Etant un astronome en herbe débuttant (cela ne fait que 4 mois que je m'y interresse) j'avais envie de vous faire decouvrir quelque une des chose que je pense être des plus interressant, passionnante et puissante au niveau de l'énergie que dégage certains phénomène et démontrer combien nous sommes insignifiant dans cette univers.

la sonde Near et l'astéroïde Eros.


Tout d'abord

Qu'est-ce que l'UA ?

L'unité astronomique (symbole ua) est la longueur moyenne du demi-grand axe de l'orbite terrestre. Elle sert d'unité de distance dans le système solaire ou dans des systèmes planètaires. C'est une unité en dehors du système international (SI) en usage avec lui mais dont la valeur est obtenue expérimentalement.
En fait, ça correspond à 150 millions de kilomètres. J'espère que vous comprenez maintenant.


A quoi correspond une année-lumière ?

Une année-lumière est une mesure de distance (comme le kilomètre) qui vaut 9 500 milliards de kilomètres.
Par définition, il s’agit de la distance parcourue par un photon durant une année. Or, comme cette particule de lumière file à l'incroyable vitesse de 300 000 kilomètres à la seconde, l'année-lumière correspond à 9 460 530 000 000 kilomètres (9 billions, 460 milliards et 530 millions de kilomètres).  

C’est là une distance considérable puisqu’une année-lumière est cinq cents fois plus grande que la taille de notre Système solaire!
Pour tenter de concevoir à quoi correspond une telle distance, imaginons-nous parcourant l’Espace à bord d’un avion gros-porteur (un Boeing 747 ou un Airbus A300) filant à la vitesse normale de 600 km/h.
À cette vitesse, il nous faudrait un mois pour atteindre la Lune, située à 385 000 km de nous. Or, un photon ne met qu'une seconde et quart pour franchir cette distance. (On dit que la Lune se trouve à 1,25 seconde-lumière de nous.)
Par ailleurs, nous nous trouvons à 150 millions de kilomètres du Soleil. À bord de notre avion, il nous faudrait vingt-huit ans pour parcourir cette distance. Or, la lumière provenant du Soleil ne met que huit minutes et demie à nous parvenir. (Le Soleil se trouve à 8,5 minutes-lumière de nous.)
De même, nous atteindrions Pluton – la plus lointaine planète du Système solaire (à 6 milliards de kilomètres) – en 7000 ans alors qu’un photon n’en met que cinq heures et demie!
En fait, parcourir la distance d’une année-lumière en avion prendrait près de 2 millions d’années.  
Étonnamment, cette prodigieuse unité de mesure n’est pas si considérable lorsqu’on songe que, dans l‘Univers, les distances se calculent souvent en millions et en milliards d’années-lumière.
Est-ce que c'est plus simple maintenant ?


La galaxie d'Andromède
La Galaxie d’Andromède, M 31, est l’objet céleste le plus lointain visible à l’œil nu. Elle est distante de 2,2 millions d’années lumière, ce qui signifie que la pale tache de lumière que chacun peut apercevoir les soirs d’été a été émise à l ‘époque où nos ancêtres Australopithèques commençaient à aménager des abris pour se protéger du froid et des prédateurs… Saisissant vertige de l’Espace et du Temps dû à la vitesse prodigieuse, mais limitée, de la lumière. Que serons devenus les Hommes quand arrivera sur Terre la lumière émise aujourd’hui ?…




La masse solaire: Kezaco ?

En astrophysique, la masse solaire est l'unité de masse conventionnellement utilisée pour les étoiles ou les autres objets massifs. Elle est égale à la masse de notre Soleil. Son symbole et sa valeur sont :

M☉ = 1,9891 × 1030 kg
La masse solaire vaut environ 330 000 fois la masse de la Terre. Les étoiles ayant la plus petite masse sont les naines rouges, les plus petites observées font 1/20 de masse solaire. Les étoiles les plus massives ont généralement une masse d'environ 50 à 80 masses solaires. Les étoiles encore plus massives sont instables car l'immense pression de radiation qui règne en leur centre provoque l'expulsion de la matière qui les constitue.







La Magnitude

Mesure de la brillance d’un astre, de son éclat. C’est une échelle de valeur qui présente la particularité d’être inversée : Moins le chiffre de magnitude est élevé, plus l’astre considéré est brillant. Pour des étoiles très lumineuses, ou des planètes, il existe même des magnitudes négatives. Ainsi l’étoile Sirius, de la constellation du grand chien, présente-t-elle une magnitude de –1,46, alors que c’est la plus brillante étoile du ciel nocturne. Mais il y a encore plus fort : le Soleil bien sûr, qui est aussi un astre. Vu depuis la Terre, il a une magnitude de – 27.

La plupart des étoiles visibles à l’œil nu ont cependant une magnitude comprise entre 0 et 3,5. Au-delà de 6, même dans un ciel très pur, il faut des instruments optiques. Cependant une simple paire de jumelles grossissant 8 fois vous donne déjà accès à la magnitude 9.


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SOMMAIRE

PAGE 1

1)Les étoiles

2)Les trous noirs

3) Les planètes du systeme solaire

4) les Galaxies

5) Etoile Wolf-Rayet (par ECARLATE)

6) Les astéroïde et les météotites



PAGE 2

1)VOYAGE DANS LE TEMPS: FICTION OU REALITE ?

2)PENSEZ-VOUS QUE NOUS SOYONS SEUL DANS NOTRE UNIVERS ?



PAGE 3

L'ASTROBIOLOGIE

--Message edité par Capitaine de Lacy le 2006-05-27 14:22:13--

LES ETOILES

Références :  Condensations pré-stellaires au seuil de l'effondrement dans les nuages interstellaires (DSM/DAPNIA)


NAISSANCE

Contrairement à ce que croyaient les anciens, les étoiles ne sont pas des astres figés et éternels placés dans une sphère autour de la Terre. Il s'agit d'objets d'âge limité, avec une "naissance" ou formation, une vie et une mort. Au cours de leur vie, ces astres peuvent ressembler au Soleil. Mais comment et d'où naissent-ils ? On sait aujourd'hui que la vie d'une étoile et sa fin sont conditionnées par sa formation, mais pourquoi ?


I - Leur berceau : les nuages interstellaires

Citation :

Les berceaux des étoiles, sont en fait les nuages interstellaires. Mais que sont ces nuages interstellaires. Il s'agit en fait de nuages de gaz et de poussières de plusieurs années-lumière d'épaisseur. Ils sont d'une densité très faible et composés essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Les autres entités chimiques y existent mais en proportions très faibles. En fait ces autres composés sont issus de la mort d'autres étoiles. Il s'agit de tous les autres éléments de la table de Mendeleiev mais aussi d'éléments organiques comme certains acides carboxilyques ou alcools (cf : Les glaces interstellaires à l'origine de la vie). Les nuages interstellaires comme probablement celui qui a donné naissance au Soleil et à la Terre sont donc principalement constitués d'hydrogène composant et "carburant" principal d'une étoile. Mais leur densité étant si faible, on se demande alors comment des astres de la taille et de la densité d'une étoile peuvent s'y former.

