Astronomie

Existe-t-il une seule ligne d'hélium la plus proéminente ?

Existe-t-il une seule ligne d'hélium la plus proéminente ?

Il y a une raie spectrale proéminente à ~ 1420 MHz causée par l'hydrogène. D'après ce que je peux dire, c'est l'émission électromagnétique la plus notable de l'hydrogène en radioastronomie.

Existe-t-il un équivalent ligne d'hélium -- une seule émission radio importante d'hélium dans l'espace ?

(Et existe-t-il également des équivalents pour d'autres éléments ?)


Je ne suis pas au courant qu'il existe une seule ligne d'hélium qui soit aussi importante ou utile que la ligne de 21 cm pour l'hydrogène.

La ligne de 21 cm est due à une transition hyperfine dans le 1s état fondamental de l'hydrogène. Il est remarquable en raison de sa force, mais aussi de son utilité pour cartographier l'hydrogène neutre dans l'univers, ce qui est impossible en optique puisqu'il est absorbé par l'hydrogène neutre. C'était en fait la première raie spectrale de ce type observée dans la partie radio du spectre, et elle est si fondamentale que les sondes Pioneer et Voyager ont utilisé la longueur de la transition comme unité de temps et de distance sur les plaques qu'elles portent, de sorte que les extraterrestres potentiels pourrait décoder les messages.

Il y a beaucoup plus de raies spectrales en radio à partir d'éléments plus lourds, et tout un domaine dédié à leur observation et à leur compréhension : la spectroscopie radiofréquence.

Pour l'hélium en particulier, des raies hyperfines peuvent également être observées ; la transition hyperfine de l'isotope $^3$He a une longueur d'onde ~4mm. Le même isotope émet également une ligne de recombinaison, où un électron se recombine avec un ion et tombe à des niveaux d'énergie inférieurs, émettant un photon dans le processus. Les longueurs d'onde de telles raies de recombinaison pour les atomes de type hydrogène (simplement ionisé dans le cas de l'hélium, de sorte qu'il n'a qu'un seul électron) peuvent être estimées à l'aide de la formule de Rydberg :

$$ u = R_{m}cleft[frac{1}{n^2}-frac{1}{(n+Delta n)^2} ight]$$

où $R_m$ est la constante de Rydberg de masse réduite, $n$ est l'état final et $Delta n$ est le changement d'état.

L'estimation des forces de telles lignes est un peu plus compliquée, mais il y a des détails ici.


Hélium

L. Giancarli, . W. Dietz, dans Fusion Technology 1996, 1997

4.3.2 Équipements auxiliaires ITM

Le HCPB-ITM nécessite trois boucles auxiliaires principales : (i) le système de refroidissement He formé par deux boucles He haute pression séparées et indépendantes (ii) le système de purification d'hélium pour purifier en continu l'hélium de refroidissement et (iii) l'extraction du tritium système.

La taille des composants des boucles auxiliaires a été évaluée. Le système d'extraction de tritium peut être placé d'un côté du couloir de transport dans la fosse adjacente au port du module de test. Le caloporteur hélium et les systèmes de purification d'hélium seront placés dans le bâtiment tritium situé à 20 m au-dessus du HCPB-ITM, ce qui est avantageux pour favoriser la convection naturelle du fluide caloporteur en cas de LOFA pour les deux boucles de refroidissement à l'hélium.


Devoirs - S'agit-il d'un blastocyste d'embryon de mammifère, d'une gastrula ou d'une seule phase entre eux ?

L'image montre la formation de blastocyste précoce et de blastocyste tardif.
L'embryon du milieu a un embryoblaste.
Mon professeur dit que le blastocyste en général a un embryoblaste et un trophoblaste.

L'embryoblaste est la masse cellulaire interne mais la chose n'en a rien.
Le dernier embryon ne semble plus avoir de masse cellulaire interne.

Le dernier embryon de la photo n'est-il plus un blastocyste ?

La chose donnée semble être "le blastocyste à couche unique qui donnera naissance à la gastrula", Wikipedia Gastrulation. L'étape donnée semble durer très peu de temps. Cela devrait probablement être appelé phase entre blastocyste et gastrula afin que la chose ne soit pas blastocyste et non gastrula.

Quel est le bon nom pour la chose donnée chez les mammifères ?


Structure et évolution stellaires

VI.A Nouvelle évolution de 1 M⊙ Étoiles

La phase de transition vers la région de la géante rouge, au cours de laquelle l'étoile évolue vers la droite dans le diagramme H-R, se déroule sur une échelle de temps courte par rapport à la durée de vie de la séquence principale, mais suffisamment longue pour que les étoiles subissant la transition devrait être observable dans les anciens clusters. Au fur et à mesure que l'enveloppe convective s'approfondit, la trajectoire évolutive change de direction dans le diagramme H-R, et la luminosité augmente considérablement tout en Teff ne diminue que lentement. Le bord intérieur de la zone de convection se déplace vers l'intérieur jusqu'à un point situé juste à l'extérieur de la coquille brûlant de l'hydrogène à l'intérieur de la coquille se trouve le noyau dense et brûlé composé principalement de He et dont la masse augmente avec le temps. Les températures dans la coque augmentent au point où le cycle CNO prend le relais comme principale source d'énergie. L'enveloppe convective externe devient suffisamment profonde pour atteindre les couches dans lesquelles C a été converti en N par les réactions (10)-(12) , qui se déroulent à une température légèrement inférieure à celle requise pour que le cycle complet se mette en marche. La modification du rapport C sur N à la surface de l'étoile, attendue en raison du mélange convectif, a été vérifiée dans certains cas par des observations d'abondance dans les étoiles géantes rouges. L'abondance de surface d'oxygène n'est pas affectée. Ce processus est connu sous le nom de premier dragage . Au fur et à mesure que le soleil évolue vers une luminosité élevée sur la branche de la géante rouge, il subit un épisode de perte de masse, qui, selon le taux de perte de masse incertain, pourrait entraîner la perte des 25% externes de la masse.

La combustion de l'hélium dans le noyau commence finalement lorsque sa masse est d'environ 0,45 M. En ce moment, L ≈ 2 × 10 3 L, Tc = 10 8 K, etc = 8 × 10 5 g cm -3 . Au centre, le gaz d'électrons est bien dégénéré donc, la pression totale du gaz dépend fortement de la densité mais pas de la température. La vitesse de réaction de combustion de l'hélium est très sensible à T lorsque la réaction démarre, la région locale chauffe quelque peu et la vitesse de réaction augmente, ce qui entraîne un chauffage supplémentaire. Dans des circonstances normales, l'augmentation T entraînerait une pression accrue, provoquant une expansion de la région au point où le taux de production d'énergie correspondrait au taux auquel l'énergie pourrait être emportée. Cependant, dans des conditions dégénérées, la pression ne répond pas, seule une très légère expansion se produit et la région se réchauffe simplement, entraînant une croissance galopante de la production d'énergie. Cette instabilité thermique est connue sous le nom de flash d'hélium, pendant laquelle la luminosité peut augmenter jusqu'à 10 11 L pendant une brève période sur le site flash. Cette énorme luminosité est absorbée principalement dans l'expansion progressive du noyau, dont la densité diminue d'un facteur 40, et la luminosité à la surface n'augmente pas. Au contraire, l'expansion des régions internes entraîne une diminution de la température à la source d'enveloppe d'hydrogène, une réduction de la génération d'énergie, une réduction de la luminosité de surface et une contraction des couches externes pour compenser. La température dans le cœur s'élève au point où il n'est plus dégénéré, un refroidissement peut se produire, et la vitesse de réaction nucléaire redevient régulée. Relativement peu Il est en fait brûlé pendant le flash, et l'étoile s'installe près de la branche géante rouge, mais avec une réduction L = 40 L (voir fig. 10 ). La production d'énergie provient à la fois de la combustion de l'hélium du cœur et de la combustion de l'hydrogène de la coque. Bien qu'une zone de convection se développe dans la région de l'éclair d'hélium, elle ne se relie pas à la zone de convection externe, et donc les produits de la combustion de l'hélium ne sont pas mélangés vers l'extérieur vers la surface de l'étoile à ce moment.

L'hélium brûle dans le noyau, le convertissant en C et O. Lorsque l'hélium est épuisé dans le noyau, cette région commence à se contracter jusqu'à ce que la combustion de l'hélium s'établisse dans une région de l'enveloppe. La coquille brûlant de l'hydrogène est donc toujours active, l'étoile a maintenant une source à double coquille entourant le noyau, et l'enveloppe convective s'étend toujours vers l'intérieur jusqu'à un point juste à l'extérieur de la coquille brûlant de l'hydrogène. L'étoile reprend sa montée en luminosité le long de la branche géante asymptotique (AGB voir Fig. 10 ). Les sources de coquille deviennent plus minces, plus chaudes et plus proches les unes des autres. Le noyau devient dégénéré, et l'augmentation de sa température s'arrête parce que l'énergie libérée par la contraction doit aller dans l'élévation des électrons dans des états d'énergie de plus en plus élevés et à cause des pertes de neutrinos. La structure de l'étoile est divisée en trois régions : (1) le dégénéré C/O noyau, dont la masse atteint environ 0,6 M, àc à plus de 10 6 g cm -3 , et maintient un rayon d'environ 10 9 cm (2) les coquilles brûlant de l'hydrogène et de l'hélium, qui sont séparées par une très fine couche d'He et qui ne contiennent qu'une infime fraction du total masse et (3) l'enveloppe convective étendue, qui a encore essentiellement ses abondances d'origine de H et He et une densité moyenne de seulement environ 10 -7 g cm -3 , s'étend jusqu'à une taille maximale d'environ 200 R (voir fig. 11 ). L'enveloppe brûlant de l'hélium est soumise à une instabilité thermique au cours de laquelle la production d'énergie augmente localement jusqu'à des valeurs maximales de 10 6 L. Ces événements, connus sous le nom d'éclairs d'enveloppe d'hélium, se répètent sur une période d'environ 10 5 ans et entraînent des changements de luminosité de surface de facteurs de 5 à 10.

ILLUSTRATION 11 . Le rayon extérieur (Reff) d'un modèle d'évolution du soleil, en fonction du temps, à partir de la séquence principale de l'âge zéro (trait plein). La ligne pointillée fait référence à la phase de pré-séquence principale. Le soleil actuel est indiqué par un cercle ouvert. Les lignes pointillées indiquent les distances orbitales des planètes intérieures. Ces orbites se déplacent vers l'extérieur à des moments où le soleil subit une perte de masse rapide. A la fin de la simulation, la masse du soleil a été réduite à 0,54 M. Les oscillations dans la partie droite du diagramme sont causées par des éclats d'obus d'hélium. [Adapté avec la permission de Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I. et Kraemer, K. E. (1993). Astrophys. J. 418, 457. © The American Astronomical Society.]

Au fur et à mesure que l'étoile augmente en luminosité, jusqu'à un maximum d'environ 5000 L, il développe à nouveau un vent stellaire de plus en plus fort, à la suite duquel il subit une perte de masse supplémentaire. Bien que le mécanisme derrière cette éjection de masse finale ne soit pas complètement compris, il est probable que l'étoile devienne d'abord instable pulsationnellement. En fait, de nombreuses étoiles dans cette partie du diagramme H-R ont une luminosité variable avec des périodes d'environ un an. Au fur et à mesure que la luminosité augmente, l'amplitude des oscillations augmente et finit par croître jusqu'au point où une petite quantité de masse au bord extérieur est amenée à échapper à la vitesse. La formation de grains dans les couches externes très froides de ces étoiles pulsantes peut contribuer à la perte de masse, la pression de rayonnement sur elles peut entraîner un vent stellaire. Dans tous les cas, la quasi-totalité de l'enveloppe riche en hydrogène est éjectée, laissant derrière elle le cœur, les sources d'enveloppe et une fine couche de matériau riche en hydrogène sur le dessus. L'étoile entre maintenant dans la phase de nébuleuse planétaire.

Le système se compose désormais d'une étoile centrale compacte et d'une enveloppe diffuse en expansion, connue sous le nom de nébuleuse planétaire. L'étoile évolue vers la gauche dans le diagramme H-R à une luminosité presque constante d'environ 5000 L, avec Teff passant de la valeur géante rouge d'environ 4000 à plus de 10 5 K. Une fois Teff dépasse 30 000 K, le rayonnement ultraviolet provoque une fluorescence dans la nébuleuse, la faisant briller en lumière optique (Fig. 12). Le temps d'évolution de la région de la géante rouge au maximum Teff est d'environ 10 5 ans, période pendant laquelle le rayon diminue de sa valeur maximale à environ 0,1 R (Fig. 11). La source d'énergie nucléaire d'un ou des deux obus est toujours active. L'enveloppe externe riche en hydrogène diminue en masse à mesure que le carburant est brûlé, et éventuellement, lorsque la masse de l'enveloppe diminue à ∼10 -4 M, il n'est plus assez chaud pour brûler. Les couches externes se contractent jusqu'à ce que le rayon approche d'une valeur limite, auquel cas seule une très légère contraction gravitationnelle supplémentaire est possible car pratiquement toute l'étoile est fortement dégénérée en électrons et la pression électronique élevée la soutient contre la gravité. Essentiellement, la seule source d'énergie qui reste est le refroidissement de l'intérieur chaud. À partir de ce point, l'étoile évolue vers le bas et vers la droite dans le diagramme H-R et entre bientôt dans la région de la naine blanche. Ainsi, l'état final de l'évolution de 1 M est une naine blanche d'environ 0,6 M.

ILLUSTRATION 12 . La nébuleuse planétaire géante NGC 7293 (réflecteur Shane 120 pouces). (Lécher la photographie de l'Observatoire.)


Existe-t-il une seule ligne d'hélium la plus proéminente ? - Astronomie

Le spectromètre (ou spectrographe) est un appareil utilisé pour observer ou à l'aide d'une caméra ou d'un autre équipement pour enregistrer des spectres La spectroscopie est l'utilisation d'un spectromètre pour effectuer une analyse chimique de l'énergie radiative impliquée dans les interactions à la source de cette énergie . Parfois, l'équipement peut être optimisé pour des applications spécifiques, par exemple le spectrohélioscope a été conçu pour étudier le spectre du Soleil. Les instruments Shelyak sont bien à l'aise dans les universités et les laboratoires de recherche gouvernementaux. cependant,

Shelyak a non seulement développé des instruments de précision abordables, mais en diffusant les connaissances
ils popularisent un créneau de l'astronomie scientifique. Ils ont vraiment un impact positif
parmi les communautés amateurs et éducatives.

