomes! Mais autant que nous le sachions, l'univers observable n'est fait que de matière. Où est donc passé toute l'antimatière qui aurait dû être crée en même temps que cette matière?

La Matière Noire

Introduction

Nous ne connaissons guère l'univers, au delà du système solaire, que par la lumière que nous en recevons: les sondes quittent rarement le système solaire et les rayons cosmiques n'apportent qu'une information limitée (bien que précieuse). La lumière (au sens large, des ondes radio aux rayons gamma) est donc notre source essentielle d'informations.

Toutefois, les astronomes s'accordent désormais à penser qu'entre 90% et 99% de la matière dans l'univers n'émet pas de lumière. L'existence de cette matière, dite matière sombre ou matière noire, est inférée à partir des perturbations gravitationnelles qu'elle apporte à la matière lumineuse.

Faut-il se montrer surpris qu'il y ait beaucoup de matière non-lumineuse dans l'univers? Les planètes ou les astéroïdes ne sont pas lumineux par eux-mêmes, et ils ne font que réfléchir la lumière du Soleil. Rien a priori n'interdit que l'univers soit rempli de tels objets sombres, bien plus nombreux que les étoiles brillantes. Après tout, par définition, la matière sombre est invisible ! Cependant, l'expérience du système solaire nous montre que l'essentiel de la masse se trouve dans le Soleil, sinon le mouvement des planètes serait très différent. Les astronomes pensaient naturellement que, partout dans l'univers, la lumière trace la masse, selon l'expression consacrée.

L'étude de la lumière reçue des étoiles indique bien qu'il existe de la matière diffuse dans l'espace interstellaire: de la poussière qui absorbe une partie de la lumière visible et la réémet dans l'infra-rouge, de l'hydrogène neutre qui rayonne en ondes radio ou de l'hydrogène ionisé qui émet dans l'ultraviolet et les rayons X. Mais cette matière, au demeurant lumineuse (au sens large), n'est pas beaucoup plus abondante que celle qui est concentrée dans les étoiles et surtout sa répartition n'est pas très différente de celles-ci.

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Représentation de la distribution de matière noire (en bleu) dans un amas de galaxies (les points).

Dans les Galaxies

Si la lumière était un bon indicateur de la masse, l'essentiel de celle-ci se trouverait donc près du centre et la vitesse de rotation augmenterait d'abord puis décroîtrait rapidement avec la distance au centre de la galaxie selon les lois de Kepler. Les observations sont très différentes : la vitesse de rotation V(r) augmente bien près du centre, mais ne décroît pas, aussi loin qu'on a pu la mesurer, ce qui indique la présence d'une quantité importante de matière dans des régions de très faible luminosité.

La vitesse de rotation reste voisine de 120 km/s sur une très longue distance, alors même qu'il n'y a pratiquement plus d'étoiles au delà de quelques kiloparsecs (kpc). La courbe marquée "disk" indique la vitesse que l'on devrait mesurer si la masse était due aux seules étoiles observées, et montre la décroissance "képlérienne".

Une contribution supplémentaire à la masse vient des nuages diffus de gaz (essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium) qui s'étendent plus loin que les étoiles (courbe marquée "gas"). Ces nuages sont également en rotation et on mesure leur vitesse (l'hydrogène atomique est détecté en radio-astronomie à 21 cm de longueur d'onde). Mais la masse de gaz est insuffisante pour rendre compte des vitesses de rotation observées. En Cosmologie

Il existe également un certain nombre de raisons théoriques de s'attendre (a posteriori) à la présence de grandes quantités de matière noire dans l'univers.

D'une part, la théorie de la nucléosynthèse primordiale conduit à une quantité de matière baryonique supérieure à celle qui est observée sous forme d'étoiles et de gaz : on s'attend donc à la présence de baryons noirs.

D'autre part, la matière noire semble requise pour réconcilier les observations avec la théorie canonique selon laquelle les grandes structures, galaxies et amas, se forment à partir de petites fluctuations primordiales de densité qui croissent ensuite par instabilité gravitationnelle.