Nuage inter-stellaire


II - Où la gravité joue son rôle

Citation :

En fait, c'est la force de gravité qui initie le processus de formation des étoiles. Le nuage de gaz interstellaire peut être déstabilisé par les ondes de choc produites par l'explosion d'une supernova. La force de gravitation accélère les effets de cette perturbation en créant des régions légèrement plus denses où les atomes vont avoir tendance à s'accumuler car les forces de gravitation y sont plus importantes. De fil en aiguille ces régions vont se transformer en "grumeaux de matière". On peut les détecter dans les nuages interstellaires dans les infrarouges (dans le rayonnement visible la détection est impossible). En effet, cette compaction de la matière entraîne un échauffement de celle-ci. Pour concrétiser cela, on prend souvent l'exemple de la pompe à vélo dont le corps s'échauffe lorque l'on s'en sert. Or un échauffement entraine l'émission d'infrarouges d'où la possibilité de détection dans cette partie du spectre lumineux (cf. spectroscopie)

Citation :

L'effondrement de la nébuleuse primitive sous son propre poids conduit ainsi à la naissance d'une protoétoile très lumineuse. La matière s'effondre dans un vaste mouvement de rotation à l'origine de forces centifuges et de phénomènes de viscosité qui amènent à la formation d'un gigantesque disque de gaz. Dans le cas du proto-Soleil on estime que l'effondrement sous l'effet de la gravitation a duré environ 25 millions d'années et que ce proto-Soleil était des dizaines de fois plus lumineux qu'aujourd'hui. Il est important de noter que la gravité agit comme indiqué dans le schéma suivant, c'est à dire de facon centripète.

III - Quand la les forces thermonucléaires interviennent

Citation :

Nous avons donc dit que les forces de gravitation entrainaient un effondrement et un échauffement de la matière. Quand la température, la pression et la densité au coeur de la protoétoile atteignent des valeurs suffisantes, les réactions thermonucléaires démarrent et la contration s'arrête. Sur Terre nous utilisons les réactions de fission nucléaire dans les centrales nucléaires pour produire de l'énergie. En fait c'est un autre type de réactions nucléaires qui est en jeu au sein des étoiles. Il s'agit des réactions de fusion utilisées par les hommes dans les bombes thermonucléaires (bombe H. Toutefois les réactions de fusion dans la bombe H ne sont pas les mêmes que celles se déroulant au coeur des étoiles ). Ces réactions produisent beaucoup d'énergie et permettent à l'étoile de briller très longtemps en maintenant une température au coeur de plusieurs millions de degrès. Cette production de chaleur exerce une pression de radiation qui vient s'opposer aux forces de gravitation. S'installe alors un'équilibre entre les deux forces ce qui permet à l'étoile de garder un diamètre à peu près constant.

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VIE STELLAIRE


L'enfance des étoiles

Citation :

Quand une portion du nuage sera devenu assez compacte et assez chaude, des réactions nucléaires vont pouvoir démarrer localement : l'hydrogène va se transformer en hélium par fusion nucléaire. C'est l'effondrement gravitationnel du nuage qui fournit l'énergie nécessaire au démarrage et à l'entretien de ces réactions initiales. La plus grande partie du nuage environnant de gaz et de poussière va finir par être éjecté par les vents violents que va générer la protoétoile. Cette éjection se fait principalement sous forme de jets polaires, perpendiculaires au disque de matière qui entoure encore l'étoile. Selon les hypothèses actuelles, ces jets sont en partie provoqués par la déformation des lignes de champ magnétique au sein du nuage lorsque le disque commence à se former.

Une vue de HH30, protoétoile en formation : si la future étoile elle-même est invisible, elle illumine le disque de matière qui l'entoure (en vert).

Les deux jets, issus de la région centrale, sont nettement visibles en rouge.
Source : NASA/ HST

Citation :

Cette éjection de matière du disque va devenir importante pour la suite de la formation de l'étoile, parce qu'elle évacue l'excès de moment angulaire, et diminue ainsi la force centrifuge qui s'opposerait à l'effondrement gravitationnel. Au bout de quelques millions d'années, une grande partie du disque a été éjecté. La jeune étoile au centre du nuage va devenir directement visible. Elle est alors dite dans l'état T-Tauri, ainsi nommé d'après une étoile prototype de la constellation du Taureau. Une partie du gaz restant autour d'elle va se trouver piégé dans le champ magnétique de l'étoile, et s'échauffer suffisamment pour permettre une émission de rayons X. C'est à ce moment-là également que le disque de gaz qui entoure la jeune étoile va pouvoir, dans certains cas, se condenser pour former des planètes. Tout ce processus n'a pas pris plus de 40 millions d'années. Peu de temps, en vérité, comparé au reste de la vie de l'étoile...

La vie adulte: la séquence principale

Citation :

Pendant ce temps, le nuage continue à se condenser toujours sous l'effet de la gravitation. Mais il vient un moment où la pression du gaz comprimé à l'intérieur de l'étoile, jointe à la pression de radiation générée par les réactions nucléaires du coeur de l'étoile va finir par s'équilibrer avec l'effet de la gravitation et empêcher ainsi l'effondrement de se poursuivre. A ce moment-là, l'étoile est en équilibre hydrodynamique, et d'une certaine manière, dans un état stable. Elle se situe alors sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russel, où elle va passer environ 90 % de sa vie. Elle brûle son hydrogène pour le transformer en hélium. Le diagramme de Hertzsprung-Russel, ainsi nommé d'après les travaux du danois Ejnar Hertzsprung et de l'américain Henry Russel, est une représentation des étoiles en fonction de leur température de surface et de leur luminosité. La température de l'étoile est équivalente à sa couleur. L'étoile, ou du moins sa surface, se comporte - presque - comme un corps noir. Sa luminosité est directement dépendante de sa masse. En effet, plus l'étoile est massive, plus la gravitation écrase le coeur de celle-ci. Le gaz interne comprimé va ainsi monter en pression en résistance à l'effondrement, donc en température. Cette augmentation de température va favoriser les réactions nucléaires (ce qui au passage fait aussi croitre la pression de radiation). En augmentant son taux de réaction nucléaire, l'étoile va brûler plus de carburant, et plus vite. Ce qui va augmenter d'autant sa luminosité, et réduire sa durée de vie.

En positionnant les étoiles sur ce diagramme, on s'aperçoit qu'une grande majorité des étoiles se situe dans une bande qui va d'en haut à gauche (très chaud et très lumineux) vers le bas à droite (froid et peu lumineux). Cette bande est appelé la séquence principale.

Citation :

Les étoiles de la séquence principale sont classées en 7 groupes principaux, appelés classes spectrales, des plus chaudes vers les plus froides : O, B, A, F, G, K, M. A l'intérieur de chaque groupe, on subdivise encore en sous-groupes de 0 à 9, toujours du plus chaud vers le plus froid. Ainsi les étoiles les plus chaudes, O et B, sont bleues, tandis que les plus froides, du groupe M, sont rouges. Notre soleil est une étoile de classe G2 , ce qui correspond à une température de surface d'environ 6000 K. Il rayonne donc principalement dans le jaune. Pour définir le type spectral complet d'une étoile, on ajoute une classification indiquée en chiffres romains relative à la luminosité de l'étoile : de Ia, les supergéantes lumineuses, à V, les étoiles de la séquence principale Les étoiles les plus massives, de type O ou B, produisent des vents stellaires intenses qui sont propulsés loin de l'étoile par le champ magnétique de celle-ci. Le cas extrême est constitué des étoiles dites de Wolf-Rayet, dont la température de surface peut atteindre 50.000 K. Ces étoiles sont caractérisées par une éjection de matière plus importante encore que pour une étoile de classe O.