Il existe de nombreux articles de qualité facilement accessibles à ceux qui cherchent à en savoir plus sur les spectrographes et la spectroscopie, un certain nombre d'excellents articles d'introduction et d'instruction sont ajoutés à notre section Notes Shelyak et articles intéressants, nous ne fournirons donc pas un examen approfondi ici. Mais pour ceux qui cherchent une brève explication :

Qu'est-ce que c'est? Le mot spectre est dérivé des termes latins spectre, signifiant “une image ou une apparition”, et de specere signifiant “observer”. C'est au XVIIe siècle, certainement une époque de découvertes, que le terme spectre a été appliqué pour la première fois dans le domaine de l'optique. Sir Issac Newton a expérimenté avec des lentilles optiques et des miroirs, et c'est lui qui, avec une paire de prismes simples en 1666, a expliqué pour la première fois comment la lumière du soleil était composée de nombreuses couleurs. Il en est venu à définir le spectre comme l'arc-en-ciel de couleurs à spectre continu qui apparaît lorsque la lumière blanche traverse un prisme de verre dispersif et se sépare en ses couleurs composantes (pures). En 1704, Sir Issac avait accumulé suffisamment de nouvelles connaissances pour publier Optiques, qui comprenait une étude détaillée de la dispersion et de la recombinaison des couleurs par des prismes parmi d'autres sujets.

À droite : démonstration de prisme de verre de la lumière blanche et de sa dispersion en couleurs composantes (28 448 octets).

La gamme de couleurs visibles du spectre s'étend de la gamme supérieure de l'ultraviolet à environ 370 nm, en passant par le bleu, le vert, les rouges et dans le rouge profond à environ 700 nm où le spectre infrarouge commence. Les raies spectrales sont produites par l'émission ou par l'absorption d'énergie sous forme de lumière. Ces raies spectrales de longueur d'onde plus sombres (absorption) ou plus claires (émission) ont un emplacement précis sur le spectre qui est causé par des atomes électriquement chargés ou un groupe d'atomes (molécule) en corrélation avec des éléments spécifiques. Ainsi, l'emplacement de cette ligne indique l'élément, son empreinte digitale pour ainsi dire, tandis que la proéminence de cette ligne est un indicateur de l'abondance de cet ion.

Ces indicateurs d'éléments spécifiques ont été décrits pour la première fois en 1802 par le chimiste anglais William Hyde Wollaston (1766-1828) dont les observations ont conduit à la découverte de plusieurs éléments, substances qui sont les éléments constitutifs de la matière, dans le Soleil. Plus tard, le physicien allemand Joseph von Fraunhofer (1787-1826) a également noté ces lignes, il les a observées et les a soigneusement mesurées, identifiant ainsi quelque 570 lignes. Une partie de sa renommée à ce jour provient d'avoir marqué les lignes les plus importantes avec les lettres A à K connues sous le nom de lignes de Fraunhofer, celles-ci sont illustrées sur l'illustration du spectre ci-dessous :


Ci-dessus : spectre allant de l'ultraviolet sous vide (180 nm), au visible (𞶢 à 700 nm) et à l'infrarouge (au-dessus de 900 nm).
Cela illustre également plusieurs des lignes de Fraunhofer les plus connues (C à K).

Les couleurs contenant une seule longueur d'onde sont appelées couleurs pures ou spectrales. Vous pouvez voir dans le spectre montré ci-dessus que le spectre ne contient cependant pas toutes les couleurs que l'œil humain peut distinguer, c'est parce que les couleurs insaturées comme le rose, ou les variations violettes comme le magenta sont absentes par exemple n'apparaissent que lors de la combinaison de plusieurs longueurs d'onde . Au fur et à mesure que la science a acquis une meilleure compréhension de la nature des choses, le terme spectre a été appliqué bien au-delà du visible et à l'ensemble du spectre électromagnétique.

Que faisons-nous avec ? En astronomie, la classification stellaire comprend la caractérisation des étoiles en fonction de leur composition chimique dérivée de l'étude de leurs caractéristiques spectrales (ou élémentaires). La pratique a été étendue à l'étude et à la classification des nébuleuses et autres corps célestes. La spectroscopie a permis d'identifier des éléments aussi bien sur Terre que dans l'espace. Par exemple, en 1868, le scientifique anglais Sir Joseph Norman Lockyer (1836-1920) menait des études du Soleil avec son télescope réfracteur à ouverture de 6 pouces qu'il équipait d'un spectroscope. Il aurait observé quelque chose comme le spectre solaire ci-dessous :
Dans le spectre d'une zone proche du limbe du Soleil, il a observé une ligne jaune proéminente à 587,49 nm, après avoir éliminé d'autres éléments comme ayant produit cette ligne, il a nommé l'élément auparavant inconnu. Hélium après le grec Hélios. Plus tard, au cours de l'éclipse solaire totale du 18 août 1868, l'astronome français Pierre Jules César Janssen (1824-1907) a indépendamment noté le même élément apparaissant dans le spectre d'une proéminence. Lockyer et Janssen ont été crédités comme co-découvreurs de l'hélium, qui a ensuite été isolé sur Terre par d'autres scientifiques. Incidemment, la lentille du télescope 6-¼ d'origine a été retirée du tube optique d'origine fait maison installé dans un assemblage de tube amélioré en 1871 qui reste utilisé à l'observatoire Norman Lockyer du Lockyer Technology Center & Planetarium dans le sud-ouest de l'Angleterre.

Spectroscopie : comment nous procédons

Comme expliqué ci-dessus, le rayonnement électromagnétique de l'étoile est analysé en le divisant avec un prisme ou un réseau de diffraction en un spectre qui présente l'arc-en-ciel de couleurs entrecoupé de raies d'absorption. Chaque ligne indique un ion d'un certain élément chimique avec l'intensité de cette ligne indiquant l'abondance de cet ion. L'abondance relative des différents ions varie avec la température de la photosphère. La classe spectrale d'une étoile est un code court qui peut résumer de nombreux aspects de cette étoile, y compris son stade de vie, l'état d'ionisation, et cela fournit une mesure objective de la température de la photosphère et de sa densité.

A droite : Spectrographe Shelyak LHIRES III utilisé pour les études solaires, attaché à un télescope apochromatique TeleVue Optics (65 921 octets).
À gauche se trouve un exemple de spectrographe du Soleil du LHIRES III, notez combien de données de résolution plus élevée sont produites que celles avec lesquelles les premiers scientifiques devaient travailler.
Cliquez sur l'image pour voir la vue agrandie (87 254 octets).

“S'il émet, alors vous devez … retirer votre réseau de diffraction”. Martin Cohen


Émission ou Absorption : le spectre d'émission que nous observons est le spectre des fréquences de rayonnement électromagnétique émis par un atome ou une molécule faisant la transition d'un état à haute énergie à un état à plus basse énergie. L'énergie du photon émis est égale à la différence d'énergie entre les deux états. Il existe de nombreuses transitions électroniques possibles pour chaque atome, et chaque transition a une différence d'énergie spécifique. Cet ensemble de différentes transitions, conduisant à différentes longueurs d'onde rayonnées, constitue un spectre d'émission. Le spectre d'émission de chaque élément est unique. Par conséquent, la spectroscopie peut être utilisée pour identifier les éléments en matière de composition inconnue. De même, les spectres d'émission de molécules peuvent être utilisés dans l'analyse chimique de substances.

La spectroscopie peut même être effectuée dans l'intimité de votre propre maison

À gauche : Plafonnier avec ampoules à filament de tungstène tel qu'il apparaît à l'œil nu. Mais glissez un réseau de diffraction économique en ligne entre vous et la caméra, et WOW !
Passez la souris sur l'image pour voir comment les spectres sont révélés par le réseau de diffraction, les spectres sont les “empreintes digitales” des éléments.
Images de Company Seven, (51 520 octets et 106 302 octets).

La spectroscopie d'absorption fait référence aux techniques spectroscopiques qui mesurent l'absorption d'un rayonnement, en fonction de la fréquence ou de la longueur d'onde, en raison de son interaction avec un échantillon. L'échantillon absorbe de l'énergie, c'est-à-dire des photons, du champ rayonnant. L'intensité de l'absorption varie en fonction de la fréquence, et cette variation est le spectre d'absorption. La spectroscopie d'absorption est réalisée à travers le spectre électromagnétique. La spectroscopie d'absorption est utilisée comme outil de chimie analytique pour déterminer la présence d'une substance particulière dans un échantillon et, dans de nombreux cas, pour quantifier la quantité de la substance présente. Les spectroscopies infrarouge et ultraviolet-visible sont particulièrement courantes dans les applications analytiques. La spectroscopie d'absorption est également utilisée dans les études de physique moléculaire et atomique, la spectroscopie astronomique et la télédétection.

Instruments Shelyak : Instruments de spectroscopie de précision pour l'observation et l'imagerie scientifiques

La technologie employée par les scientifiques pionniers était coûteuse et souvent fabriquée sur mesure par des spécialistes possédant des connaissances préalables en physique et un savoir-faire ingénieux. Jusqu'à ces dernières années, ce type d'instrumentation était limité aux observatoires professionnels avec un budget astronomique ! Heureusement pour vous, un accès facile à des instruments de spectroscopie beaucoup plus précis et plus faciles à utiliser, ainsi qu'à des conseils, ne sont qu'un appel téléphonique ou un e-mail à Company Seven. Nos instruments Shelyak sont conçus pour fonctionner dans le spectre visible, cette lumière qui peut être accumulée par les télescopes conventionnels liés à la Terre. Avec ces spectrographes, vous êtes capable de déconstruire cette lumière en la faisant passer à travers un élément dispersif, avec ces instruments à travers un réseau de précision, et ce faisant, on peut déterminer la composition de la source de cette lumière.

La spectro-héliographie était autrefois réservée soit aux observatoires professionnels, soit à certains amateurs d'astronomie de type "amélioration de l'habitat" construisant leur propre instrument. Cependant, avec le Lhires III abordable et une petite caméra vidéo ou webcam, il est désormais possible d'enregistrer des vidéos de spectres tout en balayant la surface solaire.

Non seulement ces instruments révèlent les éléments qui composent la source de la lumière, mais avec un spectrographe Shelyak par exemple, des techniques peuvent être appliquées pour mesurer des activités connexes telles que la période de rotation de Jupiter ou de Saturne où un seul spectre dévoilera la ligne inclinée. par effet Doppler.

Dans la conception de ces instruments, par des personnes qui sont également des utilisateurs de la technologie, l'équipe de Shelyak suit des principes clés :

    • Simplicité et facilité d'utilisation sur le terrain.
    • Scientifique : donnez-vous des spectres au service de la science.
    • Qualité technique des résultats obtenus.
    • Universel, travaillant avec une large gamme d'équipements standards, même modestes.
    • Réactivité à vos besoins.
    • Des instruments accessibles à tous.
    . et toujours le plaisir d'observer et de découvrir !

Les étoiles nous envoient une lumière riche en informations, Shelyak Instruments vous permet de la décoder. Les applications sont infinies : ludiques, pédagogiques, vous pourrez même participer à des programmes d'observation contribuant à l'ensemble des connaissances collectées par la communauté scientifique. Après avoir fait l'expérience de la spectroscopie, vous ne regarderez plus les étoiles avec autant de naïveté qu'avant !

Instruments Shelyak : d'autres technologies pour l'astronomie

L'équipe de Shelyak Instruments et de Company Seven comprend des astronomes qui font partie de notre communauté et qui travaillent également avec des astronomes et des chercheurs professionnels. Cela a aidé nos équipes à acquérir les connaissances et les perspectives afin que nous voyions des opportunités pour de nouveaux produits qui facilitent la vie de nos clients ou rendent leurs efforts plus productifs. Shelyak propose des solutions pour les observatoires astronomiques qui incluent :

    • DomeTrackerBeyond : permet à votre dôme d'observatoire de suivre et de tourner avec votre télescope.

Le développement de ces instruments a également toujours été guidé par les mêmes valeurs fondamentales (simplicité, performance, facilité d'utilisation sur le terrain), afin que ceux-ci facilitent également vos observations régulières.


Gaz bosoniques et fermioniques ultrafroids

Alexander L. Fetter , Christopher J. Foot , dans Contemporary Concepts of Condensed Matter Science , 2012

1.2 Circulation quantifiée

Pour une faible vitesse d'écoulement, le liquide 4 He est effectivement incompressible avec ∇ ⋅ v s = 0 . Depuis vs est également irrotationnel, il peut être décrit avec un potentiel de vitesse Φ qui satisfait l'équation de Laplace's, avec v s = ∇ Φ . Pour un fluide quantique, on peut être plus précis, avec Φ = ( ℏ ∕ M ) S , où M est la masse atomique et S est la phase d'une fonction d'onde macroscopique à un corps caractérisant l'état condensé de la mécanique quantique du superfluide 4 He à T = 0 K. La condition irrotationnelle sur vs suggère apparemment que le superfluide ne tournerait pas à T = 0 K, mais les expériences ont montré que le superfluide en rotation avait un ménisque parabolique indépendant de la température (comme celui d'un fluide visqueux classique). En 1949, Onsager proposa sans explication que la circulation superfluide κ = ​ ​ d l ⋅ v s était quantifiée en unités de h/M. Par la suite, Feynman [2] a suggéré que le superfluide en rotation 4 He possède un réseau uniforme de lignes de vortex quantifiées avec une vorticité singulière κ au centre de chaque ligne. 1 Le potentiel de vitesse pour une seule ligne de vortex est proportionnel à l'angle azimutal φ, qui garantit que la fonction d'onde de la mécanique quantique est à valeur unique et reproduit la circulation quantifiée d'Onsager. Feynman a également choisi la densité de vortex surfacique mv pour imiter la rotation du corps solide v sb = Ω × r , ce qui donne n v = M Ω ∕ π ℏ , où where est la vitesse angulaire externe.


Le Big Bang

Cliquez sur l'animation pour jouer

Si l'univers est en expansion, alors à un moment donné dans le passé, il a dû commencer à partir d'un seul point - une idée connue sous le nom de big bang. La découverte de Hubble et le développement ultérieur de la théorie du big bang ont changé l'astronomie pour toujours.

L'image du big bang était basée sur le tracé de Hubble des distances et des décalages vers le rouge d'autres galaxies, mais la théorie fait également plusieurs autres prédictions, dont chacune s'est avérée vraie par les astronomes depuis Hubble. Parmi les plus importants figurent :

1) les plus vieilles étoiles de l'univers sont toutes un peu plus jeunes que le big bang
2) la quantité d'hydrogène et d'hélium, les éléments les plus légers du tableau périodique, correspondent à la quantité qui aurait été produite peu après le big bang
3) les scientifiques ont trouvé un faible champ de rayonnement micro-ondes qui remplit l'univers presque également dans toutes les directions - un faible vestige du rayonnement du big bang

L'observation 1 est une conséquence nécessaire de la théorie du big bang, mais on pourrait soutenir qu'il ne s'agit que d'une coïncidence. Mais il n'existe pas de modèles alternatifs viables pour tenir compte des observations 2 et 3. Les bonnes théories sont des théories utiles - elles établissent des liens entre divers ensembles d'informations et aident à éclairer un large éventail de phénomènes. Sur cette base, l'image du big bang a été l'une des théories les plus réussies en astronomie.