Etoiles

Tout d'abord un petit rappelle évident, une étoile est une boule de gaz brûlant tel que notre soleil de taille et de luminosité et d'age très divers, ce sont les milliers de point très éloigné les un des autres que l'on voit lorsque l'on lève la tête. Une étoile est immobile. Comment se forme une étoile Le scintillement des étoiles Type, couleurs et températures des étoiles La magnitude des étoiles Les 10 étoiles les plus lumineuses Comment meurt une étoile Comment se forme une étoile

Une étoile se forme dans un immense nuage de gaz et de poussières chauds appelé nébuleuse, composée majoritairement d’atomes d’hydrogène. Suite à un évènement externe, comme l’explosion d’une étoile qui provoque une onde de choc déformant l’espace-temps : une onde gravitationnelle ; ou alors un passage dans une partie plus dense de la galaxie, les particules de gaz et de poussières commencent à se rassembler. Les atomes d’hydrogène se heurtent alors les uns aux autres et la température au sein de cet amas de poussières augmente petit à petit. A mesure que la température augmente, la protoétoile émet un rayonnement micro-onde puis infrarouge. La nébuleuse continue à se contracter sous l’effet de la gravité, la densité de la protoétoile augmente ainsi que sa température.

Lorsque celle-ci atteint la température de 1 millions de degrés Les noyaux d’hydrogène commencent à fusionner en deutérium.Cette fusion libère de l’énergie sous forme thermique essentiellement, permettant une deuxième fusion en tritium. Enfin, une troisième fusion transforme le tritium en hélium. La transformation de l’hydrogène en hélium produit de l’énergie qui s’échappe du noyau vers l’extérieur de l’'étoile : c’est la radiation de l’étoile. Cette force s’oppose à la gravitation ; tant que ces deux forces ne se compensent pas, l’étoile n’est pas stable, elle se contracte et grossit tour à tour.

Nébuleuse de la rosette. Crédit : CFHT. CNRS.

Le scintillement des étoiles

Avez vous sûrement remarquez, quand vous regardez le ciel certaines étoiles scintillent. Pourquoi ? Eh bien cela est du au turbulence de l'atmosphère. Sous l'effet des mouvement en désordre des différentes couches d'air. Les rayon lumineux provenant des étoiles parviennent à l'oeil, mais pas tous en même temps ni sous le même angle. Le phénomène s'accentue car les rayons lumineux doivent traversé une tranche d'atmosphère beaucoup plus grande que si elle se situé au zénith

Type, couleurs et températures des étoiles

Les étoiles sont plus ou moins chaudes et lumineuses. Des catégories d'étoiles ont été formé : les naines blanches les naines rouges la séquence principale les géantes rouges les super géantes

Les naines blanches sont des étoiles ayant une masse qui varie de 0.8 à 10 fois celle du Soleil. Au termes de leur existence nucléaire, après le stade de géante rouge et d'étoile centrale de nébuleuse planétaire. Désormais débarrassées de l'essentiel de leur enveloppe, ce ne sont plus que des étoiles réduites en un noyau compact, enveloppé d'une fine couche d'hydrogène ou d'hélium.

Les naines rouges sont les étoiles les moins massives (entre 0.3 et 0.8 fois la masse du Soleil). Du fait de leur faible température (et de leur petite masse), les naine rouges ne passent jamais au stade où les étoiles commencent la fusion de l'hélium et deviennent par la suite des géantes rouges. Les naines rouges ont une durée de vie très longue grâce à leur petite masse, car elles consument très lentement leur hydrogène et peuvent donc vivre ~quelques dizaines à 10 000 milliards d'années.

Les étoiles de la séquence principale sont des étoiles standard comme le Soleil qui brule de l'hydrogène dans des réactions nucléaires pour produire de l'énergie. Selon leur masse, les étoiles finissent en Supernovæ (elles passeront d'abord en Géante rouge, Super géante puis Supernovæ) ou en naine blanche (Géante rouge, étoile centrale d'une nébuleuse planétaire et pour finir en Naine Blanche.