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MORT STELLAIRE

NOVA, SUPERNOVA ET HYPERNOVA



NOVA

La nébuleuse planétaire NGC 6543 observée par le télescope spatial Hubble. Ce magnifique spectacle est créé par une étoile ordinaire en fin de vie qui éjecte ses couches externes.© NASA/ESA/HEIC/STScI/AURA

Citation :

En astronomie, une nova est une étoile qui devient très brutalement extrêmement brillante, avec une grande augmentation de son éclat, qui peut être de l'ordre de 10 magnitudes (éclairement multiplié par 10000). Cette vive luminosité ne dure que quelques jours, et l'étoile reprend ensuite progressivement son éclat initial. Les astronomes qui les découvraient les considéraient comme de nouvelles étoiles, puisqu'elles apparaissaient là où n'existait pas d'étoile précedemment, et les ont ainsi appelé des novæ. Certaines novæ sont récurrentes, et ont subi plusieurs explosions depuis qu'elles ont été observées, avec des intervalles de l'ordre de plusieurs décennies. La connaissance de ce phénomène provient principalement de l'étude spectrographique des novæ. Les étoiles qui deviennent des novæ, appelées prénovæ, sont en général de type spectral A, et peu lumineuses. Au moment de l'explosion, le spectre se rapproche de celui des supergéantes, mais avec un déplacement de toutes les raies vers le violet, proportionnellement à leur longueur d'onde. L'interprétation de ce décalage est que le rayonnement est émis par un gaz en expansion qui s'échappe de la surface de l'étoile, avec des vitesses de l'ordre de 1000 km/s. Cette énorme explosion nucléaire, dont l'énergie est de l'ordre de 1038 à 1039 J, serait la conséquence de l'accrétion d'hydrogène à la surface d'une naine blanche. Quand une naine blanche a une étoile compagne proche qui vieillit et augmente de volume en devenant une géante rouge, l'atmosphère externe de cette compagne sera souvent attirée par la gravité de la naine blanche. Les gaz ainsi capturés consistent principalement en hydrogène et en hélium, les deux principaux constituants de la matière dans l'univers. Les gaz sont écrasés à la surface de la naine blanche par son énorme gravité, comprimés et chauffés à des températures énormes pendant que de la matière additionnelle continue de s'ajouter. À un certain moment, les pressions et les températures de la couche d'hydrogène deviennent assez grandes pour déclencher une réaction de fusion nucléaire qui convertit rapidement une grande quantité d'hydrogène en hélium et d'autres éléments plus lourds. L'énorme quantité d'énergie libérée par ce processus expulse les gaz restants de la surface de la naine blanche et produit un éclat extrêmement lumineux mais de courte durée.

SUPERNOVA



PHOTO 1:La nébuleuse du crabe (Messier 1) à 6000 années-lumière. Il s'agit des résidus d'une explosion de supernova observée depuis la Terre en 1054. Au centre se trouve une étoile à neutrons qui tourne sur elle-même 30 fois par seconde.

PHOTO 2: Une image du VLT de la nébuleuse N 70, résidu d'une explosion de supernova. Ce type de nébuleuse ensemence le milieu interstellaire en éléments lourds qui produiront plus tard les planètes et la vie. © ESO/VLT

Citation :

Une supernova est une nova gigantesque, c'est-à-dire une étoile dont la magnitude augmente considérablement en quelques jours, au point de la faire apparaître comme une « nouvelle » étoile (d'où « nova »). Le préfixe « super » la distingue d'une simple nova, qui désigne également une étoile dont l'intensité lumineuse augmente, mais de façon beaucoup moins importante et suivant un mécanisme assez différent. Évènement cataclysmique, une supernova résulte de l'effondrement gravitationnel d'une étoile. L'effondrement intervient lorsque le cœur de l'étoile est constitué de fer : élément le plus stable, sa fusion ne produit pas d'énergie. En conséquence, la pression interne n'est plus suffisante pour soutenir les couches supérieures qui s'écrasent sur le cœur : la matière n'étant pas compressible à l'infini, un choc en retour désintègre l'astre. Supernova de type I Les supernovæ de type Ia n'ont pas d'hélium présent dans leur spectre mais du silicium. On pense généralement qu'elles sont causées par l'explosion d'une naine blanche approchant ou ayant atteint la limite de Chandrasekhar par accrétion de matière. Un scénario possible expliquant ce phénomène est une naine blanche en orbite autour d'une étoile moyennement massive. La naine attire la matière de son compagnon jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Ensuite, la pression interne de l'étoile étant devenue insuffisante pour contrecarrer sa propre gravité, la naine commence à s'effondrer. Cet effondrement permet l'allumage de la fusion des atomes de carbone et d'oxygène qui composent l'étoile, et cette fusion n'est plus régulée par l'échauffement et la dilatation de l'étoile, comme pour les étoiles de la séquence principale (la température de l'étoile est celle de Fermi de ses électrons). Il se produit alors une réaction en chaîne qui désintègre la naine dans une gigantesque explosion thermonucléaire. Ceci est différent du mécanisme de formation d'une nova où la naine blanche n'atteint pas la limite de Chandrasekhar et s'effondre, mais commence une fusion nucléaire de la matière accumulée à la surface. L'augmentation de luminosité est due à l'énergie libérée par l'explosion et se maintient le temps nécessaire à la désintégration du cobalt en fer. La variation de la luminosité de l'étoile durant une supernovæ de type Ia étant extrêmement régulière, ces supernovæ peuvent être utilisées comme chandelles cosmiques. En 1998, c'est par l'observation de supernovæ de type Ia dans des galaxies éloignées, que les physiciens ont découvert que l'expansion de l'univers s'accélérait. Les supernovæ de type Ib et Ic ne montrent pas de silicium dans leur spectre et l'on ne connaît pas encore le mécanisme de leur formation. On pense qu'elles correspondent à des étoiles en fin de vie (comme le type II) et qui auraient déjà épuisé leur hydrogène, de ce fait l'hydrogène n'apparaît pas sur leur spectre. Les supernovæ de type Ib sont sûrement le résultat de l'effondrement d'une étoile Wolf-Rayet. Supernova de type II La phase ultime de la vie d'une étoile massive (plus de 8 masses solaires) commence après que le cœur de fer et de nickel-56 se soit construit par phases successives de réactions de fusion nucléaire. Ces éléments étant les plus stables (la réaction de fusion nucléaire du fer consomme de l'énergie au lieu d'en produire), la fusion ne peut plus avoir lieu au cœur de l'étoile. Privé de sa source d'énergie, le cœur devient incapable de supporter le poids des couches externes : il commence à se contracter. Les couches externes continuent cependant à produire du fer et du nickel à la surface du cœur dont la masse continue ainsi d'augmenter jusqu'à ce qu'il atteigne la « masse de Chandrasekhar » (environ 1.4 masses solaires). À cet instant, la pression de dégénérescence des électrons est dépassée et une phase de neutronisation de quelques secondes conduit à l'effondrement du cœur. Les électrons sont capturés par les protons, générant un flux massif de neutrinos électroniques, et transformant le cœur en une étoile à neutrons de 10-20 km de diamètre et de la densité d'un noyau atomique. Lorsque la pression thermique atteint le niveau de dégénérescence des nucléons, les couches externes du cœur rebondissent à 10-20% de la vitesse de la lumière. L'onde de choc du rebond se propage vers les couches extérieures et entre en compétition avec la matière chutant vers l'intérieur, de telle façon qu'elle se stabilise vers 100-200 km de centre. Les neutrinos diffusent hors du cœur en quelques secondes et une fraction d'entre eux chauffent la zone du manteau située à l'intérieur de l'onde de choc (appelée « région de gain »). Le reste est relâché dans l'espace, emportant 99% de l'énergie totale de la supernova. On pense de nos jours que l'apport d'énergie à l'onde de choc par le chauffage de la région de gain dû aux neutrinos est l'élément clé responsable de l'explosion de la supernova. Dans les étoiles massives, pendant les derniers instants de l'explosion, les hautes températures (109 K) permettent le « processus r » : une grande densité de neutrons (1020 n/cm3) fait que leur capture par les noyaux est plus rapide que la décroissance radioctive beta (1 seconde). Ceci produit des isotopes riches en neutrons et est la raison de l'existence de noyaux radioactifs lourds dans l'univers. Il existe aussi des variantes minimes de ces différents types, avec des désignations telles que II-P et II-L, mais elles décrivent simplement le comportement de l'évolution de la luminosité (II-P observe un plateau alors que II-L non) et non des données fondamentales.