7) Septembre 2012

L'image générale d'une supernova à effondrement du noyau ressemble à ceci. Lorsque la source d'énergie nucléaire au centre d'une étoile est épuisée, le noyau s'effondre. En moins d'une seconde, une étoile à neutrons (ou un trou noir, si l'étoile est extrêmement massive) se forme. La formation d'une étoile à neutrons libère une énorme quantité d'énergie sous forme de neutrinos et de chaleur, ce qui inverse l'implosion. Tout sauf l'étoile à neutrons centrale est emporté à des vitesses supérieures à 50 millions de kilomètres par heure alors qu'une onde de choc thermonucléaire traverse les débris stellaires en expansion, fusionnant des éléments plus légers en éléments plus lourds et produisant une explosion visuelle brillante qui peut être aussi intense que la lumière de plusieurs milliards de Soleils.

Dans cette image composite de G54.1+0.3, les rayons X de Chandra ont été superposés sur les données infrarouges de Spitzer. Les rayons X de Chandra sont visibles en bleu et les données de Spitzer en vert (infrarouge à longueur d'onde plus courte) et en rouge-jaune (infrarouge à longueur d'onde plus longue).

La poussière de G54.1+0.3 vole et engloutit une famille d'étoiles voisine. Les scientifiques pensent que les étoiles sur l'image font partie d'un amas stellaire dans lequel la supernova a explosé. La matière éjectée lors de l'explosion souffle maintenant devant ces étoiles à des vitesses élevées.

La source blanche près du centre de l'image est PSR J1930+1852, une étoile à neutrons dense, en rotation rapide (7 fois par seconde), ou pulsar, laissée derrière l'explosion de la supernova. Ce pulsar, à émission gamma de très haute énergie, est l'un des pulsars les plus jeunes et les plus énergétiques de notre galaxie. Il génère une nébuleuse du vent pulsar, un vent de particules à haute énergie (vu en bleu) qui se propage dans l'environnement environnant, illuminant le matériau éjecté lors de l'explosion de la supernova.

Le flux énergétique de rayonnement et de particules du pulsar a également créé un anneau de particules et deux structures en forme de jet (bleu plus clair).

Pendant l'événement de supernova, le pulsar est fortement magnétisé et crée un énorme champ électrique lorsqu'il tourne. Le champ électrique accélère les particules près du pulsar et produit des jets s'éloignant des pôles, et comme un disque de matière et d'antimatière s'éloignant de l'équateur à grande vitesse. Alors que le flux équatorial pénètre les particules et les champs magnétiques de la nébuleuse, une onde de choc se forme. L'onde de choc propulse les particules à des énergies extrêmement élevées, les faisant briller aux rayons X et produire un anneau brillant. Les particules sortent de l'anneau et des jets pour alimenter la nébuleuse étendue.

La coque infrarouge qui entoure le vent du pulsar est composée de gaz et de poussières qui se sont condensés à partir des débris de la supernova. Au fur et à mesure que la poussière froide se dilate dans l'environnement, elle est chauffée et éclairée par les étoiles de l'amas afin qu'elle soit observable dans l'infrarouge. La poussière la plus proche des étoiles est la plus chaude et brille en jaune sur l'image. Une partie de la poussière est également chauffée par le vent pulsar en expansion lorsqu'elle dépasse le matériau de la coque.

L'environnement unique dans lequel cette supernova a explosé permet aux astronomes d'observer la poussière condensée de la supernova qui est généralement trop froide pour émettre dans l'infrarouge. Sans la présence de l'amas stellaire, il ne serait pas possible d'observer cette poussière jusqu'à ce qu'elle soit énergisée et chauffée par une onde de choc de la supernova. Cependant, l'action même d'un tel chauffage par choc détruirait bon nombre des plus petites particules de poussière. En G54.1+0.3, les astronomes observent une poussière immaculée avant une telle destruction.

Crédit d'image : NASA/CXC/SAO/T.Temim et al. Infrarouge: NASA/JPL-Caltech

29 septembre 2012

Centaure A en infrarouge

C'est le troisième (et dernier) jour d'une série de 3 images de l'étonnante galaxie Centaurus A. Aujourd'hui une image prise en infrarouge. (Hier une image Ultra Deep Field, et la veille une image en rayons X, Submillimeter et Optical.data.)

Centaurus A (également désignée NGC 5128 et Arp 153) est une galaxie en étoile qui mesure 150 000 × 120 000 années-lumière et a une masse d'environ 1 000 milliards de masses solaires. Située dans la constellation australe du Centaure, elle est, à environ 11 millions d'années-lumière, la galaxie active la plus proche de la Terre et fait partie du groupe de galaxies M83. Il s'éloigne de nous à 547 kilomètres par seconde.

La galaxie a un noyau galactique actif et une bande de poussière très inhabituelle. Son renflement est composé principalement d'étoiles rouges évoluées. Le disque poussiéreux, cependant, a été le site d'une formation d'étoiles plus récente, plus de 100 régions de formation d'étoiles ont été identifiées dans le disque.

Centaurus A est de type intermédiaire entre les galaxies elliptiques et à disques (spirales) : le corps principal a toutes les caractéristiques d'une grande elliptique, mais la bande de poussière prononcée se superpose bien au centre, formant un plan de disque autour de cette galaxie. La galaxie tordue est probablement le résultat d'une galaxie spirale plus petite tombant dans une galaxie beaucoup plus grande. Cette collision est également responsable de l'éclatement intense de la formation d'étoiles.

La galaxie est une forte source d'ondes radio et est l'une des radiogalaxies les plus proches de la Terre, de sorte que son noyau galactique actif a été largement étudié par des astronomes professionnels. La galaxie est également la cinquième plus brillante du ciel, ce qui en fait une cible idéale pour l'astronomie amateur, bien que la galaxie ne soit visible que depuis les basses latitudes nord et l'hémisphère sud.

Un jet qui semble provenir du trou noir supermassif central de la galaxie, avec environ un million de fois la masse du Soleil, est responsable des émissions dans les rayons X et les longueurs d'onde radio. En prenant des observations radio du jet séparés par une décennie, les astronomes ont déterminé que les parties internes du jet se déplacent à environ la moitié de la vitesse de la lumière. Les rayons X sont produits plus loin lorsque le jet entre en collision avec les gaz environnants, ce qui entraîne la création de particules hautement énergétiques. Les jets radio de Centaurus A ont une longueur de plus d'un million d'années-lumière.

Centaurus A a la forme d'un parallélogramme dans les images infrarouges. Le parallélogramme se trouve le long de la bande centrale de poussière et d'étoiles de la galaxie active visible dans des images optiques plus familières.

Les astronomes pensent que la forme géométrique frappante représente une vue approximativement latérale du disque de la galaxie spirale en train d'être tordu et déformé par l'interaction. En fin de compte, les débris de la galaxie spirale infortunée devraient fournir du carburant au trou noir supermassif qui se cache au centre de Centaurus A.

Une seule supernova a été détectée dans Centaurus A, la supernova de type Ia SN 1986G, découverte dans la bande de poussière noire de la galaxie. Une supernova de type Ia est le résultat de l'explosion violente d'une étoile naine blanche.

En regardant au plus profond de Centaurus A, les caméras infrarouges pénétrantes du télescope spatial Spitzer ont enregistré cette vue surprenante en février 2004.

Crédit d'image : J. Keene (SSC/Caltech) et al., NASA/JPL-Caltech

28 septembre 2012

Centaurus A (une image de champ ultra-profond)

Pendant trois jours consécutifs, je vous montre des images de l'étonnante galaxie Centaurus A. Hier une image en rayons X, Submillimeter et Optical.data. Aujourd'hui une image Ultra Deep Field, et demain une image prise en infrarouge.

Centaurus A (également désignée NGC 5128 et Arp 153) est une galaxie en étoile qui mesure 150 000 × 120 000 années-lumière et a une masse d'environ 1 000 milliards de masses solaires. Située dans la constellation australe du Centaure, elle est, à environ 11 millions d'années-lumière, la galaxie active la plus proche de la Terre et fait partie du groupe de galaxies M83. Il s'éloigne de nous à 547 kilomètres par seconde.

La galaxie a un noyau galactique actif et une bande de poussière très inhabituelle. Son renflement est composé principalement d'étoiles rouges évoluées. Le disque poussiéreux, cependant, a été le site d'une formation d'étoiles plus récente, plus de 100 régions de formation d'étoiles ont été identifiées dans le disque.

Centaurus A est de type intermédiaire entre les galaxies elliptiques et à disques (spirales) : le corps principal a toutes les caractéristiques d'une grande elliptique, mais la bande de poussière prononcée se superpose bien au centre, formant un plan de disque autour de cette galaxie. La galaxie tordue est probablement le résultat d'une galaxie spirale plus petite tombant dans une galaxie beaucoup plus grande. Cette collision est également responsable de l'éclatement intense de la formation d'étoiles.

La galaxie est une forte source d'ondes radio et est l'une des radiogalaxies les plus proches de la Terre, de sorte que son noyau galactique actif a été largement étudié par des astronomes professionnels. La galaxie est également la cinquième plus brillante du ciel, ce qui en fait une cible idéale pour l'astronomie amateur, bien que la galaxie ne soit visible que depuis les basses latitudes nord et l'hémisphère sud.

Un jet qui semble provenir du trou noir supermassif central de la galaxie, avec environ un million de fois la masse du Soleil, est responsable des émissions dans les rayons X et les longueurs d'onde radio. En prenant des observations radio du jet séparés par une décennie, les astronomes ont déterminé que les parties internes du jet se déplacent à environ la moitié de la vitesse de la lumière. Les rayons X sont produits plus loin lorsque le jet entre en collision avec les gaz environnants, ce qui entraîne la création de particules hautement énergétiques. Les jets radio de Centaurus A ont une longueur de plus d'un million d'années-lumière.

Centaurus A a la forme d'un parallélogramme dans les images infrarouges. Le parallélogramme se trouve le long de la bande centrale de poussière et d'étoiles de la galaxie active visible dans des images optiques plus familières.

Les astronomes pensent que la forme géométrique frappante représente une vue approximativement latérale du disque de la galaxie spirale en train d'être tordu et déformé par l'interaction. En fin de compte, les débris de la galaxie spirale infortunée devraient fournir du carburant au trou noir supermassif qui se cache au centre de Centaurus A.

Une seule supernova a été détectée dans Centaurus A, la supernova de type Ia SN 1986G, découverte dans la bande de poussière noire de la galaxie. Une supernova de type Ia est le résultat de l'explosion violente d'une étoile naine blanche.

Cette image de champ ultra-profond, l'image la plus profonde jamais prise de Centaurus A, est prise par le célèbre astrophotographe Michael Sidonio, www.pbase.com/strongmanmike2002

27 septembre 2012

Centaurus A, une galaxie starburst inhabituelle

Pendant trois jours consécutifs, je vais vous montrer des images de l'étonnante galaxie Centaurus A. Aujourd'hui une image en rayons X, Submillimeter et Optical.data. (Demain une image Ultra Deep Field, et le surlendemain une image prise en infrarouge.)

Centaurus A (également désignée NGC 5128 et Arp 153) est une galaxie en étoile qui mesure 150 000 × 120 000 années-lumière et a une masse d'environ 1 000 milliards de masses solaires. Située dans la constellation australe du Centaure, elle est, à environ 11 millions d'années-lumière, la galaxie active la plus proche de la Terre et fait partie du groupe de galaxies M83. Il s'éloigne de nous à 547 kilomètres par seconde.

La galaxie a un noyau galactique actif et une bande de poussière très inhabituelle. Son renflement est composé principalement d'étoiles rouges évoluées. Le disque poussiéreux, cependant, a été le site d'une formation d'étoiles plus récente, plus de 100 régions de formation d'étoiles ont été identifiées dans le disque.

Centaurus A est de type intermédiaire entre les galaxies elliptiques et à disques (spirales) : le corps principal a toutes les caractéristiques d'une grande elliptique, mais la bande de poussière prononcée se superpose bien au centre, formant un plan de disque autour de cette galaxie. La galaxie tordue est probablement le résultat d'une galaxie spirale plus petite tombant dans une galaxie beaucoup plus grande. Cette collision est également responsable de l'éclatement intense de la formation d'étoiles.

La galaxie est une forte source d'ondes radio et est l'une des radiogalaxies les plus proches de la Terre, de sorte que son noyau galactique actif a été largement étudié par des astronomes professionnels. La galaxie est également la cinquième plus brillante du ciel, ce qui en fait une cible idéale pour l'astronomie amateur, bien que la galaxie ne soit visible que depuis les basses latitudes nord et l'hémisphère sud.

Un jet qui semble provenir du trou noir supermassif central de la galaxie, avec environ un million de fois la masse du Soleil, est responsable des émissions dans les rayons X et les longueurs d'onde radio. En prenant des observations radio du jet séparés par une décennie, les astronomes ont déterminé que les parties internes du jet se déplacent à environ la moitié de la vitesse de la lumière. Les rayons X sont produits plus loin lorsque le jet entre en collision avec les gaz environnants, ce qui entraîne la création de particules hautement énergétiques. Les jets radio de Centaurus A ont une longueur de plus d'un million d'années-lumière.

Centaurus A a la forme d'un parallélogramme dans les images infrarouges. Le parallélogramme se trouve le long de la bande centrale de poussière et d'étoiles de la galaxie active visible dans des images optiques plus familières.

Les astronomes pensent que la forme géométrique frappante représente une vue approximativement latérale du disque de la galaxie spirale en train d'être tordu et déformé par l'interaction. En fin de compte, les débris de la galaxie spirale infortunée devraient fournir du carburant au trou noir supermassif qui se cache au centre de Centaurus A.

Une seule supernova a été détectée dans Centaurus A, la supernova de type Ia SN 1986G, découverte dans la bande de poussière noire de la galaxie. Une supernova de type Ia est le résultat de l'explosion violente d'une étoile naine blanche.

Crédits image : NASA/CXC/CfA/R.Kraft et al. Submillimétrique : MPIfR/ESO/APEX/A.Weiss et al. Optique: ESO/WFI

26 septembre 2012

NGC 17, vestige d'une fusion de galaxies dans Cetus

NGC 17 (également désignée NGC 34) est le vestige d'une fusion de galaxies qui se trouve à quelque 242 millions d'années-lumière dans la constellation de Cetus, la Baleine. Il s'éloigne de nous à 5881 kilomètres par seconde.