Les géantes rouges sont des étoiles ayant brulé entre 10% et 20% de leurs hydrogène. Leur cœur va donc se trouver à court de carburant. L'étoile entre dans sa fin de vie. Autour du coeur lui-même, une coquille d'hydrogène va se contracter, et voir ainsi la température augmenter, ce qui va permettre de déclencher de nouvelles réactions de fusion. Le cœur, va ainsi continuer à se contracter sous l'effet de la gravitation et transférer son énergie à la surface de l'étoile qui va amplifier son gonflement tout en se refroidissant. Le diamètre de l'étoile peut être multiplié par un facteur 200, tandis que la baisse de température va se traduire par un décalage du rayonnement vers le rouge : l'étoile devient ce que l'on appelle une géante rouge.

Les super géantes sont des étoiles en fin de vie qui ont pour destin de se transformé en supernovæ puis en Pulsar (étoile à neutron) ou en trou noir. Leur masse varie entre 10 et 70 fois la masse du Soleil et leur luminosité augmente de 30 000 à plusieurs centaines de milliers de fois la lumière du Soleil. Les super géantes existent dans tout les type spectraux depuis les jeunes super géantes bleues de classe O au super géantes rouges de classe M, fortement évoluées.

La plupart des étoiles nous paraissent blanches à l'œil nu, mais en réalité, leur couleur sont très variées. La surface d'une étoile se comporte plus ou moins comme un corps noir, c'est à dire, qu'il absorbe la lumière environnante (d'où le terme de noir), et qui émet sa propre lumière (Attention : il peut être très lumineux !). Donc, une fois le corps noir chauffé à une certaine température, le corps noir émet un spectre continu (les sept couleurs de l'arc-en-ciel). Mais chacune des couleurs n'est pas émise avec la même intensité, ou la même densité.

À faible température, l'émission de la lumière rouge est très intense, mais celle du bleu est très faible, au contraire, à température très élevée, l'émission de la lumière bleu est très intense, mais celle du rouge est très faible.

Donc lorsqu'une étoile nous apparaît rouge, c'est que la température de sa surface ne dépasse pas les 3 500° C. Une étoile orange jaune a une température moyenne de 5 000° C, une étoile blanche de 15 000° C, et une étoile très chaude, donc bleu peut atteindre jusqu'à 30 000° C !

Diagramme de Hertzsprung-Russel ; La température des étoiles sur l'axe des abscisses et leur luminosité sur l'axe des ordonnées.

Les magnitudes des étoiles

Qu'est-ce que la magnitude ? La magnitude n'est qu'autre que la luminosité apparente d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste. Le Soleil, lui à une magnitude apparente de -26, la pleine Lune peut atteindre -13, Vénus -4 et Jupiter -3. L'origine de la classification des étoiles en grandeur, explique que la valeur de la magnitude diminue quand la luminosité augmente. Chaque écart de magnitude correspond à 2.5 fois plus de luminosité. C'est à dire que, Sirius (qui a une magnitude de -1) par rapport à la Vénus(-4), est donc ~15 fois moins brillante que Vénus (Calcule : Vénus à 3 magnitudes de moins que Sirius donc 2.5 x 2.5 x 2.5 = ~15).

Les 10 Étoiles les plus lumineuse

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NomConstellationMagnitudeCouleur
SiriusGrand chien-1.44*Bleue
CanopusCarène-0.62Jaune
ArcturusBouvier-0.05Orange
TolimanCentaure-0.1Jaune
VégaLyre0.3Blanche
CapellaCocher0.06*Jaune
RigelOrion0.18*Bleue
ProcyonPoisson Austral0.40*Jaune
AchernarEridan0.45Blanche
BételgeuseOrion0.45**Rouge

![Type spectral.jpg](Type spectral.jpg)

Constellation d'Orion. Bételgeuse est une super géante rouge (visible en haut à droite) et Rigel, une super géantes bleue dont la température dépasse les 10 000°C à la surface (en bas à gauche). Les trois étoiles alignés au milieu de l'image forme le "baudrier" d'Orion. Crédit : Matthew Spinelli Comment meure une étoile

La durée de vie et la température au cœur d’une étoile dépend de la quantité d’hydrogène accumulée lors de sa formation.