Une image composite d'un résidu de supernova à partir d'images du télescope spatial (régions de gaz, en jaune) et des observatoires Chandra (en bleu et vert, gaz chaud observé dans les rayons X) et Spitzer (en rouge, particules de poussière observées dans l'infrarouge). L'explosion de cette supernova avait été observée par Johannes Kepler en 1604. © NASA/VLT


HYPERNOVA

Citation :

Selon les théories, l'énergie dégagée par une hypernova relativement proche serait capable d'éliminer toutes traces de vie sur Terre. Des scientifiques de la NASA et de l'université du Kansas ont publié une étude en 2005 montrant qu'une extinction massive d'espèces survenue sur Terre il y a 450 millions d'années (ordovicien), pourrait avoir été déclenchée par un éclair de rayons gamma. Frappant la Terre pendant ne serait-ce que 10 secondes, l'éclair de rayons gamma déclenché par une hypernova pourrait annihiler jusqu'à la moitié de la couche d'ozone. La couche d'ozone étant endommagée, les rayons ultraviolets du Soleil parviendraient en grande quantité à la surface, détruisant une bonne partie de la vie sur les continents et à la surface des océans et des lacs, rompant ainsi la chaîne alimentaire. Une hypernova est un type théorique de supernova produit lorsqu'une étoile exceptionnellement massive s'effondre à la fin de sa vie. Dans une hypernova, le cœur de l'étoile s'effondre directement en un trou noir et deux jets de plasma extrêmement énergétiques sont émis le long de l'axe de rotation de l'étoile à une vitesse proche de celle de la lumière. Ces jets émettent d'intenses rayons gamma, et pourraient expliquer l'origine des sursauts gamma. Si les hypernovæ ne peuvent se produire qu'avec des étoiles très massives d'au moins 40 masses solaires, la Terre se trouve finalement plutôt bien protégée de ce genre d'évènement, l'étoile supposée de cette taille la plus proche (η Carinae) se trouvant à plus de 8 000 années-lumière de nous.

η Carinae, dans la constellatoin de la Carène, l'une des plus proches candidates pour une hypernova

--Message edité par Capitaine de Lacy le 2006-05-28 14:49:17--

LES TROUS NOIRS

Source: Wikipédia


Trou noir galactique (vue d'artiste)
La matière des étoiles qui passent à proximité s'enroule autour du trou noir , y est accélérée et émet une lumière très énergétique avant d'être absorbée par le monstre gravitationnel.


Vue d'artiste de la mort d'une étoile qui se rapprocherait trop d'un trou noir. Les forces de marée produites par le trou noir sont capables de déformer l'étoile jusqu'à ce qu'elle se désagrége et libère le gaz qui la composait. Ce phénomène n'est pas purement théorique, il a été observé dans les rayons X par les satellites XMM et Chandra en 2004 au centre de la galaxie RXJ1242-11.

Citation :

Un trou noir est, au même titre que les étoiles ou les planètes, un objet astronomique. Envisagée dès le XVIIIe siècle, la théorie soutenant l'existence des trous noirs stipule qu'il s'agit d'objets si denses que leur vitesse de libération est supérieure à la vitesse de la lumière – c'est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle de surface, et reste prisonnière. De cette caractéristique inquiétante proviennent les qualificatifs « noir » et « obscur, » mais le terme le plus exact serait sûrement « invisible, » car il s'agit bien là d'une absence totale de luminosité. La théorie définit également avec précision l'intensité du champ gravitationnel d'un trou noir. Elle est telle qu'aucune particule franchissant son horizon, frontière théorique délimitant la zone de non-retour, ne peut s'en échapper. Le trou noir est en fait un objet totalement relativiste, au sens où la théorie qui le soutient n'a pris sens et corps que dans le cadre de la Relativité Générale d'Einstein, soit à partir de 1915. Comme à de nombreuses reprises dans l'histoire de l'astronomie, ces objets avaient déjà été envisagés bien des décennies avant l'essort de la « bonne » théorie permettant leur juste formalisation. Au XVIIIe siècle, les ordres de grandeurs des trous noirs dits supermassifs étaient ainsi connus, même si rien ne les rattachait à une réalité astronomique quelconque. Au cours du XXe siècle, plusieurs autres catégories de trous noirs ont été définies, puis observées de façon indirecte. Les trous noirs les plus étudiés d'un point de vue théorique, les trous noirs stellaires, résultent selon toute probabilité de l'effondrement gravitationnel du cœur d'une étoile massive. C'est le modèle le plus simple et le plus généraliste. Durant son existence, qu'on appelle l'évolution stellaire, une étoile est soumise principalement à deux forces à peu près en équilibre : elle se contracte sous l'effet de son propre poids, et elle se dilate sous celui des réactions nucléaires qui ont lieu en son cœur. Lorsque le combustible nucléaire – l'hydrogène – vient à manquer, l'étoile amorce une contraction en même temps que son éclat diminue. Une force de pression d'origine quantique, la pression de dégénérescence, entre alors en jeu pour retrouver un équilibre : ainsi se forment les naines blanches, des étoiles de taille réduite mais stables. Cependant, si la masse de l'étoile dépasse une certaine valeur critique, dite limite de Chandrasekhar, cette pression est insuffisante pour s'opposer à la gravitation : l'étoile s'effondre plus encore, vers une étoile à neutrons, et éventuellement jusqu'au dernier cadavre stellaire connu, le trou noir. Cet état correspond en fait à un effondrement perpétuel, sans équilibre ni retour en arrière possible. Un fait notable est que, malgré les caractéristiques hors-norme des trous noirs, il s'agit des objets cosmiques les plus simples possibles. Ils sont entièrement déterminés par trois paramètres seulement (masse, moment angulaire, charge électrique) alors que la descrïption d'un simple morceau de bois fait intervenir au minimum des dizaines à plusieurs milliers de paramètres ! Les trous noirs ont également été parmi les premiers objets cosmiques à être découverts d'abord via les équations mathématiques, et non par observation directe. Le rôle de l'expérience est ici inversée : une des tâches les plus difficiles pour les astronomes a été et reste de vérifier si les observations, totalement dépendantes des capacités techniques et technologiques du moment, corroborent ou non les résultats théoriques. Compte tenu des caractéristiques fabuleuses que la théorie prête aux trous noirs, leur existence réelle a longtemps été mise en doute ; et si elle n'est pas encore aujourd'hui totalement démontrée, la fin du XXe siècle a été ponctuée d'avancées pratiques déterminantes. Des observations, et les progrès techniques ayant permis ces observations, sont venus étayer la réalité physique de ces astres « hors du temps. » L'expression consacrée pour désigner les trous noirs en général est collapsar (de l'anglais « collapsed star » : étoile contractée, effondrée). Cependant, l'expression trou noir est employée par analogie à l'image du « disque obscur » en français, et également en anglais (black hole).