Cette galaxie comporte un seul noyau, contenant un disque central bleu avec une structure fine et délicate dans les parties externes, et des queues de marée indiquant la fusion de deux anciennes galaxies à disques de masse inégale. À l'heure actuelle, ces galaxies semblent avoir achevé leur fusion.

Le reste montre des signes clairs que la récente fusion était riche en gaz et accompagnée d'une explosion d'étoiles :
il a un riche système de jeunes amas d'étoiles le disque central bleu semble être jeune, a une structure lisse et sa lumière optique est dominée par une population post-étoile d'environ 400 millions d'années et le centre de NGC 17 entraîne une forte sortie de froid , gaz neutre.

NGC 17 semble avoir d'abord connu une explosion d'étoiles à l'échelle de la galaxie qui s'est ensuite réduite à son état central et obscurci actuel. Le fort écoulement gazeux est arrivé en dernier. La galaxie est toujours riche en gaz et peut maintenir sa forte explosion centrale d'étoiles et présenter une activité centrale modérée pendant un certain temps encore.

Cette image a été prise par le télescope spatial Hubble.
Crédit d'image : NASA, ESA, Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration, et A. Evans (Université de Virginie, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University)

25 septembre 2012

Barnard’s Loop, une nébuleuse en émission dans Orion

La boucle de Barnard (Sh 2-276) est une nébuleuse en émission d'environ 300 années-lumière de diamètre, située à environ 1600 années-lumière dans la constellation d'Orion. Il fait partie du complexe de nuages ​​moléculaires d'Orion qui contient également les nébuleuses lumineuses de la Tête de cheval et d'Orion.

La boucle prend la forme d'un grand arc qui enveloppe une grande partie du complexe d'Orion et entoure à la fois la ceinture d'Orion et l'épée d'Orion. Un groupe de jeunes étoiles chaudes au sein de la nébuleuse d'Orion serait responsable de l'éclairage de la boucle. Vu de la Terre, la boucle de Barnard couvre une grande partie d'Orion.

Cette image avec une combinaison de lumière blanche et de lumière alpha d'hydrogène fait ressortir la couleur et les détails de la boucle de Barnard. La nébuleuse d'Orion (M42) et la nébuleuse de la Tête de cheval (Barnard 33) peuvent également être vues.

Crédit d'image : Chasseur Wilson

24 septembre 2012

Mayall II, un amas globulaire à Andromède

Mayall II (également désigné G1, M31-G1, NGC-224-G1 ou amas d'Andromède) est un amas d'étoiles globulaire massif et légèrement elliptique d'environ 42,5 années-lumière en orbite autour de la galaxie d'Andromède (M31). Il est situé à environ 130 000 années-lumière du noyau galactique d'Andromède et à 2,36 millions d'années-lumière de la Terre dans la constellation d'Andromède, mais il se déplace vers nous à 332 kilomètres par seconde.

C'est l'amas globulaire le plus brillant du Groupe Local (un groupe d'environ 20 galaxies proches, dont la Voie Lactée). Mayal II se compose d'au moins 300 000 étoiles très anciennes - un million selon d'autres sources - avec une masse estimée à quelque 10 millions de masses solaires. L'amas peut contenir un trou noir central de masse intermédiaire d'environ 20 000 masses solaires. L'âge de Mayal II est probablement de 12 milliards d'années !

Un aperçu des détails les plus fins de l'amas permet aux astronomes de voir ses étoiles plus faibles brûlant de l'hélium dont les températures et la luminosité montrent que cet amas d'Andromède et les plus anciens amas de la Voie lactée ont à peu près le même âge. Ces amas se sont probablement formés peu de temps après le début de l'Univers, fournissant aux astronomes un enregistrement de la première ère de formation des galaxies.

En raison de la large distribution d'éléments plus lourds, indiquant plusieurs générations d'étoiles et une grande période de création stellaire, beaucoup soutiennent que Mayal II n'est pas un véritable amas globulaire, mais qu'il s'agit en fait du noyau galactique qui est resté d'une galaxie naine après sa consommation. par Andromède.

Vu de la Terre, Mayal II se trouve presque au milieu de deux étoiles brillantes au premier plan.

Cette image couleur est assemblée à partir d'images séparées prises avec le télescope spatial Hubble dans les longueurs d'onde visibles et proches infrarouges. Crédit d'image : Michael Rich, Kenneth Mighell et James D. Neill (Columbia University), Wendy Freedman (Carnegie Observatories) et NASA

23 septembre 2012

La nébuleuse Frosty Leo, une nébuleuse protoplanétaire en Lion

La nébuleuse Frosty Lion (IRAS 09371+1212) est une nébuleuse protoplanétaire bipolaire en expansion, située à environ 3 000 années-lumière dans la constellation du Lion. La nébuleuse a acquis son nom curieux car on l'a trouvée riche en eau sous forme de grains de glace, et parce qu'elle est située dans la constellation du Lion.

Malgré leur nom, les nébuleuses protoplanétaires n'ont rien à voir avec les planètes : ce sont des nuages ​​de poussière et de gaz formés à partir de la matière libérée par une étoile centrale vieillissante de masse similaire à notre Soleil. Cette nébuleuse est particulièrement remarquable car elle s'est formée loin du plan galactique, loin des nuages ​​interstellaires qui peuvent bloquer notre vue.

La forme complexe comprend un halo sphérique, un disque dense autour de l'étoile centrale, des écoulements en forme de jet de cette étoile dans les régions internes, des lobes et des boucles gigantesques. Cette structure complexe suggère fortement que les processus de formation sont complexes et il a été suggéré qu'il pourrait y avoir une deuxième étoile, actuellement invisible, contribuant à la formation de la nébuleuse.

Les nébuleuses protoplanétaires comme la nébuleuse Frosty Leo ont une courte durée de vie selon les normes astronomiques et sont des précurseurs de la phase de nébuleuse planétaire, dans laquelle le rayonnement de l'étoile fera briller le gaz de la nébuleuse. Leur rareté fait de leur étude une priorité pour les astronomes qui cherchent à mieux comprendre l'évolution des étoiles.

Cette image a été créée à partir d'images prises avec le canal haute résolution de la caméra avancée de Hubble pour les enquêtes.
Crédit d'image : ESA/Hubble et NASA

22 septembre 2012

NGC 3079, une galaxie spirale barrée de la Grande Ourse

NGC 3079 est une galaxie spirale barrée d'environ 70 000 années-lumière de diamètre, située à 56,4 millions d'années-lumière dans la constellation de la Grande Ourse. Elle s'éloigne de nous à 1116 kilomètres par seconde, peut-être avec une compagne, la galaxie elliptique NGC 3073.

Le disque de NGC 3079 est composé d'amas d'étoiles spectaculaires dans des bras spiraux sinueux et de sombres couloirs de poussière. La caractéristique la plus importante de cette galaxie est, cependant, une "bulle" grumeleuse de gaz chaud s'élevant d'un chaudron de matière incandescente au centre même. La bulle a une largeur d'environ 3000 années-lumière et s'élève à plus de 3500 années-lumière au-dessus du disque de la galaxie. Elle est créée par des vents violents (flux de particules à grande vitesse) libérés lors d'une rafale de formation d'étoiles. Les vents continus des étoiles chaudes se sont mélangés à de petites bulles de gaz très chaud soufflées par les supervents des explosions de supernova.

On pense que les supervents jouent un rôle clé dans l'évolution des galaxies en régulant la formation de nouvelles étoiles et en dispersant les éléments lourds vers les parties externes de la galaxie et au-delà. Les astronomes sous-estiment peut-être sérieusement la masse perdue dans les super vents et donc leur influence à l'intérieur et autour de la galaxie hôte.

Les filaments gazeux au sommet de la bulle tourbillonnent dans un vortex et sont expulsés dans l'espace à 6 millions de kilomètres par heure. Fait intéressant, ce gaz n'atteindra pas la vitesse de fuite et retombera sur le disque de la galaxie où il pourrait entrer en collision avec des nuages ​​de gaz, les comprimer et former une nouvelle génération d'étoiles. Les deux points blancs juste au-dessus de la bulle sont probablement des étoiles de la galaxie.

Les observations de la structure du noyau indiquent que ces processus sont toujours actifs. Les modèles suggèrent que cet écoulement a commencé il y a environ un million d'années. Ils se produisent environ tous les 10 millions d'années. Finalement, toutes les étoiles chaudes mourront et la source d'énergie de la bulle disparaîtra.

L'image a été prise par le télescope spatial Hubble.
Crédit d'image : NASA, Gerald Cecil (Université de Caroline du Nord), Sylvain Veilleux (Université du Maryland), Joss Bland-Hawthorn (Observatoire anglo-australien) et Alex Filippenko (Université de Californie à Berkeley)

21 septembre 2012

G292.0+1.8, un vestige de supernova dans Centaurus

G292.0+1.8 est le vestige d'une explosion de supernova riche en oxygène d'environ 36 années-lumière de diamètre avec un âge estimé à environ 3 000 ans, déclenchée par l'effondrement du noyau d'une étoile massive. Il est situé dans notre Voie lactée, à environ 20 000 années-lumière de la galaxie dans la constellation du Centaure.

Le pulsar au centre (PSR J1124-5916) est une étoile à neutrons en rotation rapide qui est restée en arrière après l'explosion de l'étoile massive d'origine. Il est entouré d'un matériau sortant d'une enveloppe de gaz en expansion rapide qui contient de grandes quantités d'éléments tels que l'oxygène, le néon, le magnésium, le silicium et le soufre.

Les astronomes savent que les pulsars se forment dans les explosions de supernova, mais ils sont actuellement incapables d'identifier quels types d'étoiles massives doivent mourir pour qu'un pulsar naisse. Les astronomes peuvent utiliser le modèle d'éléments observés dans le reste pour établir un lien beaucoup plus étroit entre les pulsars et les étoiles massives à partir desquelles ils se forment. Intégré dans ce nuage de gaz de plusieurs millions de degrés se trouve un élément de preuve clé reliant les étoiles à neutrons et les supernovas produites par l'effondrement d'étoiles massives.

Les astronomes pensent qu'une explosion de supernova riche en oxygène est déclenchée par l'effondrement du noyau d'une étoile massive pour former une étoile à neutrons, libérant d'énormes quantités d'énergie dans le processus.

G292.0+1.8 est l'une des trois supernovas riches en oxygène connues dans notre Galaxie. Ces supernovae sont d'un grand intérêt pour les astronomes car elles sont l'une des principales sources des éléments lourds nécessaires à la formation des planètes et des hommes.

Bien qu'il soit considéré comme un cas « d'un manuel » d'un reste de supernova, la structure complexe montrée dans cette image révèle quelques surprises.

Près du centre de G292.0+1.8 se trouve la nébuleuse du vent pulsar, plus facilement visible dans les rayons X à haute énergie. C'est la bulle magnétisée de particules de haute énergie qui entoure le pulsar. L'étroite caractéristique en forme de jet allant du nord au sud sur l'image est probablement parallèle à l'axe de rotation du pulsar.

Le pulsar est situé légèrement en dessous et à gauche du centre de G292.0+1.8. En supposant que le pulsar soit né au centre du reste, on pense que le recul de l'explosion déséquilibrée peut avoir poussé le pulsar dans cette direction. Cependant, la direction du coup de pied et la direction du spin du pulsar ne semblent pas être alignées, contrairement aux alignements apparents du spin-kick observés dans certains autres restes de supernova.

Une autre caractéristique clé de ce vestige est la longue ligne blanche allant de gauche à droite à travers le centre appelée la ceinture équatoriale. On pense que cette structure a été créée lorsque l'étoile – avant de mourir – a expulsé de la matière autour de son équateur via les vents. L'orientation de la ceinture équatoriale suggère que l'étoile mère a maintenu le même axe de rotation avant et après son explosion.

Un aspect déroutant de l'image est le manque de preuves de filaments minces d'émission de rayons X à haute énergie, considérés comme un site important pour l'accélération des rayons cosmiques dans les restes de supernova. Ces filaments sont visibles dans d'autres restes de supernova tels que Cassiopeia A, Tycho et Kepler. Une explication peut être que l'accélération efficace se produit principalement dans les tout premiers stades de l'évolution des restes de supernova, et G292.0+1.8 est trop ancien pour montrer ces effets. Casseiopeia A, Tycho et Kepler, âgés de plusieurs centaines d'années, sont beaucoup plus jeunes.

Cette image composite est obtenue en couleur par le Chandra X-ray Observatory et en blanc par les données optiques du Digitized Sky Survey.
Crédit d'image : NASA/CXC/Penn State/S.Park et al. Optique: Pal.Obs. SSD

20 septembre 2012

NGC 772, une galaxie spirale sans barreaux en Bélier

NGC 772 (également appelée Arp 78) est une galaxie spirale non barrée de plus de 100 000 années-lumière de diamètre (environ la même taille que notre Voie lactée), située à quelque 130 millions d'années-lumière dans la constellation du Bélier. Il s'éloigne de nous à 2472 kilomètres par seconde.

Il possède un petit noyau diffus très brillant, probablement un noyau H II alimenté par de jeunes étoiles massives.

Le plus notable est, cependant, un bras spiral externe allongé proéminent, qui est probablement apparu en raison d'interactions de marée avec la galaxie elliptique naine voisine NGC 770 (vue vers le coin supérieur droit). Ce long bras inhabituel montre beaucoup de jeunes amas d'étoiles bleues. Mais NGC 772 possède également de nombreux bras faibles et étroitement enroulés qui, bien que bien formés, sont relativement lisses, indiquant seulement un faible taux actuel de formation d'étoiles. Les bras multiples relativement lisses du côté opposé au bras proéminent sont définis principalement par des voies de poussière en spirale.

NGC 772 est entouré de plusieurs galaxies satellites. De faibles flux de matériel semblent relier NGC 772 à ces compagnons proches. Les galaxies en interaction NGC 772 et NGC 770 sont ensemble cataloguées comme nr. 78 dans l'Atlas of Peculiar Galaxies d'Arp, un catalogue de 338 galaxies particulières produit par Halton Arp en 1966.

Deux supernovae (SN 2003hl et SN 2003iq) ont été observées dans NGC 772, toutes deux de supernova de type II.

Une supernova de type II résulte de l'effondrement rapide et de l'explosion violente d'une étoile massive. Une étoile doit avoir au moins 8 fois et pas plus de 40 à 50 fois la masse du Soleil pour ce type d'explosion. Elle se distingue des autres types de supernova par la présence d'hydrogène dans son spectre. Les supernovae de type II sont principalement observées dans les bras spiraux des galaxies et dans les régions H II, mais pas dans les galaxies elliptiques.

Cette image comprend de nombreuses galaxies faibles en plus de NGC 772 et NGC 770.