Les étoiles, comme le Soleil, après avoir épuisé l'hydrogène de leur noyaux, commencent à consommer l'hydrogène en couche autour du noyau riche en hélium. Le rayon de l'étoile va alors considérablement augmenter (il peut atteindre un rayon 1000 fois supérieur à celui du soleil). De ce fait, les couches externes considérablement éloignés, n'ont plus qu'une température de 3 000° C. L'étoile s'est alors transformé en Géante rouge.

Lorsque la plupart des atomes d’hydrogène ont été consommés, la température diminue brutalement : la force radiative devient insuffisante face à la gravitation et le cœur de l’étoile commence à se contracter. Cette contraction fait augmenter la température du noyau, ce qui permet aux atomes d’hélium de fusionner pour donner du carbone (réaction triple alpha). Cette fusion libère de l’énergie, les couches externes de l’étoile vont gonfler et l’étoile se refroidit, émettant un rayonnement de plus en plus rouge.

Si l'étoile n'est pas assez massive (moins de 0.8 masse solaire), la température ne permet pas ces réactions. Elle s'éteint lentement pour devenir une naine blanche.

Si l'étoile à une masse de ~0,8 à 8 masse solaire, elle se transformera en étoile centrale de nébuleuse planétaire puis en naine blanche. Elle pourra après plusieurs dizaines de milliards d'années après se transformée en naine noire

Si l'étoile est trop massive (plus de 8 Mo), la température permet la fusion des éléments jusqu'au fer, dont la photo désintégration brutale déclenche l'effondrement en étoile à neutrons, et l'explosion violente en supernova (et donc formation d'une nébuleuse (autre que planétaire).

Il arrive que les étoiles à neutrons soient si massives que, du fait de leur gravitation, même les photons lumineux ne peuvent plus s'en échapper. À la place de l'étoile brillante n'existe plus qu'un trou noir donc la présence ne peut être décelée que lorsqu'un autre objet céleste, passant dans son champs gravitationnel, est alors "happé" par lui.

Exoplanètes

On appel exoplanètes toutes les planètes découverte au jours d'aujourd’hui dans le système solaire comme dans l'univers tout entier. Actuellement les exoplanètes découverte sont essentiellement gazeuse et dépourvu de toute vie extraterrestre. Pour repérer si un système extrasolaire abrite des planètes les chercheurs vont observer la rotation d'un l'astre, si celle-ci est perturbée, il y a forcement un astre qui tourne autour. Les caractéristiques des exoplanètes sont repérées suivant d'autres critères beaucoup plus pointu et compliqués.

Le satellite CoRoT du CNES vient de découvrir 7 nouvelles exoplanètes. Mais la description précise ne sera possible qu'en utilisant les données recueillies depuis le sol différents instruments comme le spectrographe HARPS ainsi que le VLT de l’ESO.

Galaxies

Les plus importants amas d'étoiles, de poussières et de gaz interstellaires sont appelés galaxies. A l'œil nu, ces galaxies se présentent sous l'aspect, de taches floues dans le ciel nocturne, mais le télescope révèle qu'elles sont constituées de milliards d'étoiles. Une galaxie typique contient 100 milliards d'étoiles, et son diamètre peut atteindre 10 000 années-lumière. L'univers contient entre 100 milliards et 1 000 milliards de galaxies. Celles-ci sont disséminées dans l'espace, à la manière de villes d'étoiles, éloignées de leurs voisines.

On connaît actuellement 12 genre de galaxies divisées dans 4 catégories qui correspondent à leur ouverture, c'est la classification d' après Hubble.