--Message edité par Capitaine de Lacy le 2006-04-19 17:55:13--

LES PLANETES


Droits d'auteur © 1997 par Calvin J. Hamilton. Tous droits réservés.


LES DIFFERENTS TYPE DE PLANETE

Les planètes telluriques qui sont Mercure, Vénus, la Terre et Mars sont constituées de roche et, à part Mercure, possèdent une atmosphère. Elles sont aussi nommées planètes internes car celle-ci orbitent près du Soleil.
Malgré ces points en communs elles ne sont pour autant similaires et restent très différentes les unes des autres...

Les planètes gazeuses (qui sont Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune) sont, comme leur nom l'indique, principalement constituées de gaz qui forme une abondante atmosphère et d'un petit noyau. On les nomme aussi les planètes externes pour les distances importantes par rapport au Soleil, planètes géantes pour leur taille et elles sont qualifiées d'étoiles ratées en particulier Jupiter.
Mais même si elles ont ces points en communs elles diffèrent totalement: l'une est la reine des anneaux, l'autre est une planète couchée...

LES PLANETES

MERCURE

Citation :

Mercure a été identifiée par des astronomes aux alentours du 3e millénaire avant notre ère. Deux milles ans plus tard, les Grecs la surnommait Apollon lorsqu'elle se levait le matin (selon la légende, le dieu tirait derrière son char le Soleil pour le lever dans le ciel) et Hermes quand elle se couchait le soir. Mais ces deux appellations différentes s'adressaient déjà pour eux au même astre. L'orbite de Mercure autour du Soleil n'est pas régulière, variant presque du simple au double de distance par rapport à celui-ci. Lorsque Mercure est plus proche, l'attraction solaire accélère sa rotation qui se ralentit à nouveau au fur et à mesure que l'astre s'en éloigne. C'est pourquoi Mercure est la seule planète que nous connaissions qui mette deux de ses années à tourner intégralement sur elle-même ; sa rotation s'effectue en deux révolutions. Si on regarde les clichés que nous en avons, la première chose qui nous frappe est la ressemblance de Mercure avec notre Lune : pas d'atmosphère, de nombreux cratères, dépourvue de plaque tectonique... Cependant, la planète est constituée d'un très dense noyau ferreux (dont une petite partie pourrait être liquide), recouvert d'une crožte de 500 km aux propriétés similaires à la crožte terrestre. Si ce n'est, donc, une surface mercurienne où de multiples cratères côtoient de grandes plaines lisses. Paysage criblé de météorites qui ont laissé des marques d'impacts sur une surface lissée par une ancienne activité volcanique. D'ailleurs, de nombreux escarpements sont visibles à la surface de Mercure, atteignant parfois plusieurs centaines de kilomètres de long sur 3 de haut. La cause en est en outre une contraction du globe mercurien de pratiquement 2 kilomètres. Le plus remarquable élément du relief de Mercure, c'est un bassin appelé Caloris, qui mesure 1350 km de diamètreet a été formé par l'impact d'un météore de plus de 100 km de diamètre. Les répercussions sismiques furent telles qu'elles créèrent à l'antipode une zone dont les remoux restent encore aujourd'hui visibles. Au pôle nord de Mercure, de la glace a étonnamment été repérée par radar dans les zones d'ombre des cratères ! Une découverte récente pour laquelle aucune explication définitive n'existe à ce jour.

VENUS

Citation :

Vénus est pour nous la planète la plus brillante, ce qui explique probablement qu'on lui ait attribué le nom de la déesse romaine de l'amour et de la beauté. Vénus est l'Etoile du Berger, c'est elle que nous apercevons parmi les premières étoiles du soir et les dernières du matin et dont la couleur jaune la différencie des autres étoiles à la lumière plus bleutée. Il va donc de soi que l'astre a été avec Mercure l'un des premiers à être identifié. La rotation de Vénus est extrêment lente, plus lente même que sa révolution : La planète tourne sur elle-même en 243 jours terrestres, alors qu'elle fait le tour du Soleil en 225 jours. En outre, la caractéristique la plus frappante reste que Vénus est la seule planète de notre système solaire à tourner dans le sens inverse des huit autres. Une vraie rebelle, quoi... Astronomiquement, Vénus ressemble pourtant par bien des aspects à notre Terre (dont on la dit parfois jumelle). En effet, elle mesure 95% du diamètre terrestre et pèse 80% de sa masse, possède un noyau ferreux à peu près équivalent à celui de la Terre et des cratères qui témoignent d'une croûte vénusienne encore jeune. Les deux planètes ont également des caractéristiques géologiques et chimiques similaires. Toutes ces ressemblances ont jadis alimenté l'imagination d'astronomes qui pensaient découvrir sous l'épaisse couche nuageuse de Vénus un paysage pareil à celui de la Terre, voire même des formes de vie. En y regardant de plus près, il s'est finalement avéré que les deux astres n'avaient pas tant de points communs que cela... La pression atmosphérique de Vénus est 90 fois supérieure à la nôtre. Pensez, son atmosphère est constitué de gaz carbonique à 96% et d'azote à 3,5% ! Les nuages, toujours très élévés, font pleuvoir de l'acide sulfurique ! Comme si cela ne suffisait pas, l'ensemble de ces conditions provoque un effet de serre empêchant les rayons du Soleil de retraverser les nuages en sens inverse ! Ceux-ci flottant à une cinquantaine de kilomètres du sol vénusien, la concentration de chaleur est telle qu'on pourrait y faire fondre du plomb ! (La température moyenne de Vénus est deux fois plus élévée que celle de Mercure, pour le double de distance par rapport au Soleil.) Bref, aucun risque d'y trouver demain des bungalows du Club Med ! ^_^; Il est pourtant vraissemblable que si la Terre avait été aussi proche du Soleil que Vénus, elle aurait connu elle aussi une évolution similaire, entraînant l'évaporation totale de ses eaux. Le relief actuel de Vénus encourage du reste ces hypothèses, puisqu'il se compose à 60% de plaines contre quelques petites collines et deux grands massifs montagneux (Aphrodite et Ishtar) dont les sommets atteignent parfois jusqu'à 11800 mètres de haut. Quelques volcans ont recouvert de lave la majorité de la planète, mais, sans pour autant être éteints, ils ne sont plus entrés en activité depuis plusieurs millions d'années.