Crédit d'image : Stephen Leshin

19 septembre 2012

Le Soleil, “notre étoile”

Le Soleil, situé dans le bras d'Orion de la Voie lactée, est l'étoile au centre du système solaire. Il est presque parfaitement sphérique et a un diamètre d'environ 1 392 684 km, soit environ 109 fois celui de la Terre. Sa masse (environ 330 000 fois celle de la Terre) représente environ 99,86% de la masse totale du système solaire. Environ les trois quarts de la masse du Soleil sont constitués d'hydrogène, tandis que le reste est principalement constitué d'hélium. Le reste (1,69 %, ce qui équivaut néanmoins à 5 628 fois la masse de la Terre) est constitué d'éléments plus lourds, dont l'oxygène, le carbone, le néon et le fer, entre autres.

Le Soleil orbite autour du centre de la Voie lactée à une distance d'environ 24 000 à 26 000 années-lumière du centre galactique, complétant une orbite dans le sens des aiguilles d'une montre, en environ 225 à 250 millions d'années. La distance moyenne du Soleil à la Terre est d'environ 149,6 millions de kilomètres (1 UA), bien que la distance varie à mesure que la Terre passe du périhélie en janvier à l'aphélie en juillet. À cette distance moyenne, la lumière voyage du Soleil à la Terre en environ 8 minutes et 19 secondes. L'énergie de cette lumière du soleil soutient presque toute la vie sur Terre par photosynthèse et détermine le climat et la météo de la Terre.

Le Soleil est une étoile dite de Population I, ou étoile riche en éléments lourds. Le Soleil s'est formé il y a environ 4,57 milliards d'années à partir de l'effondrement d'une partie d'un nuage moléculaire géant qui a probablement aussi donné naissance à de nombreuses autres étoiles. Une ou plusieurs supernovae doivent s'être produites près de l'endroit où le Soleil s'est formé. La formation du Soleil peut avoir été déclenchée par les ondes de choc d'une ou plusieurs supernovae proches. Ceci est suggéré par une abondance élevée d'éléments lourds dans le système solaire, tels que l'or et l'uranium. Ces éléments ont très probablement été produits par les réactions nucléaires lors d'une supernova.

Le Soleil est également une naine jaune, car son rayonnement visible est le plus intense dans la partie jaune-vert du spectre et bien que sa couleur soit blanche, depuis la surface de la Terre, il peut apparaître jaune en raison de la diffusion atmosphérique de la lumière bleue. Sa température de surface est d'environ 5778 K (5 505 °C), en revanche, la température de son cœur est de 15,7 millions de K.

Le Soleil, comme la plupart des étoiles, est une étoile à séquence principale, au cours de laquelle les réactions de fusion nucléaire dans son noyau fusionnent l'hydrogène en hélium. Le Soleil est à peu près à mi-chemin de cette étape.Chaque seconde, plus de quatre millions de tonnes de matière sont converties en énergie dans le noyau du Soleil, produisant des neutrinos et du rayonnement solaire. À ce rythme, le Soleil a jusqu'à présent converti environ 100 masses terrestres de matière en énergie. Le Soleil passera un total d'environ 10 milliards d'années en tant qu'étoile de la séquence principale.

Le Soleil n'a pas assez de masse pour exploser en supernova. Au lieu de cela, dans environ 5 milliards d'années, il entrera dans une phase de géante rouge. Ses couches externes se dilateront à mesure que le carburant hydrogène au cœur est consommé et le cœur se contractera et se réchauffera. Après la phase de géante rouge, d'intenses pulsations thermiques feront que le Soleil se détachera de ses couches externes, formant une nébuleuse planétaire. Le seul objet qui restera après l'éjection des couches externes est le noyau stellaire extrêmement chaud, qui se refroidira lentement et se fanera comme une naine blanche sur plusieurs milliards d'années. Ce scénario d'évolution stellaire est typique des étoiles de masse faible à moyenne.

Le Soleil n'a pas de frontière définie comme le font les planètes rocheuses, et dans ses parties extérieures, la densité de ses gaz diminue de façon exponentielle avec l'augmentation de la distance de son centre. Toute la matière dans le Soleil est sous forme de gaz et de plasma en raison de ses températures élevées. Cela permet au Soleil de tourner plus vite à son équateur (environ 25 jours) qu'il ne le fait près de ses pôles (environ 35 jours). Néanmoins, il a une structure intérieure bien définie. Le noyau du Soleil a une densité jusqu'à environ 150 fois la densité de l'eau et est considéré comme s'étendant du centre jusqu'à environ 20-25% du rayon solaire.

Autrefois considéré par les astronomes comme une petite étoile relativement insignifiante, le Soleil est aujourd'hui considéré comme plus brillant qu'environ 85 % des étoiles de la Voie lactée, dont la plupart sont des naines rouges. . . La couronne chaude du Soleil s'étend continuellement dans l'espace, créant le vent solaire, un flux de particules chargées qui s'étend jusqu'à l'héliopause à environ 100 unités astronomiques. La bulle du milieu interstellaire formée par le vent solaire, l'héliosphère, est la plus grande structure continue du système solaire.

L'héliosphère, qui peut être considérée comme l'atmosphère extérieure ténue du Soleil, s'étend au-delà de l'orbite de Pluton jusqu'à l'héliopause, où elle forme une frontière frontale de choc avec le milieu interstellaire. Les couches entre la photosphère et l'héliospère (chromosphère, région de transition et couronne) sont beaucoup plus chaudes que la surface du Soleil. La raison n'a pas été prouvée de manière concluante. La couronne est l'atmosphère extérieure étendue du Soleil, dont le volume est beaucoup plus grand que le Soleil lui-même. La couronne s'étend continuellement dans l'espace formant le vent solaire, qui remplit tout le système solaire. La couche la plus froide du Soleil est une région de température minimale située à environ 500 km au-dessus de la surface du Soleil, appelée le photospère, avec une température d'environ 4 100 K.

Le Soleil est une étoile magnétiquement active. Il supporte un champ magnétique fort et changeant qui varie d'année en année et change de direction environ tous les onze ans autour du maximum solaire. Le champ magnétique du Soleil, qui s'étend bien au-delà du Soleil lui-même, entraîne de nombreux effets appelés collectivement activité solaire, notamment des taches solaires à la surface du Soleil, des éruptions solaires, des proéminences et des variations du vent solaire qui transportent des matériaux à travers le Soleil. Système solaire. Les effets de l'activité solaire sur Terre comprennent les aurores et la perturbation des communications radio et de l'énergie électrique. On pense que l'activité solaire a joué un rôle important dans la formation et l'évolution du système solaire. L'activité solaire modifie la structure de l'atmosphère extérieure de la Terre.

Les caractéristiques les plus immédiatement visibles du Soleil sont généralement ses taches solaires, qui sont des surfaces bien définies qui semblent plus sombres que leur environnement en raison des températures plus basses. Les taches solaires sont des régions d'activité magnétique intense où la convection est inhibée par de forts champs magnétiques, ce qui réduit le transport d'énergie de l'intérieur chaud vers la surface. Le champ magnétique provoque un fort échauffement dans la couronne, formant des régions actives qui sont à l'origine d'intenses éruptions solaires et d'éjections de masse coronale. Les plus grandes taches solaires peuvent atteindre des dizaines de milliers de kilomètres de diamètre.

Le nombre de taches solaires n'est pas constant, mais varie sur un cycle de 11 ans appelé cycle solaire. À un minimum solaire typique, peu de taches solaires sont visibles, et parfois aucune ne peut être vue. Ceux qui apparaissent se trouvent aux hautes latitudes solaires. Au fur et à mesure que le cycle des taches solaires progresse, le nombre de taches solaires augmente et elles se rapprochent de l'équateur du Soleil. Le cycle solaire a une grande influence sur la météo spatiale et une influence significative sur le climat de la Terre puisque la luminosité du Soleil a une relation directe avec l'activité magnétique. Les minima d'activité solaire ont tendance à être corrélés avec des températures plus froides, et des cycles solaires plus longs que la moyenne ont tendance à être corrélés avec des températures plus chaudes. Une théorie récente prétend qu'il existe des instabilités magnétiques dans le noyau du Soleil qui provoquent des fluctuations avec des périodes de 41 000 ou 100 000 ans. Ceux-ci pourraient fournir une explication des périodes glaciaires.

18 septembre 2012

RCW 49, une nébuleuse diffuse dans le Centaure

RCW 49 (également désignée GUM 29) est une nébuleuse diffuse d'environ 350 années-lumière de diamètre, située à 13 700 années-lumière dans la constellation méridionale du Centaure. C'est une pépinière stellaire sombre et poussiéreuse qui contient plus de 2 200 étoiles.

Parce que de nombreuses étoiles de RCW 49 sont profondément enfouies dans des panaches de poussière, elles ne peuvent pas être vues aux longueurs d'onde visibles. Cependant, lorsqu'il est vu avec les yeux infrarouges de Spitzer, le RCW 49 devient transparent.

Cette image met en évidence les étoiles plus anciennes de la nébuleuse (étoiles bleues au centre), ses filaments de gaz (vert) et ses vrilles poussiéreuses (rose). Mais il découvre également plus de 300 étoiles nouveau-nées, tachetées dans les nuages ​​de poussière cosmiques, ce qui montre que la formation d'étoiles a lieu dans toute la nébuleuse. Les astronomes souhaitent approfondir l'étude de ces nouvelles proto-étoiles, car elles offrent un regard neuf sur la formation des étoiles dans notre galaxie.

RCW 49 est l'une des régions H II les plus lumineuses et massives (un nuage de faible densité de gaz partiellement ionisé dans lequel la formation d'étoiles a récemment eu lieu) dans notre galaxie de la Voie lactée. En son centre se trouve l'amas d'étoiles compact Westerlund 2, qui contient certaines des étoiles les plus chaudes, les plus brillantes et les plus massives connues. L'âge de l'amas W2 est estimé à 23 millions d'années. La masse stellaire estimée de l'amas est d'environ 30 000 masses solaires.

Les données infrarouges indiquent la présence probable de disques protoplanétaires autour de certaines des étoiles naissantes, parmi les disques potentiels de formation de planètes les plus faibles et les plus éloignés jamais observés. Ces résultats passionnants renforcent l'idée que les disques formant des planètes font naturellement partie de l'évolution d'une étoile.

Cette image est prise avec la caméra infrarouge du télescope spatial Spitzer de la NASA.
Crédit d'image : E. Churchwell (Université du Wisconsin), NASA/JPL-Caltech

17 septembre 2012

NGC 1808, une galaxie spirale barrée à Colomba

NGC 1808 est une galaxie spirale barrée d'environ 35 000 années-lumière de diamètre, située à environ 40 millions d'années-lumière dans la constellation australe de Colomba. NGC 1808 subit tellement de formation d'étoiles qu'elle a été considérée comme une galaxie en étoile. La galaxie s'éloigne de nous à 995 kilomètres par seconde.

NGC 1808 se distingue par un noyau particulier et complexe, un disque anormalement déformé et d'étranges flux d'hydrogène gazeux provenant des régions centrales. Le centre de la galaxie est le foyer d'une vigoureuse formation d'étoiles.

L'étoile doit avoir au moins 50 millions d'années et ne peut pas avoir plus de 100 millions d'années. La formation des étoiles a été rapide et continue. Sans un afflux de gaz moléculaire frais dans la région centrale, l'activité de formation d'étoiles ne peut être maintenue à ce rythme que pendant encore 6 à 20 millions d'années.

NGC 1808 est appelée une galaxie spirale barrée en raison des lignes droites de formation d'étoiles des deux côtés du noyau brillant. Cette formation d'étoiles peut avoir été déclenchée par la rotation du barreau, ou par la matière qui s'écoule le long du barreau vers la région nucléaire (alimentant le starburst). Des filaments de poussière sont éjectés du noyau dans le halo galactique par des étoiles massives qui ont explosé en supernovae dans la région des étoiles.

Les bras spiraux extérieurs de la galaxie sont déformés par rapport aux bras intérieurs (qui affichent une bande de poussière sombre proéminente). C'est la preuve que NGC 1808 peut avoir eu une interaction de marée avec la galaxie voisine NGC 1792. Une telle interaction aurait pu créer la morphologie de la barre et projeter du gaz vers le noyau de NGC 1808, déclenchant l'explosion exceptionnelle de formation d'étoiles observée là-bas.

Les étoiles naissent souvent en amas compacts à l'intérieur des rafales d'étoiles, tandis que le gaz et la poussière denses obscurcissent souvent fortement ces régions d'étoiles. Dans NGC 1808 se trouvent des régions de formation d'étoiles dans la barre et aussi de nombreux amas d'étoiles jeunes dans le noyau de NGC 1808. Le noyau de la galaxie montre deux maxima. Soit la galaxie a deux noyaux (issus d'une fusion précédente), soit l'un des filaments poussiéreux se trouve à diviser le noyau le long de notre ligne de mire.

NGC 1808 est également une source radio importante. L'émission radio est produite par des restes de supernova, dont la supernova 1993af a été observée.

Crédit d'image : Steve Mazlin, Jack Harvey, Rick Gilbert et Daniel Verschatse (SSRO/PROMPT/CTIO)

16 septembre 2012

SN E0102, les restes d'une étoile explosée dans le SMC

Le reste de la supernova 1E 0102.2-7219 (E0102 en abrégé) est le reste spectaculaire d'une étoile explosée, située à environ 190 000 années-lumière dans le petit nuage mégallanique, dans la constellation de Tucana. Le reste en expansion de plusieurs millions de degrés mesure environ 30 années-lumière de diamètre et contient plus d'un milliard de fois l'oxygène contenu dans l'océan et l'atmosphère de la Terre.

Ces débris d'une étoile explosée ont été créés lorsqu'une étoile beaucoup plus massive que le Soleil a explosé, un événement qui aurait été visible depuis l'hémisphère sud de la Terre il y a plus de 1000 ans.

Nous voyons le reste tel qu'il était il y a environ 190 000 ans, environ mille ans après l'explosion. L'étoile a explosé vers l'extérieur à des vitesses supérieures à 20 millions de kilomètres par heure (12 millions de mph) et est entrée en collision avec le gaz environnant. Cette collision a produit deux ondes de choc, l'une se déplaçant vers l'extérieur et l'autre rebondissant dans le matériau éjecté par l'explosion.

Le gaz a été chauffé à des millions de degrés Celsius par le rebond ou l'onde de choc inverse. Les données radiographiques de l'observatoire à rayons X Chandra de la NASA montrent que ce gaz est riche en oxygène et en néon. Ces éléments ont été créés par des réactions nucléaires à l'intérieur de l'étoile et projetés dans l'espace par la supernova.

E0102 a une bague extérieure plus chaude et riche en oxygène entourant une bague intérieure plus froide et plus dense. Les deux filaments proéminents d'oxygène gazeux et de poussière chaude se sont "refroidis" à environ 30 000 degrés Celsius. La plupart de ces poussières se trouvent dans la région centrale. Même si toute la poussière chaude s'est formée lors de l'explosion, la masse estimée de poussière est au moins 100 fois inférieure à ce qui est prédit par les modèles théoriques.