Les galaxies elliptiques

Les galaxies elliptiques présentent une forme ovale, sans structure interne et de brillance à peu près uniforme. Elles peuvent être plus ou moins allongées, leur forme allant de celle d'une sphère à celle d'une dragée. Les galaxies elliptiques sont animées d'une grande agitation interne. Les étoiles vont et viennent dans tous les sens de façon désordonnée, ce qui explique que la galaxie peut exister. En effet, si les étoiles n'étaient pas en mouvement, elles finiraient par tomber vers le centre de la galaxie et celle-ci s'effondrerait sous sa propre gravité. Mais du fait de leur mouvement, les étoiles sont soumises à une force centrifuge qui les empêche de tomber vers le centre.

La galaxie elliptique géante ESO 325-G004. Crédit : Hubble

Les galaxies elliptiques sont principalement composées d'étoiles vieilles et rouges et sont plus ou moins dépourvues d'astres jeunes et massifs. De plus, elles ne contiennent qu'une très faible quantité de gaz et de poussières et le milieu interstellaire est donc pratiquement inexistant. Ces deux faits sont liés puisque le gaz est l'ingrédient nécessaire à la formation d'étoiles. S'il est absent, aucune étoile nouvelle ne peut se former, d'où l'absence d'astres jeunes. Toutes les étoiles présentes se sont formées à des époques reculées, lorsque le gaz interstellaire était encore disponible. Ce sont nécessairement des astres à durée de vie très longue, donc peu massifs et rouges. Les galaxies spirales

Les galaxies spirales sont plus complexes. Elles sont essentiellement constituées de deux éléments, un noyau sphérique entouré d'un disque de matière dans lequel apparaît la structure spirale. Il y a là aussi diverses variations, depuis un noyau énorme entouré de petits bras spiraux jusqu'à un noyau minuscule avec des bras très longs. Cette classe de galaxies se subdivise encore en deux groupes : les spirales normales, dans lesquelles les bras se développent directement à partir du noyau, et les spirales barrées qui présentent une grande barre centrale dont les extrémités sont le point de départ des bras.

M31, galaxie spirale d'Andromède. Crédit : Jean-Pierre Bousquet

Pour les galaxies spirales, ce n'est pas l'agitation interne qui empêche l'effondrement gravitationnel, mais la rotation de la galaxie. Chaque étoile tourne en rond autour du noyau et c'est ce mouvement orbital qui donne naissance à une force centrifuge. La rotation globale de la galaxie est également responsable de l'aplatissement de l'ensemble et de la formation du disque.

Contrairement aux galaxies elliptiques, les spirales possèdent des étoiles de tous les âges et de toutes les masses, ainsi qu'une grande quantité de gaz et de poussières. Là aussi les deux faits sont liés puisqu'un milieu interstellaire riche signifie qu'il y a encore suffisamment de matière pour former de nombreuses étoiles, d'où la présence d'astres jeunes et massifs. Cela n'est cependant pas vrai pour l'ensemble de la galaxie car, en fait, seuls les bras spiraux sont riches en matière interstellaire et en étoiles massives lumineuses. Pour cette raison, les bras apparaissent plus brillants et se détachent du reste pour donner à la galaxie son aspect spiral caractéristique.

Les galaxies lenticulaires

Entre spirales et elliptiques existe un cas intermédiaire, celui des galaxies lenticulaires. Comme les spirales, celles-ci possèdent un noyau volumineux et un disque, mais, comme les elliptiques, elles sont démunies de bras spiraux et possèdent un milieu interstellaire relativement pauvre.

La galaxie lenticulaire NGC 5866. Crédit : HST/NASA/ESA

Les galaxies irrégulières

Il existe enfin une dernière catégorie, celle des galaxies irrégulières, qui contient toutes les galaxies qui n'entrent pas dans les trois groupes précédents. Ces galaxies présentent un aspect la plupart du temps difforme et sont très riches en gaz et en poussières. Elles peuvent être classées en deux groupes. D'abord les galaxies ayant un aspect irrégulier mais dont la distribution de matière est en fait très régulière, c'est par exemple le cas de Nuages de Magellan. Celles-ci sont aujourd'hui considérées comme des spirales qui n'ont pas réussi à achever leur formation.