TERRE

Citation :

La Terre a 4,5 milliards d'années et, bien que l'époque exacte de l'apparition de la première forme de vie nous soit aujourd'hui inconnue, des fossiles datant d'environ 3,9 milliards d'années ont été retrouvés. C'est Copernic, au XVIe siècle, qui a découvert que la Terre n'était pas le centre de l'univers, mais simplement un des astres d'un système héliocentrique, révolution astronomique aussi importante que celle de Galilée qui la découvrit ronde (alors qu'on l'imaginait comme un disque plat dont on pouvait tomber, si on s'approchait du bord en s'aventurant trop loin sur les océans. La Terre possède un noyau ferreux de 1200 km de rayon où la température de 7200 ¡C dépasse celle constatée à la surface du Soleil. Ce noyau est enveloppé d'un second noyau, "externe", et de diverses couches liquides de 5100 km de profondeur contenant notamment du fer, du magnesium, du calcium et de l'oxygène... La croûte terrestre (solide bien entendu) se compose, elle, essentiellement de minéraux et elle ne fait en tout et pour tout que 40 km d'épaisseur ! Soyez rassurés, la Terre est néanmoins la planète la plus dense de notre système solaire, avec près de 35% de fer, 30% d'oxygène, 15% de silicium et 13% de magnésium. La croûte terrestre flotte donc sur ce manteau liquide sous la forme d'une trentaine de plaques tectoniques, détachées de la croûte par la pression du magma qui cherche continuellement à remonter à la surface. La dérive des continent est le mouvement de ces plaques qui tantôt s'écartent, permettant au magma de se refroidir pour former la croûte entre elles, tantôt se chevauchent, la partie inférieure fondant au contact du magma, et tantôt enfin se frottent l'une à l'autre en formant des failles dont l'activité sismique est très importante (San Andreas). La Terre est la seule planète de notre système solaire à bénéficier d'eau à l'état liquide (on trouve ailleurs des pôles glaciers), dont elle se recouvre à 71%. On sait de nos jours qu'il y a également des particules d'eau dans l'atmosphère terrestre, ainsi que de carbone et d'argon, mais n'allez pas croire que l'oxygène y est majoritaire, puisqu'il n'y est présent qu'à 21%, alors que l'atmosphère contient 77% d'azote. Le champ magnétique de la Terre attire les retombées des explosions phénoménales se produisant à la surface du Soleil, que nous apercevons une fois mêlées à notre atmosphère sous forme d'aurores boréales. Mais la Terre possède aussi une lune que ce même champ magnétique empêche de se libérer de son orbite...

MARS

Citation :

Mars est la planète rouge, ce qui explique probablement qu'on lui ait attribué le nom du dieu romain de la guerre, père des jumeaux Phobos et Deimos qui, eux, baptisèrent ses satellites. Comme Mercure et Vénus, Mars a été parmi les premières planètes à être identifiée. C'est, après la Terre, la planète la plus favorable au développement d'une forme de vie. Mars possède une orbite en ellipse qui la rapproche puis l'éloigne du Soleil de manière très accentuée, d'où ses importantes variations de températures. Elle possède aux deux pôles une calotte glacière recouverte de dioxyde de carbonne solide (ce que nous appelons de la neige carbonique). La surface martienne est équivalente à celle de l'ensemble des continents émergés terrestres, donc légèrement moins étendue. Cependant, son relief présente quelques remarquables caractéristiques... Parmi celles-ci, notons le Mont Olympus haut de 24 km et dont la base mesurant 500 km de diamètre repose sur des falaises de 6 km de haut ! (C'est le massif le plus élevé de tout notre système solaire.) Mars a également un gigantesque dôme de 10 km de haut et 4000 km de large formé par des coulées de laves, des canyons atteignant jusqu'à 7 km de profondeur pour 4000 km de long, ainsi qu'un cratère de 6 km de profondeur sur 2000 km de diamètre ! Bref, le royaume de la varappe. Enfin... Si les occasionnelles tempêtes de poussières soulevées par des vents violents ne recouvraient pas la planète pendant des mois ! Ce relief accidenté, ces canyons, tous tendent à prouver qu'il y eut autrefois de l'eau à la surface de Mars, il y a environ 4 milliards d'années, si l'on en croit l'analyse des traces d'érosion des nombreux canaux. Il est ainsi fort probable que Mars ait beaucoup ressemblé à la Terre à cette époque, en un peu plus froid. La planète Mars a un noyau recouvert de roches en fusion, puis d'une mince croûte, tout comme la Terre. Comme elle, son atmosphère se compose notamment de dioxyde de carbone et d'oxygène, mais dans d'autres proportions : respectivement 95,3 % et 0,15 %. La pression à la surface de Mars est la plupart du temps voisine de celle de la Terre. Par contre, son noyau ferreux contient aussi une grande quantité de soufre et semble être solide, ce qui expliquerait l'absence de champ magnétique martien. La planète n'a pas non plus de plaques tectoniques (comme Mercure et la Lune).

JUPITER

Citation :

Jupiter, la plus grande planète du système solaire, est la cinquième planète en partant du Soleil. Réfléchissant beaucoup d'énergie qu'elle reçoit du Soleil, elle est l'un des points les plus lumineux de la voûte céleste; seuls Vénus, la Lune et le Soleil la dominent par leur éclat. Plus massive qu'aucune autre planète, connue du système solaire, Jupiter est énorme; son diamètre équatorial est équivalent à 12 fois celui de la Terre (le diamètre de la Terre étant de 12.756 km). Elle est composée d'hydrogène et d'hélium, les gaz les plus légers de l'Univers. Ces gaz s'y trouvent dans la même proportion que dans les nuages galactiques (c'est-à-dire les nébuleuses), qui forment les étoiles. Ces mêmes gaz ont diminué en quantité, sur les planètes telluriques, durant la formation du Soleil. Jupiter a retenu ces éléments, parce qu'elle est plus massive et qu'elle est plus éloignée du Soleil. Maintenant, l'hydrogène, combiné avec d'autres éléments, forme des nuages multicolores, qui courent, en immenses rubans, sur Jupiter. Aux bords de ces rubans, se découpent d'immenses tourbillons, des orages qui pourraient engloutir 100 ouragans terrestres. Le plus énorme est la Grande Tache Rouge, grande comme deux fois la Terre; elle est âgée de 300 ans. Jupiter émet de l'énergie, due à des réactions chimiques, à l'intérieur de la planète et à la contraction planétaire, qui est de moins de 2,5 cm par an. Un champ magnétique 1.000 fois plus puissant de celui de la Terre produit, à des millions de kilomètres de Jupiter, des plasmas plus chauds que le cœur du Soleil. 16 satellites orbitent autour de Jupiter, dont 4 plus grands que Pluton et 2 de la taille de Mercure. Elle a aussi un système d'anneaux, mais si diffus qu'il est invisible de la Terre. De toutes les planètes, Jupiter a peut être le meilleur système "d'air conditionné". Comme elle tourne rapidement sur son axe (elle met environ 10h pour faire un tour complet) et comme ses vents dispersent bien la chaleur, on observe, à une altitude donnée, peu d'écarts de température. Les minima sont de -129°C et les maxima de -118°C.