De telles images, prises avec différents types de télescopes, donnent aux astronomes une image beaucoup plus complète des explosions de supernova, comme la mesure de l'énergie de la matière lors de son expansion dans la galaxie. Ces images fournissent également des détails sans précédent sur la création et la dispersion des éléments lourds nécessaires pour former des planètes comme la Terre.

Dans cette image de E0102, les rayons X les plus énergétiques sont colorés en orange, la plage intermédiaire des rayons X est en cyan et les rayons X les plus énergétiques sont en bleu. Une image optique du télescope spatial Hubble (en rouge, vert et bleu) montre une structure supplémentaire dans le reste et révèle également des étoiles au premier plan dans le champ.

Crédit d'image : (NASA/CXC/MIT/D.Dewey et al. & NASA/CXC/SAO/J.DePasquale) Optique: (NASA/STScI)

15 septembre 2012

Hickson Compact Group 40, un ensemble de galaxies à Hydra

Hickson Compact Group 40 (également connu sous le nom d'Arp 321 ou VV 116) est un ensemble de sept galaxies - dont cinq sont clairement visibles - situées à environ 300 millions d'années-lumière dans la constellation d'Hydra.

De haut en bas, les 5 galaxies proéminentes de Hickson 40 sont une spirale, une elliptique, deux autres spirales et une lenticulaire. Ils semblent clairement se toucher. La galaxie elliptique et deux des galaxies spirales montrent certains niveaux d'activité nucléaire.

Les galaxies isolées sont plutôt rares dans l'Univers. Ils ont tendance à former des groupes ou des grappes. Un système avec deux galaxies est appelé une galaxie binaire, un système contenant plus de deux mais moins de plusieurs dizaines de galaxies est appelé un groupe (comme le Groupe Local de Galaxies, qui abrite plus de 30 galaxies dont notre Voie Lactée, Andromède et la Magellan Des nuages). Un grand système contenant plus que cela s'appelle un cluster.

Il existe des groupes de galaxies dont les membres sont dans un espace si petit qu'ils semblent se toucher. On les appelle groupes compacts de galaxies. Hickson Compact Group 40 est l'un des 100 groupes compacts de galaxies catalogués par l'astronome canadien Paul Hickson.

De nombreuses galaxies situées si près les unes des autres interagissent gravitationnellement et fusionnent lentement pour former 1 ou 2 galaxies géantes, ou se séparent. La preuve de l'interaction des marées résultant de l'attraction gravitationnelle mutuelle est en fait observée dans les 3 galaxies spirales de ce groupe. La galaxie lenticulaire montre également des signes d'interaction au niveau de son noyau. Nous pouvons observer une telle fusion ici.

Les groupes compacts offrent une fenêtre sur ce qui s'est généralement passé dans les années de formation de l'Univers lorsque de grandes galaxies ont été créées à partir de blocs de construction plus petits. Ce groupe isolé de galaxies constitue un laboratoire intéressant pour étudier les effets de la proximité et de l'interaction sur l'évolution des galaxies. Par exemple, comment ces facteurs influencent la présence de noyaux galactiques actifs et la relation entre l'interaction, l'activité et la morphologie des galaxies.

Deux points blancs bleutés dans l'image sont des étoiles dans notre propre galaxie. Les petits objets rougeâtres sont des galaxies situées à des milliards d'années-lumière. Ils apparaissent plus rouges que les membres du Hickson Compact Group 40 à cause de l'effet Doppler causé par l'expansion de l'Univers.

Crédit d'image : CISCO, télescope Subaru 8,3 m, NAOJ

14 septembre 2012

IRAS 10082-5647, un bébé star à Vela

IRAS 10082-5647 est une petite étoile entourée d'une nébuleuse par réflexion, située dans la constellation de Vela. Sa lumière réfléchie donne au nuage interstellaire de gaz et de poussière une lueur nacrée.

À seulement quelques millions d'années, l'étoile est un jeune qui n'a pas encore commencé à fusionner de l'hydrogène dans son noyau. L'étoile est dans sa phase dite de pré-séquence principale, où elle passera environ 1% de sa vie. IRAS 10082-5647 est toujours noyé dans l'enveloppe de gaz et de poussières dont il est né.

Pour l'instant, l'étoile se réchauffe par effondrement gravitationnel alors que la matière stellaire tombe sur elle-même, le noyau devient plus dense et accumule une pression immense. Finalement, le noyau de l'étoile deviendra suffisamment dense pour que la fusion commence, et IRAS 10082-5647 entrera dans ce qu'on appelle la phase de séquence principale de sa vie, où il passera environ 80% de sa vie à créer de l'énergie en brûlant de l'hydrogène dans son noyau.

Ces images ont été prises par l'Advanced Camera for Surveys à bord du télescope spatial Hubble.
Crédit d'image : ESA/Hubble et NASA

13 septembre 2012

NGC 1073, une galaxie spirale barrée dans Cetus

NGC 1073 est une galaxie spirale barrée d'environ 80 000 années-lumière de diamètre qui se trouve à environ 55 millions d'années-lumière dans la constellation de Cetus (le monstre marin). Il s'éloigne de nous à 1208 kilomètres par seconde. Notre propre galaxie de la Voie lactée est une spirale barrée similaire, et l'étude de galaxies telles que NGC 1073 aide les astronomes à en apprendre davantage sur notre foyer céleste.

NGC 1073 a une longue barre d'étoiles brillante proéminente au centre et un noyau actif brillant qui abrite probablement un trou noir supermassif. Sont également visibles sur cette image des bandes de poussière filamenteuse sombre, de jeunes amas d'étoiles bleu vif et des nébuleuses à émission rouge d'hydrogène gazeux incandescent.

Il existe des galaxies spirales avec et sans barre centrale. On pense que les barres centrales, constituées de lignes denses d'étoiles au centre des galaxies, se forment lorsque la gravité provoque des ondes de densité qui poussent le gaz vers l'intérieur, fournissant de la matière pour de nouvelles étoiles. Cet afflux de gaz peut également alimenter les trous noirs géants affamés au centre de la plupart de ces galaxies.

Les barres pourraient se former à mesure que les galaxies vieillissent, en partie parce que les galaxies très éloignées datant des premiers jours de l'Univers ont tendance à ne pas en avoir. En fait, environ un cinquième des galaxies spirales de l'Univers primitif contiennent des barres, tandis que plus des deux tiers des spirales observées aujourd'hui en ont. À cette idée s'ajoute le fait que les barres se trouvent plus souvent dans les galaxies pleines d'étoiles plus anciennes et plus rouges, et moins souvent dans les galaxies avec des étoiles plus bleues et plus jeunes.

Cette image révèle également une étrange structure en forme d'anneau rugueux autour de la galaxie qui est le résultat de la formation récente d'étoiles. Une source de rayons X brillante connue sous le nom d'IXO 5 est située à l'intérieur de l'anneau et est très probablement un système binaire contenant une étoile et un trou noir verrouillés en orbite l'un autour de l'autre.

NGC 1073 est également bien connu en raison de sa ligne de mire vers trois quasars brillants (dont deux visibles en bas à droite), qui sont des sources de lumière incroyablement brillantes provenant de milliards d'années-lumière. Cette luminosité est causée par le réchauffement de la matière et sa chute dans les trous noirs supermassifs au cœur des galaxies. L'alignement aléatoire à travers NGC 1073 leur donne l'impression qu'ils font partie de la galaxie, alors qu'ils sont en fait parmi les objets les plus éloignés observables dans l'Univers.

En haut de l'image se trouvent plusieurs objets avec une teinte rougeâtre, chacun étant une galaxie lointaine tapie bien au-delà de NGC 1073.

Cette image a été prise par le télescope spatial Hubble.
Crédit d'image : NASA/ESA

12 septembre 2012

The Running Chicken Nebula, une nébuleuse en émission dans Centaurus

IC 2944/2948 (également connue sous le nom de Running Chicken Nebula et Lambda Centauri Nebula) est une nébuleuse en émission et abrite le nouvel amas d'étoiles ouvert Collinder 249, né du nuage il y a 7,9 millions d'années. Il mesure 70 à 77 années-lumière de diamètre et est situé à environ 5 800 à 6 500 années-lumière dans la constellation du Centaure, et semble entourer l'étoile brillante Lambda Centauri. Mais, en fait, Lambda Centauri est beaucoup plus proche de la Terre que la nébuleuse du poulet courant et n'a rien à voir avec la nébuleuse. L'étrange surnom vient de la forme en forme d'oiseau de sa région la plus lumineuse.

Dans cette nébuleuse se trouvent des étoiles chaudes qui se sont formées à partir de nuages ​​​​d'hydrogène gazeux qui brillent avec une lumière ultraviolette. Les membres les plus chauds de l'amas produisent suffisamment de rayonnement ultraviolet et de vents forts pour à la fois ioniser et creuser le nuage et faire briller la nébuleuse en rouge, typique des régions de formation d'étoiles.

Mis à part le gaz incandescent, un autre signe de formation d'étoiles dans le poulet courant est la série de touffes noires opaques se découpant sur le fond rouge dans une partie de cette image.Ce sont les globules de Bok, qui sont généralement des régions actives de formation d'étoiles. Ils apparaissent sombres car ils absorbent la lumière du fond lumineux. Les observations de ces globules noirs de Bok à l'aide de télescopes infrarouges, capables de voir à travers la poussière qui bloque normalement la lumière visible, ont en effet révélé que des étoiles se formaient à l'intérieur de nombre d'entre eux.

La collection la plus importante de globules de Bok sur cette image est connue sous le nom de Globules de Thackeray, du nom de l'astronome sud-africain qui les a découverts dans les années 1950. Celles-ci sont visibles parmi un groupe d'étoiles brillantes dans la partie supérieure droite de l'image.

Si les étoiles enfermées dans les Globules de Thackeray sont toujours en gestation, alors les étoiles de l'amas Collinder 249 sont leurs frères et sœurs aînés. Encore jeunes en termes stellaires, à seulement quelques millions d'années, ces étoiles brillent de mille feux et leur rayonnement ultraviolet fournit une grande partie de l'énergie qui éclaire la nébuleuse. Ces nébuleuses incandescentes ont une durée de vie relativement courte en termes astronomiques (généralement quelques millions d'années), ce qui signifie que la nébuleuse du poulet courant finira par disparaître car elle perd à la fois son gaz et son apport de rayonnement ultraviolet.

Cette image a été prise avec le Wide Field Imager sur le télescope MPG/ESO de 2,2 mètres.
Crédit d'image : ESO

11 septembre 2012

Neptune, la huitième planète la plus éloignée du Soleil

Neptune, du nom du dieu romain de la mer, est la huitième et la plus éloignée du Soleil dans notre système solaire. La distance moyenne entre Neptune et le Soleil est de 4,50 milliards de km (environ 30,1 fois la distance Terre-Soleil), et il complète une orbite en moyenne tous les 164,79 ans. Depuis la Terre, Neptune subit un mouvement rétrograde apparent tous les 367 jours. Neptune est la quatrième plus grande planète en diamètre et la troisième en masse. Neptune rayonne environ 2,61 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil (Uranus ne rayonne que 1,1 fois plus).

Neptune est un corps intermédiaire entre la Terre et les plus grandes géantes gazeuses : c'est 17 fois la masse de la Terre mais seulement 1/19ème de celle de Jupiter. La gravité à la surface de la planète n'est surpassée que par Jupiter. Le rayon équatorial de Neptune de 24764 km est près de quatre fois celui de la Terre. Neptune et Uranus sont souvent considérés comme une sous-classe de géantes gazeuses appelées "géantes de glace" en raison de leurs concentrations plus élevées de "glaces" telles que l'eau, l'ammoniac et le méthane par rapport à Jupiter et Saturne.

L'intérieur de Neptune est principalement composé de glace et de roche. Le noyau de Neptune est composé de fer, de nickel et de silicates, avec une masse environ 1,2 fois celle de la Terre. La pression au centre est de 7 Mbar, des millions de fois plus qu'à la surface de la Terre, et la température peut être de 5 400 K.

Le manteau atteint des températures de 2 000 K à 5 000 K et est riche en eau, en ammoniac et en méthane. Comme il est d'usage en science planétaire, ce mélange est qualifié de glacial même s'il s'agit d'un fluide chaud et très dense. Ce fluide est parfois appelé océan eau-ammoniac.

Son atmosphère est composée principalement d'hydrogène et d'hélium, ainsi que de « glaces » et de traces d'hydrocarbures et éventuellement d'azote. Il forme environ 5 à 10 % de sa masse et s'étend peut-être de 10 à 20 % du chemin vers le noyau. Des concentrations croissantes de méthane, d'ammoniac et d'eau se trouvent dans les régions inférieures de l'atmosphère.

À haute altitude, l'atmosphère de Neptune est composée à 80 % d'hydrogène et à 19 % d'hélium. Une trace de méthane est également présente. L'absorption de la lumière rouge par le méthane atmosphérique fait partie de ce qui donne à Neptune sa teinte bleue.

Pour des raisons qui restent obscures, la thermosphère de la planète est à une température anormalement élevée d'environ 750 K. La planète est trop éloignée du Soleil pour que cette chaleur soit générée par le rayonnement ultraviolet. La thermosphère contient des traces de dioxyde de carbone et d'eau, qui peuvent avoir été déposées par des sources externes telles que des météorites et de la poussière.

Le champ magnétique de Neptune est fortement incliné par rapport à son axe de rotation à environ 13 500 km du centre physique de la planète. Le choc d'arc de Neptune, où la magnétosphère commence à ralentir le vent solaire, se produit à une distance de 34,9 fois le rayon de la planète. La queue de la magnétosphère s'étend sur au moins 72 fois le rayon de Neptune, et très probablement beaucoup plus loin.

L'atmosphère de Neptune est remarquable pour ses conditions météorologiques actives et visibles. Ces conditions météorologiques sont entraînées par les vents soutenus les plus forts de toutes les planètes du système solaire, avec des vitesses de vent enregistrées atteignant 2 100 kilomètres par heure (1 300 mph). Par exemple, en 1989, l'hémisphère sud de la planète possédait une grande tache sombre, un système de tempête anticyclonique couvrant 13 000 × 6 600 km, comparable à la grande tache rouge sur Jupiter. Environ cinq ans plus tard, la Grande Tache Noire avait disparu. Au lieu de cela, une nouvelle tempête similaire à la Grande Tache Noire a été découverte dans l'hémisphère nord de la planète.