M82, galaxie irrégulière dans la constellation de la Grande Ours. Crédit : NASA/ESA/Ciel et Espace

Le deuxième type est celui des galaxies véritablement irrégulières, autant du point de vue visuel que de celui de la répartition de matière. Cette irrégularité peut avoir diverses origines comme une forte activité dans le noyau ou bien une collision passée avec une autre galaxie.

Nébuleuses

Les nébuleuses sont de vastes nuages de gaz et de poussières. Elles se trouvent dans les galaxies, entre les étoiles : on parle de nébuleuses interstellaires. Il en existe 2 grandes familles : les nébuleuses planétaires et les nébuleuses diffuses.

Nébuleuses planétaires

Lorsqu'une étoile arrive à la fin de sa vie, elle a créée, par le processus de la fusion, les éléments chimiques de l'hydrogène au fer. Quand elle explose, les éléments plus lourds sont synthétisés (grâce à l'énergie de l'explosion). Les matériaux sont alors éjectés autours de l'étoile mourante.

Il se forme donc un nuage de gaz et de poussières : la nébuleuse planétaire. L'énergie de l'explosion et la température élevée de l'étoile permettent l'ionisation des gaz qui deviennent alors un plasma, ce qui émet de la lumière. On trouve dans les nébuleuses planétaires une grande diversité chimique. Lorsque l'énergie de la nébuleuse diminue, la gravitation reprend ses droits et les poussières s'agglomèrent par accrétion et forment les corps d'un futur système planétaire.

M57, nébuleuse de la Lyre découverte en 1779 par Darquier. Crédit : Hubble

Nébuleuses diffuses

Face aux nébuleuses planétaires, on trouve les nébuleuses diffuses, de taille bien plus importante. Elles n'ont pas de frontière bien nette. Il existe 3 types de nébuleuses diffuses : les nébuleuses en émission, en réflexion et en lumière traverse une couche de matière, il est affaibli et perd de son intensité. Cela signifie qu'une partie du rayonnement est avalée par la matière et est transformée en chaleur (chaleur d'absorption). Du papier noir exposé au rayon du Soleil illustre bien ce phénomène. La couleur noire absorbant une grande quantité de lumière, fait que la température du papier augmente. Les surfaces blanches réfléchissent davantage la lumière et chauffent donc moins au Soleil. Selon la matière exposée au rayonnement, certains composants de couleur de la lumière sont absorbés. Quand la lumière blanche s'échappe de nouveau de la matière, des lignes foncées apparaissent (on les appelle « les lignes d'absorption »). L'exploitation de ces lignes d'absorptions est en fonction de la qualité et la composition de la matière exposéeabsorption (ou nébuleuses sombres).

Les nébuleuses en émission

Les gaz qui les composes sont excités par les étoiles environnantes. Les électrons de leurs atomes changent alors d'état énergétique puis reviennent dans leur état stable en émettant des photons. Il s'agit du même phénomène qu'à l'intérieur d'un tube néon utilisé pour l'éclairage. Elles apparaissent le plus souvent roses ou rougeâtres. Nébuleuses obscure

Les nébuleuses sombre (en réflexion) sont issues de particules de poussières qui réfléchissent la lumières des étoiles proches. Imaginons alors qu'un objet très lumineux se trouve derrière l'une de ces nébuleuses sombres. La forme de la nébuleuse se détache alors par contraste sur ce fond lumineux.

Une partie du domaine spectral électromagnétique (la lumière visible par exemple) ne peut pas les traverser, ce qui rend ces objet particulièrement difficiles à détecter et à observer.

Les nébuleuses sombres peuvent être vues néanmoins si elles obscurcissent une partie d'une nébuleuse en émission, (comme la nébuleuse de la Tête de Cheval ou la nébuleuse du Cône dans la constellation du Cocher).