SATURNE

Citation :

Saturne est, après Jupiter, la deuxième planète la plus importante de notre système solaire et, comme elle, fait partie du groupe des Géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Leurs points communs ne s'arrêtent pas là, puisque dans la mythologie romaine le dieu Saturne est le père de Jupiter. Saturne est connue depuis la nuit des temps, mais lors des premières observations de cette planète par Galilée (1610), la présence de ses anneaux pertubaient l'interprétation de son étude. Ce n'est qu'en 1659 que Huygens est parvenu a résoudre ce mystère. Nous l'avons vu, nous savons aujourd'hui que Jupiter possède également des anneaux, comme en fait toutes les autres Géantes. Saturne demeura néanmoins la planète aux anneaux durant plus de trois siècles, jusqu'en 1977 ! Saturne a la plus petite densité des planètes de notre système solaire : 0,7 g/cm3 (1 étant la référence de l'eau). Sa surface est balayée par des vents très violents : 1 800 km/h ! Sa composition est par contre, une fois encore, proche de celle de Jupiter avec l'hydrogène (75 %) et l'hélium (25 %) en principaux éléments auxquels s'ajoutent quelques traces d'amoniac et de méthane et un noyau rocheux (de 12 000 °C !) recouvert d'une nappe d'hydrogène métallique liquide, puis d'une autre d'hydrogène mêlée à de la glace. Tout ceci permet à Saturne d'irradier un champ magnétique phénoménal et davantage d'énergie par elle-même qu'elle n'en récupère du Soleil. Ceci explique notamment sa grande luminosité. Ses anneaux, eux aussi, sont très lumineux et de fait facilement observables à l'aide d'un petit téléscope. Il y en a sept en tout : 2 plus larges et 5 plus fins. Ils se constituent de milliers de particules mesurant entre 1 centimètre et 10 mètres, voire probablement quelques kilomètres pour certains d'entre eux. Même si leur diamètre atteint 250 000 km, leur épaisseur n'éxcède pas 200 mètres ! Les anneaux sont essentiellement composés de glace ou de roches qui en sont recouvertes. Les zones d'ombres qui y furent décelées par les sondes Voyager 1 et 2 seraient en fait dues à un déplacement des débris annulaires à la verticale par rapport au reste de l'anneau. Ce mouvement pourrait avoir été engendré par certains des nombreux orages magnétiques saturnien. Si les astrophysiciens avancent que la forme et la division des anneaux seraient dues à l'attraction des satellites les plus proches de Saturne, le système annulaire saturnien demeure trop complexe et son fonctionnement nous échappe encore, de même que son origine.

URANUS

Citation :

Uranus est la troisième planète du groupe des Géantes la plus imposante de notre système solaire (après Jupiter et Saturne et avant Neptune). Elle a été découverte en 1781 par Herschel qui la prit dans un premier temps pour une comète. Dans un deuxième temps, à l'époque déjà, il dut se contenter d'une fade sphère verdâtre qu'il baptisa "Planète Géorgienne" en l'honneur du Roi George III d'Angleterre. Il fallut attendre 1850 pour que le nom d'Uranus soit définitivement adopté. Uranus orbite autour du Soleil avec un axe de rotation inhabituel, puisqu'il coïncide pratiquement avec l'axe du plan écliptique de son orbite. Autrement dit, Uranus n'est pas positionnée à la perpendiculaire du tracé de son orbite (comme la Terre qui présente toujours son équateur au Soleil), mais presque en parallèle, ses pôles orientés vers le Soleil. De telle sorte que l'on ne peut aujourd'hui affirmé avec exactitude lequel des ses deux pôles est le Nord ou le Sud. Uranus est dépourvu de noyau rocheux, remplacé par un ensemble d'éléments répartis plus ou moins uniformément au contact d'une épaisse couche d'hydrogène liquide métallique. A la surface de roches et de diverses glaces, l'atmosphère contient lui aussi de l'hydrogène (82 %) et de l'hélium (15 %) qui prédominent et cohabitent avec des composants à la présence mineure, mais plus importante que pour les deux Géantes précédentes : Oxygène, azote, carbone et surtout méthane. Cette atmosphère riche en méthane est probablement la cause des basses températures et de l'aspect extérieur d'Uranus qui donne l'impression d'une surface bleue-verte (le méthane absorbe la lumière rouge), lisse et dépourvue du moindre détail géomorphologique. Les mouvements des nuages en sont difficilement repérables, malgré des ouragans soufflant parfois jusqu'à 720 km/h ! Comme toutes les géantes gazeuses, Uranus possède des anneaux, aussi sombres que ceux de Jupiter et donc beaucoup moins vite découverts que ceux de Saturne. Ils furent les deuxièmes à être découverts, ce qui révolutionna la façon d'étudier le phénomène des anneaux que l'on croyait alors uniquement saturniens. On dénombre à ce jour 11 faibles anneaux pour Uranus, d'une composition relativement identique à ceux de Saturne.

NEPTUNE

Citation :

Neptune est la plus éloignée des planètes géantes gaseuses. Elle a un diamètre équatorial de 9,500 kilomètres (30,760 milles). Si Neptune était vide, elle pourrait contenir presque soixante fois le volume de la Terre. Neptune complète son orbite en 165 ans. Elle a huit lunes dont six d'entre elles furent trouvées par la sonde Voyager. La durée d'une journée sur Neptune est de 16 heures et 6.7 minutes. Neptune fut découverte le 23 september 1846 par Johann Gottfried Galle, de l'Observatoire de Berlin, et Louis d'Arrest, un étudiant en astronomie, grâce aux prédictions mathématiques d'Urbain Jean Joseph Le Verrier. Les deux tiers internes de Neptune sont composés d'un mélange de roche fondue, d'eau, d'ammoniaque et de méthane liquide. Le tiers externe est un mélange de gaz chaud comprenant de l'hydrogène, de l'hélium, de l'eau et du méthane. C'est le méthane qui donne à Neptune sa couleur bleue. Neptune est une planète dynamique avec plusieurs grandes taches sombres qui rappellent les ouragans de Jupiter. La plus grande, appelée la Grande Tache sombre, est de la taille de la Terre et est similaire à la Grande Tache rouge de Jupiter. Voyager a révélé un petit nuage de forme irrégulière, se déplaçant (scooting) vers l'est, en faisant le tour de Neptune approximativement en 16 heures. Ce scooter, tel qu'il a été surnommé, pourrait être un panache nuageux s'élevant au dessus d'une structure nuageuse plus profonde. De longs nuages brillants, semblables aux cirrus de la Terre, ont été vus dans la haute atmosphère de Neptune. Près de l'équateur, dans l'hémisphère nord, Voyager a saisi des images de trainées de nuages projetant leur ombre sur un couvert nuageux plus profond. On a observé sur Neptune les vents les plus violents jamais enregistrés sur une planète. Les vents soufflent surtout vers l'ouest, à l'opposé du sens de rotation de la planète. Près de la Grande Tache sombre, les vents soufflent jusqu'à 2,000 kilomètres/heure (1,200 miles à l'heure). Neptune a quatre anneaux, lesquels sont très étroits et pâles. Les anneaux sont faits de particules de poussière issues de l'impact de petites météorites sur les lunes de Neptune. Les télescopes, sur Terre, nous montrent les anneaux comme des arcs, mais vus de Voyager 2, ces arcs se révèlent être des points brillants ou des amas dans le système d'anneaux. La cause de ces amas brillants est inconnue. Le champ magnétique de Neptune, comme celui d'Uranus, est penché à 47 degrés de son axe de rotation et est décalé d'au moins 0.55 rayon (presque 13,500 kilomètres ou 8,500 miles) du centre physique de la planète. En comparant les champs magnétiques des deux planètes, les scientifiques pensent que leur orientation extrême peut être une caractéristique de l'écoulement des fluides à l'intérieur de ces planète et non pas le résultat de l'inclinaison des planètes ou de possible inversion de champ de ces planètes.