D'autres tempêtes ont également été découvertes, comme le Scooter (un groupe de nuages ​​​​blancs plus au sud que la Grande Tache Noire qui se déplace plus rapidement que la Grande Tache Noire) et la Petite Tache Noire qui est une tempête cyclonique du sud. En raison des changements saisonniers, les bandes nuageuses de l'hémisphère sud de Neptune ont augmenté en taille et en albédo. La longue période orbitale de Neptune se traduit par des saisons de quarante ans. On a observé que les bandes nuageuses dans l'hémisphère sud de Neptune augmentent en taille et en albédo, en raison des changements saisonniers. La longue période orbitale de Neptune se traduit par des saisons de quarante ans.

En raison de sa grande distance du Soleil, l'atmosphère extérieure de Neptune est l'un des endroits les plus froids du système solaire, avec des températures au sommet des nuages ​​approchant -218 °C (55 K). Les températures au centre de la planète sont d'environ 5 400 K (5 000 °C).

En 2007, il a été découvert que la haute troposphère du pôle sud de Neptune était environ 10 °C plus chaude que le reste de Neptune. Le "point chaud" relatif est dû à l'inclinaison axiale de Neptune, qui a exposé le pôle sud au Soleil pendant le dernier quart de l'année Neptune, soit environ 40 années terrestres.

Neptune a 13 lunes connues. Le plus grand de loin, comprenant plus de 99,5% de la masse en orbite autour de Neptune et le seul assez massif pour être sphéroïdal, est Triton. Il possède également un système d'anneaux planétaires, bien que beaucoup moins substantiel que celui de Saturne. Les anneaux peuvent être constitués de particules de glace recouvertes de silicates ou de matériaux à base de carbone, ce qui leur donne très probablement une teinte rougeâtre. Les anneaux ont une structure agglutinée, ce qui peut être dû à l'interaction gravitationnelle avec de petites lunes en orbite à proximité d'eux. Les anneaux de Neptune sont beaucoup plus instables qu'on ne le pensait auparavant. Les images montrent une dégradation considérable des anneaux.

Neptune a été visité par un seul vaisseau spatial, Voyager 2, qui a survolé la planète le 25 août 1989.

Crédit d'image : Je ne sais pas, quelqu'un peut-il m'aider avec ça?

10 septembre 2012

Les Pléiades, le célèbre amas ouvert du Taureau

Les Pléiades, ou Sept Sœurs (Messier 45 ou M45) est un amas ouvert d'étoiles jeune et très brillant situé entre 391 et 456 années-lumière dans la constellation nord du Taureau, ce qui en fait l'un des amas d'étoiles les plus proches de la Terre. Le noyau de l'amas a un diamètre d'environ 16 années-lumière tandis que le diamètre total est d'environ 86 années-lumière. La masse totale des Pléiades est d'environ 800 masses solaires.

L'amas, qui contient plus de 1 000 membres, est dominé par des étoiles d'un bleu chaud et extrêmement lumineuses, dont plusieurs peuvent être vues à l'œil nu selon les conditions d'observation locales. Les neuf étoiles les plus brillantes des Pléiades portent le nom des sept filles du "père" Atlas et de la "mère" Pleione : Alcyone, Asterope (une étoile double, également appelée Sterope), Electra, Maia, Merope, Taygeta et Celaeno .

L'amas contient également de nombreuses naines brunes, qui sont des objets avec moins d'environ 8% de la masse du Soleil, pas assez lourds pour que les réactions de fusion nucléaire commencent dans leur noyau et deviennent de véritables étoiles. Ils peuvent constituer jusqu'à 25 % de la population totale de l'amas, bien qu'ils contribuent à moins de 2 % de la masse totale. Les astronomes ont fait de gros efforts pour trouver et analyser les naines brunes dans les Pléiades et d'autres jeunes amas, car elles sont encore relativement brillantes et observables, tandis que les naines brunes dans les amas plus anciens se sont estompées et sont beaucoup plus difficiles à étudier.

Dans des conditions d'observation idéales, un soupçon de nébulosité peut également être observé autour de l'amas. Il s'agit d'une nébuleuse par réflexion, causée par la poussière reflétant la lumière bleue des jeunes étoiles chaudes. On pensait autrefois que la poussière était le résidu de la formation de l'amas, mais à l'âge d'environ 100 millions d'années, presque toute la poussière présente à l'origine aurait été dispersée par la pression de rayonnement. Au lieu de cela, il semble que l'amas traverse simplement une région particulièrement poussiéreuse du milieu interstellaire.

Comme la plupart des amas ouverts, les Pléiades ne resteront pas liées gravitationnellement pour toujours, car certaines étoiles composantes seront éjectées après des rencontres rapprochées et d'autres seront dépouillées par les champs gravitationnels des marées. Les calculs suggèrent que l'amas mettra environ 250 millions d'années à se disperser, les interactions gravitationnelles avec les nuages ​​moléculaires géants et les bras spiraux de notre galaxie accélérant également sa disparition.

9 septembre 2012

Abell 39, une nébuleuse planétaire sphérique dans Hercule

Abell 39 est une nébuleuse planétaire presque parfaitement sphérique avec une faible luminosité de surface. Il est situé à environ 6 800 années-lumière dans la constellation d'Hercule et à environ 4 600 années-lumière au-dessus du plan galactique, le plan dans lequel se trouve la majorité de la masse de la Voie lactée. Avec un diamètre d'environ 5 années-lumière, c'est l'une des plus grandes sphères connues.

Les nébuleuses planétaires n'ont rien à voir avec les planètes, sauf que pour les premiers astronomes, ces objets ronds ressemblaient aux planètes Uranus et Neptune. Les nébuleuses planétaires sont la dernière étape de la vie d'étoiles comme notre Soleil. Après des milliards d'années, les étoiles atteignent un point où il y a peu d'hydrogène gazeux à brûler. Pour aider à convertir leurs fours stellaires pour brûler d'autres éléments tels que l'hélium, l'étoile gonfle pour devenir une géante rouge. Finalement, cependant, l'étoile s'effondre sur elle-même. Cela augmente la température à son cœur et la majeure partie de la matière des étoiles est catapultée dans l'espace, formant une bulle autour de l'étoile. Ensuite, l'étoile se refroidit pour devenir une naine blanche.

Abell 39 est également formé comme une étoile autrefois semblable au Soleil qui a expulsé son atmosphère extérieure sur une période de milliers d'années. Toujours visible, l'étoile centrale de la nébuleuse évolue en une naine blanche chaude.

La masse de l'étoile centrale est estimée à environ 0,61 masse solaire, le matériau de la nébuleuse planétaire comprenant 0,6 masse solaire supplémentaire. La raison pour laquelle l'étoile centrale est légèrement excentrée, de 0,1 année-lumière, est actuellement inconnue.

Abell 39 a une coque presque uniforme. Cependant, un côté de la nébuleuse est 50% plus lumineux que l'autre. De plus, des irrégularités dans la luminosité de la surface sont visibles sur la face de la coque. La source de l'asymétrie n'est pas connue mais elle pourrait être liée au décalage de l'étoile centrale.

L'épaisseur de la coquille sphérique est d'environ un tiers d'année-lumière. Il y a un faible halo qui s'étend au-delà du bord brillant. Abell 39 est en expansion depuis environ 22 100 ans, en fonction de son rayon et d'une vitesse d'expansion supposée comprise entre 32 et 37 kilomètres par seconde.

Sa forme a permis aux astronomes d'estimer avec précision la quantité de matière relative dans la nébuleuse qui absorbe et émet de la lumière. Les observations indiquent qu'Abell 39 ne contient qu'environ la moitié de l'abondance d'oxygène trouvée dans le Soleil.

Des galaxies d'arrière-plan sont visibles près de la nébuleuse, et certaines peuvent être vues à travers la nébuleuse translucide.

8 septembre 2012

La galaxie de l'aiguille, une galaxie spirale de bord dans Coma Berenices

La Galaxie de l'Aiguille (NGC 4565) est une grande galaxie spirale barrée qui s'étend sur plus de 100 000 années-lumière, située à seulement 40 millions d'années-lumière dans la constellation nord de Coma Berenices (Cheveux de Bérénice). Cette brillante galaxie s'éloigne de nous à quelque 1230 kilomètres par seconde.

NGC 4565 est connue sous le nom de galaxie de l'aiguille pour son profil étroit et est un exemple célèbre et excellent de galaxie spirale de bord. En fait, certains considèrent la galaxie de l'Aiguille comme un chef-d'œuvre céleste de premier plan que Messier a manqué. Si notre propre galaxie était vue sous cet angle, la Voie Lactée ressemblerait beaucoup à la Galaxie de l'Aiguille.

La galaxie de l'aiguille a une structure de disque plat et mince qui montre une déformation sur ses bords en raison d'une ancienne interaction avec une galaxie qui passe. Des couloirs obscurs de gaz et de poussière émaillent le disque de la galaxie et font rougir la lumière émanant de l'intérieur rempli d'étoiles. Son noyau central bombé est dominé par des étoiles jaunâtres plus anciennes.

L'étude de galaxies comme la galaxie de l'aiguille aide les astronomes à en apprendre davantage sur notre propre Voie lactée. Il est relativement proche et vu de face en fait un objet particulièrement utile pour une étude comparative. La galaxie de l'Aiguille révèle plusieurs caractéristiques que les scientifiques trouvent également dans la Voie lactée. Les deux sont des galaxies spirales avec des couloirs sombres de poussière interstellaire qui bloquent une partie de la lumière sortant de leurs noyaux galactiques.

De nombreuses galaxies d'arrière-plan sont également visibles sur cette image, donnant tout son sens à leur surnom d'"univers insulaires".

Crédit d'image : Howard Trottier

7 septembre 2012

DR22, un nuage en formation d'étoiles dans le Cygnus

DR22 est un nuage de formation d'étoiles avec du gaz et de la poussière avec un jeune amas d'étoiles en son cœur, situé à environ 4 500 années-lumière de la Terre, au bord du complexe Cygnus-X (l'une des régions connues de formation d'étoiles les plus riches en notre Galaxie) au cœur de la constellation du Cygne, le Cygne. DR22 montre des preuves de la récente formation d'étoiles massives et regorge de nouvelles étoiles.

Après avoir emporté leur matière natale, les jeunes étoiles de l'amas d'étoiles (qui ont moins d'un million d'années) émettent des vents et une lumière ultraviolette dure qui sculptent le nuage résiduel en des formes fantastiques et soufflent une cavité au milieu. Les astronomes ne savent pas quand cette activité supprime la formation future d'étoiles par perturbation et quand elle facilite la formation d'étoiles par compression.

Cette image infrarouge est l'une des premières prises lors de la mission chaude de Spitzer, une nouvelle phase qui a commencé après que le télescope, qui a fonctionné pendant plus de cinq ans et demi, a manqué de liquide de refroidissement. La photo a été prise à la température encore assez froide de Spitzer de 30 Kelvin (environ moins 406 Fahrenheit).

Les yeux infrarouges de Spitzer peuvent à la fois voir à travers et voir la poussière, ce qui lui donne une vue unique sur les nids en formation d'étoiles. Les zones bleues de cette image sont des nuages ​​​​poussiéreux et l'orange est principalement du gaz chaud.

Crédit d'image : NASA/JPL-Caltech

6 septembre 2012

Arp 81, une paire de galaxies en interaction dans Draco

Arp 81 (également désignée UGC 11175 et VV 247) est une paire de galaxies spirales en interaction forte, composée de NGC 6621 (à droite) et NGC 6622 (à gauche) observées environ 100 millions d'années après leur approche la plus proche. La paire de galaxies est située à environ 280 millions d'années-lumière dans la constellation Draco et s'éloigne de nous à 6329 kilomètres par seconde.

Arp 81 est la 81e galaxie de l'Atlas of Peculiar Galaxies d'Arp, un catalogue de 338 galaxies particulières produites par Halton Arp en 1966.

NGC 6621, la plus grande des deux, est une galaxie spirale très perturbée. La rencontre a créé des courants tordus de gaz et de poussière, et a également tiré une longue queue de NGC 6621, s'étendant sur quelque 200 000 années-lumière qui a maintenant été enveloppée derrière son corps.

La collision a également déclenché une importante formation d'étoiles entre les deux galaxies. Des amas d'étoiles peuvent se former rapidement après une perturbation suffisamment forte, et Arp 81 possède en effet une collection très riche de jeunes amas d'étoiles massives (une collection d'amas d'étoiles encore plus riche que les galaxies Antennae bien connues). La paire de galaxies est classée comme un système starburst et est en tant que telle une source infrarouge et radio puissante.

Les galaxies sont dans leur phase d'interaction tardive et sont destinées à fusionner en une seule grande galaxie dans un avenir lointain, effectuant des approches répétées jusqu'à ce qu'elles finissent par fusionner.

Cette image composite couleur est prise par le télescope spatial Hubble.
Crédit d'image : NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration et W. Keel (University of Alabama)

5 septembre 2012

La nébuleuse Lemon Slice, une nébuleuse planétaire dans Camelopardalis

La nébuleuse de la tranche de citron (IC 3568) est une nébuleuse planétaire relativement jeune avec un diamètre d'environ 0,4 année-lumière seulement, et qui croît à une vitesse d'une douzaine de kilomètres par seconde. Il est situé à environ 4 500 années-lumière de la Terre dans la constellation de Camelopardalis, la Girafe (à seulement 7,5 degrés de Polaris).

La nébuleuse planétaire n'a rien à voir avec les planètes, sauf que pour les premiers astronomes, ces objets ronds ressemblaient aux planètes Uranus et Neptune. Les nébuleuses planétaires sont la dernière étape de la vie d'étoiles comme notre Soleil. Après des milliards d'années, les étoiles atteignent un point où il y a peu d'hydrogène gazeux à brûler. Pour aider à convertir leurs fours stellaires pour brûler d'autres éléments tels que l'hélium, l'étoile gonfle pour devenir une géante rouge. Finalement, cependant, l'étoile s'effondre sur elle-même. Cela augmente la température à son cœur et la majeure partie de la matière des étoiles est catapultée dans l'espace, formant une bulle autour de l'étoile. Ensuite, l'étoile se refroidit pour devenir une naine blanche. Cela ne se fait pas d'un coup mais par étapes.

La nébuleuse Lemon Slice est l'une des nébuleuses les plus simples connues, avec une forme presque parfaitement sphérique. L'étoile centrale est une géante rouge très chaude et brillante, et peut être vue comme une teinte rouge-orange dans un petit télescope. Le noyau est entouré d'une matière très brillante, apparemment parfaitement ronde, et s'estompant un peu sur les bords. Un halo lisse et faible de poussière interstellaire entoure la région lumineuse.

De nombreuses nébuleuses planétaires montrent des structures bipolaires, bilobées, ou sont des affaires évidentes à double anneau. Mais IC 3568, cependant, ne révèle qu'une faible structure. La région intérieure brillante se résout en une structure complexe avec des caractéristiques linéaires pointant loin de l'étoile centrale, faisant ressembler la nébuleuse à l'intérieur d'un citron, qui est renforcé par une fausse couleur. L'imagerie profonde révèle une coque interne d'environ 0,2 années-lumière.