PLUTON

--Message edité par Capitaine de Lacy le 2006-04-19 17:52:59--

LES GALAXIES

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006
Reproduction du texte à fins non commerciales autorisée moyennant mention de la source

GALAXIE ELLIPTIQUE

Citation :

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 Messier 49 dans l'amas de la Vierge, photographiée par le télescope KPNO. Crédit : NOAO/AURA/NSF

Citation :

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.

GALAXIE SPIRALE

Citation :

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. 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.

La galaxie spirale NGC 1232, située à 100 millions d'années-lumière et d'un diamètre d'environ 200 000 années-lumière (constellation Eridan). Crédit : ESO/VLT

Citation :

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.

GALAXIE LENTICULAIRE

Citation :

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.

GALAXIE IRREGULIERRE

Citation :

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. 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.

--Message edité par Capitaine de Lacy le 2006-04-19 17:50:49--

Une planète peut-être tellurique(formée d'un amas de roches), gazeuse ou de glace(ca dépend du goût, pluton est à la myrtille, c'est pour ça qu'elle est violet).

Les planètes telluriques ont une forte attraction mais un petit volume, tandis que les gazeuses on un fort volume mais une petite attraction.

Je ne suis pas sûr du tout que les planètes gazeuses qui sont énormes (Jupiter, Lacy tu me corrige si je me trompe) aient une faible attraction je dirais même plutôt le contraire qu'elles en ont une énorme !

Zedd

Yeah, joli topic Capitaine   !
Mais, si tu pouvais expliquer plus simplement ce qu'est un trou noir, sans passer par Wikipédia ou autre (qui est tout de même une très bonne source d'information) je t'en serais gré, parce que j'ai pas tout pigé  

Ok Darkshal, je vais reprendre les sections en expliquant plus clairement. Ca va prendre un petit moment.

Je crois bien qu'un trou noir est un aspirateur de ...matière? C'est une planète en fin de vie qui s'est effondrée sur elle même...créant un machin tout zarb..blablabla

Certains affirment que le trou noir est relié à un Trou Blanc , d'où la matière ressort "Exotique" et que certains sont interessé par ce possible voie de communication..

J'ai juste Cap'tain? c'est mes souvenirs de 3, lors d'un exposé en Physique..alors bon  

--Message edité par Eurynome le 2006-04-19 11:36:38--

Sujet très très intéressant!!!    
Moi qui adore l'astronomie!!!!

Par contre, pour en revenir aux risques qui menacent notre planète, il y en a un que peu de gens connaissent. Des hypothèses stipulent que le coeur de toutes les galaxies serait un gigantesque trou noir, ce qui paraît logique après tout... Mais certains trous noirs ne sont pas statiques et se promènent dans les galaxies.
Le pire danger pour notre système solaire à l'heure actuelle serait qu'un de ces trous noirs croise notre route. Dans ce cas précis, je n'ose pas imaginer les conséquences à la fois pour notre planète et pour la vie...

LoP, une petite note de pessimisme parfois...

--Message edité par Lord of Plague le 2006-04-19 12:06:47--

De toutes façon, je pense que nous serions mort avant que notre système solaire ne soit aspiré par un trou noir par cause des première variation: et pour répondre à ta question; ce ne serait pas un trou blanc mais une naine Blanche. Pour l'explication, voit voir la rubrique "NOVA".

Le Warp de WH40K serait une forme de trou noir ???  

--Message edité par Capitaine de Lacy le 2006-04-19 13:13:23--

l'étoile qui tourne sur elle même ultra rapidement comme dans la nébuleuse du crane s'appelle un Pulsar, c'est comme un phare dans l'espace et cela sert de point de repére
il existe aussi des pulsars milli-seconde
http://www.ac-nice.fr/clea/Pulsars.html

pour les étoiles il existe aussi ce qu'on appelle les
Wolf-Rayet (étoile)
définition de Fabrice Mottez
Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles très chaudes (de 25 000 à 50 000 degrés), très massives (plus de vingt masses solaires), émettant de grandes quantités de rayonnements et de matière. Le spectre de l’étoile (sa signature chimique révélée par l’analyse de sa lumière) comporte des raies d’émission (des domaines étroits de longueur d’onde où l’intensité lumineuse est plus élevée qu’aux autres longueurs d’onde) caractéristiques de la matière expulsée par l’étoile.

Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles massives en fin de vie. Les réactions de fusion nucléaires opérées dans ses parties internes ont produit des éléments relativement lourds (pour une étoile) comme le carbone et l’oxygène et ces éléments remontent vers la surface de l’étoile. Ces éléments sont assez opaques : ils absorbent une grande proportion de la lumière émise depuis les régions internes de l’étoile. L’énergie lumineuse ainsi absorbée est transformée de façon à accélérer la matière située dans les régions externes de l’étoile. Ce qu’on voit en observant une étoile Wolf-Rayet n’est pas l’étoile elle même, mais la matière, très brillante et très chaude qu’elle expulse. Cette perte de matière équivaut à une masse solaire en 100 000 ou 1000 000 d’années, ou une masse terrestre par an. Ces pertes de matières raccourcissent singulièrement l’espérance de vie de l’étoile. Les astrophysiciens pensent que la phase Wolf-Rayet, dans l’existence d’une étoile massive, précède immédiatement son explosion en supernova.

Les étoiles Wolf-Rayet sont très brillantes. Pourtant, comme elles sont toutes loin du Soleil, aucune d’entre elles n’est facilement visible à l’œil nu. La plus brillante d’entre elles visible dans l’hémisphère Nord (HD50896) a une magnitude apparente de 6 (limite de la perception à l’œil nu).

http://www.cosmovisions.com/WR.htm

N44F, située dans le Grand Nuage de Magellan (Dorade), au sein du complexe nébulaire étiqueté N44, est une bulle de gaz et de poussières d'environ 35 années-lumière de diamètre, soufflée dans le milieu interstellaire par une étoile massive (étoile de Wolf-Rayet) située près de son centre. La matière qui constitue cette bulle est rejetée sous forme de vent stellaire à un taux qui équivaut à cent millions de fois celui que représente le vent solaire. Les particules soufflées sont animées de vitesses de l'ordre de 7 millions de kilomètres par heure (1,5 millions de km/h "seulement" dans le cas du Soleil). Les parois de la bulle correspondent à la région où ce vent vient cogner le milieu interstellaire ambiant. Le choc explique l'élévation de température qui ionise les atomes pour former la nébuleuse brillante que l'on observe.

--Message edité par ecarlate le 2006-04-19 13:23:08--