Éclaircissant sur les bords, le Lemon Slice ressemble plus à une coquille, le citron entier pour ainsi dire. L'étoile, avec une température estimée par deux méthodes à 57 000 Kelvin et toujours en train de chauffer (à une luminosité de quelques milliers de fois celle du Soleil), a récemment fait la transition pour devenir suffisamment chaude pour ioniser marginalement doublement l'hélium de la nébuleuse.

Crédit d'image : Howard Bond (Space Telescope Science Institute), Robin Ciardullo (Pennsylvania State University) et NASA/ESA

4 septembre 2012

NGC 1187, une impressionnante galaxie spirale en Eridanus

NGC 1187 est une impressionnante galaxie spirale qui semble relativement jeune.Il est situé à environ 60 millions d'années-lumière dans la constellation d'Eridan (Le Fleuve), et s'éloigne de nous à 1393 kilomètres par seconde.

NGC 1187 est vu presque de face, ce qui nous donne une bonne vue de sa structure en spirale. On peut voir environ une demi-douzaine de bras spiraux proéminents, chacun contenant de grandes quantités de gaz et de poussière. Les traits bleutés dans les bras spiraux indiquent la présence de jeunes étoiles nées de nuages ​​de gaz interstellaire.

En regardant vers les régions centrales, nous voyons le renflement de la galaxie briller en jaune. Cette partie de la galaxie est principalement constituée de vieilles étoiles, de gaz et de poussière. Contrairement aux autres galaxies spirales, qui présentent un renflement rond, NGC 1187 possède une structure de barre centrale subtile. Ce dernier n'est pas assez grand pour classer la galaxie comme une spirale barrée. On pense que de telles caractéristiques de barre agissent comme des mécanismes qui canalisent le gaz des bras spiraux vers le centre, améliorant ainsi la formation d'étoiles à cet endroit.

NGC 1187 semble tranquille et immuable, mais elle a accueilli deux explosions de supernovae depuis 1982. En octobre 1982, la première supernova, SN 1982R, a été découverte et en 2007 l'autre, appelée SN 2007Y, que les astronomes ont pu étudier en détail. Dans cette image annotée, la supernova de type Ib SN 2007Y peut être vue, bien après le moment de luminosité maximale, près du bas de l'image.

Une supernova est une violente explosion stellaire, résultant de la mort d'une étoile massive ou d'une naine blanche dans un système binaire. Les supernovae sont parmi les événements les plus énergétiques de l'Univers et sont si brillantes qu'elles éclipsent souvent brièvement une galaxie entière avant de disparaître de la vue pendant plusieurs semaines ou mois. Pendant cette courte période, une supernova peut émettre autant d'énergie que le Soleil est censé en émettre pendant toute sa durée de vie.

Les supernovae de type Ib sont des catégories d'explosions stellaires causées par l'effondrement du noyau d'étoiles massives. Ces étoiles ont perdu (ou ont été dépouillées) de leur enveloppe externe d'hydrogène. Ce type est généralement appelé supernova à effondrement de noyau dépouillé.

La plupart des spirales contiennent des supernovae environ tous les trois siècles, donc deux supernovae en 30 ans étaient un peu inhabituels. Le taux est statistique cependant, vous pourriez donc en avoir deux rapprochés, ou un long étirement sans un. Le dernier dans notre Voie lactée remonte à environ 170 ans, et le dernier connu avant cela remonte à 400 ans.

NGC 1187 est une galaxie riche en gaz et forme de nombreuses étoiles. Cela pourrait conduire à un taux de supernova plus élevé que la normale, car cela signifie que davantage d'étoiles de masse élevée sont nées, pour exploser quelques millions d'années plus tard. Les deux supernovas récentes de NGC 1187 ont été causées par l'effondrement du noyau d'une étoile de masse élevée – alors peut-être que cela joue un rôle.

Autour de l'extérieur de la galaxie, de nombreuses galaxies beaucoup plus faibles et plus éloignées peuvent également être vues. Certains brillent même à travers le disque de NGC 1187 lui-même. Leurs teintes majoritairement rougeâtres contrastent avec les amas d'étoiles bleu pâle de la galaxie beaucoup plus proche.

Cette photo a été prise avec le Very Large Telescope de l'ESO à l'observatoire de Paranal au Chili.
Crédit d'image : ESO

3 septembre 2012

NGC 6210, une nébuleuse planétaire dans Hercule

NGC 6210 est une nébuleuse planétaire petite mais assez brillante, située à environ 6 500 années-lumière dans la constellation d'Hercule. La nébuleuse entière mesure 1,6 années-lumière tandis que la coquille interne a un diamètre d'environ 0,5 années-lumière. La nébuleuse s'éloigne de nous à 14 kilomètres par seconde. Les couleurs de cette image sont causées par l'oxygène ionisé.

Les nébuleuses planétaires n'ont rien à voir avec les planètes, le terme pour cette classe d'objets provient du fait que lorsqu'ils sont vus à travers un petit télescope au 16ème siècle, ces objets semblaient être des nuages ​​(nébuleuses) d'apparence similaire à Uranus, qui venait d'être découvert . Le nom n'a pas été changé, même si les nébuleuses planétaires sont maintenant connues pour être complètement indépendantes des planètes du système solaire.

NGC 6210 est le dernier souffle d'une étoile légèrement moins massive que notre Soleil au stade final de son cycle de vie. Les multiples coquilles de matière éjectées par l'étoile mourante forment une superposition de structures avec différents degrés de symétrie, donnant à NGC 6210 sa forme étrange.

La vie d'une étoile se termine lorsque le carburant disponible pour son moteur thermonucléaire s'épuise. La durée de vie estimée d'une étoile semblable au Soleil est d'environ dix milliards d'années. Lorsque l'étoile est sur le point d'expirer, elle devient instable et éjecte ses couches externes, formant une nébuleuse planétaire et laissant derrière elle un résidu minuscule mais très chaud, connu sous le nom de naine blanche. Cet objet compact, ici visible au centre de l'image, se refroidit et s'estompe très lentement. La théorie de l'évolution stellaire prédit que notre Soleil connaîtra le même sort que NGC 6210 dans environ cinq milliards d'années.

Cette image nette montre la région interne de cette nébuleuse planétaire avec des détails sans précédent, où l'étoile centrale est entourée d'une fine bulle bleuâtre qui révèle une structure filamenteuse délicate. Cette bulle se superpose à une formation de gaz rougeâtre asymétrique où les trous, les filaments et les piliers sont clairement visibles.

Au moins deux jets bipolaires de matière projetés par l'étoile centrale sont visibles sur l'image. On pense que les jets sont entraînés par un matériau de "vent rapide" propulsé par le rayonnement de l'étoile centrale chaude. Les recherches suggèrent que les jets se produisent épisodiquement et aussi que les différentes coquilles n'ont pas le même âge. L'étoile centrale a probablement éjecté ses couches externes en plusieurs périodes, remodelant à plusieurs reprises la nébuleuse créée par les vents stellaires rapides.

Cette image a été créée à partir d'images prises avec la caméra planétaire à champ large de Hubble 2.
Crédit d'image : ESA/Hubble et NASA

2 septembre 2012

IC 10, une galaxie naine à Cassiopée

IC 10 est une galaxie naine irrégulière avec un noyau H II d'environ 5 000 années-lumière de diamètre, située à quelque 2,2 millions d'années-lumière dans la constellation nord de Cassiopée et elle s'approche de la Voie lactée à environ 350 kilomètres par seconde. IC 10 est un membre éloigné du groupe local de galaxies et appartient au sous-groupe M31.

Par rapport aux autres galaxies du Groupe Local, IC 10 a une grande population d'étoiles nouvellement formées qui sont massives et intrinsèquement très brillantes, y compris un système d'étoiles binaires à rayons X lumineux qui contient un trou noir. Bien que considérablement plus petit, le Petit Nuage de Magellan (SMC) IC 10 a une luminosité similaire.

IC 10 est la seule galaxie starburst connue dans le Groupe Local de galaxies, et comparée aux deux Nuages ​​de Magellan, elle possède beaucoup plus d'étoiles Wolf-Rayet. Les émissions vertes proviennent d'étoiles plus anciennes tandis que les filaments rouges sont des régions H-alpha avec des formations d'étoiles actives.

Sa métallicité plus élevée par rapport au SMC suggère que l'activité de formation d'étoiles s'est poursuivie pendant une période plus longue. Le statut évolutif des étoiles Wolf-Rayet suggère qu'elles se sont toutes formées dans un laps de temps relativement court. Actuellement, la galaxie produit des étoiles à raison de 0,04 à 0,08 masse solaire par an, ce qui signifie que l'approvisionnement en gaz de la galaxie ne peut durer que quelques milliards d'années de plus.

La galaxie a une énorme enveloppe d'hydrogène gazeux, qui est bien plus grande que la taille apparente de la galaxie en lumière visible. IC 10 est également inhabituel dans le sens où la partie visible de la galaxie semble tourner dans une direction différente de celle de l'enveloppe extérieure.

Les astronomes ont trouvé le trou noir stellaire le plus massif connu dans IC 10. Il est orbité par une étoile compagnon, qui passe devant le trou noir, bloquant périodiquement les rayons X du trou. En observant la gradation périodique, les scientifiques ont pu déterminer l'orbite du compagnon et la masse des deux corps.

Avec une masse de 24 à 33 fois celle du Soleil, le trou noir bat tous les records connus de trous noirs stellaires. Ces trous noirs se forment lors de la mort d'une étoile. Habituellement, on s'attend à ce qu'une étoile mourante jette une grande partie de sa masse avant qu'un trou noir ne se forme. Comment ce trou a réussi à conserver autant de masse est un mystère.

Une théorie implique une possible pénurie d'éléments lourds dans l'étoile d'où est né le trou. Les éléments lourds ont plus de pression sur leurs électrons à cause de la pression de rayonnement à l'intérieur d'une étoile. La lumière sortante emporte littéralement une partie de la masse. Si l'étoile n'avait pas eu beaucoup d'éléments lourds, la lumière n'aurait pas été capable de pousser beaucoup de masse, et un trou noir aussi lourd pourrait se former. Parce que la galaxie entière manque d'éléments lourds, cette théorie correspond parfaitement aux observations.

Malgré sa proximité, la galaxie est assez difficile à étudier car elle se situe près du plan de la Voie lactée et est donc fortement obscurcie par la matière interstellaire.

Crédit d'image : L'équipe d'enquête de l'observatoire Lowell

1er septembre 2012

La nébuleuse du Singe (Tête), une nébuleuse en émission lumineuse dans Orion

La nébuleuse du Singe (Tête) (désignée NGC 2174) est une nébuleuse à émission H II très brillante située à environ 6 400 années-lumière dans la constellation d'Orion, près de la frontière avec la constellation des Gémeaux. Le nuage de poussière et de gaz entoure l'amas ouvert de jeunes étoiles appelé NGC 2175.

Au fur et à mesure que l'amas d'étoiles se réchauffe, la nébuleuse - composée principalement d'hydrogène gazeux - la poussière commence à briller. Les vents forts et le rayonnement des étoiles massives nouvellement formées emportent le matériau voisin des pépinières stellaires sombres dans lesquelles elles se sont formées, créant une structure en forme de coquille.

Les colonnes sombres visibles sur le côté droit de la nébuleuse sont des nuages ​​de poussière qui se découpent sur le gaz incandescent de la nébuleuse. Ces nuages ​​opaques de poussière et de gaz sont le lieu de naissance de nombreuses nouvelles étoiles.


C'est élémentaire

Qu'est-ce qu'il y a dans un nom? Pour le dieu grec du soleil, Hélios.

Tu peux répéter s'il te plait? L'hélium se prononce comme HEE-lee-em.

L'hélium, le deuxième élément le plus abondant dans l'univers, a été découvert sur le soleil avant d'être trouvé sur la terre. Pierre-Jules-Céacutesar Janssen, un astronome français, a remarqué une raie jaune dans le spectre du soleil alors qu'il étudiait une éclipse solaire totale en 1868. Sir Norman Lockyer, un astronome anglais, s'est rendu compte que cette raie, d'une longueur d'onde de 587,49 nanomètres, ne pouvait pas être produit par tout élément connu à l'époque. On a émis l'hypothèse qu'un nouvel élément sur le soleil était responsable de cette mystérieuse émission jaune. Cet élément inconnu a été nommé hélium par Lockyer.

La chasse pour trouver de l'hélium sur terre a pris fin en 1895. Sir William Ramsay, un chimiste écossais, a mené une expérience avec un minéral contenant de l'uranium appelé clevite. Il a exposé la clevite aux acides minéraux et a collecté les gaz produits. Il a ensuite envoyé un échantillon de ces gaz à deux scientifiques, Lockyer et Sir William Crookes, qui ont pu identifier l'hélium qu'il contenait. Deux chimistes suédois, Nils Langlet et Per Theodor Cleve, ont indépendamment trouvé de l'hélium dans la clevite à peu près en même temps que Ramsay.

L'hélium représente environ 0,0005 % de l'atmosphère terrestre. Cette quantité infime d'hélium n'est pas liée gravitationnellement à la terre et est constamment perdue dans l'espace. L'hélium atmosphérique terrestre est remplacé par la désintégration des éléments radioactifs dans la croûte terrestre. La désintégration alpha, un type de désintégration radioactive, produit des particules appelées particules alpha. Une particule alpha peut devenir un atome d'hélium une fois qu'elle capture deux électrons de son environnement. Cet hélium nouvellement formé peut éventuellement se frayer un chemin vers l'atmosphère à travers des fissures dans la croûte.

L'hélium est récupéré commercialement à partir de gisements de gaz naturel, principalement du Texas, de l'Oklahoma et du Kansas. Le gaz hélium est utilisé pour gonfler les dirigeables, les ballons scientifiques et les ballons de fête. Il est utilisé comme bouclier inerte pour le soudage à l'arc, pour pressuriser les réservoirs de carburant des fusées à carburant liquide et dans les souffleries supersoniques. L'hélium est combiné à l'oxygène pour créer une atmosphère sans azote pour les plongeurs en eaux profondes afin qu'ils ne souffrent pas d'une condition connue sous le nom de narcose à l'azote. L'hélium liquide est un matériau cryogénique important et est utilisé pour étudier la supraconductivité et pour créer des aimants supraconducteurs. Le Jefferson Lab du Department of Energy utilise de grandes quantités d'hélium liquide pour faire fonctionner son accélérateur d'électrons supraconducteur.

L'hélium est un gaz inerte et ne se combine pas facilement avec d'autres éléments. Il n'y a pas de composés connus qui contiennent de l'hélium, bien que des tentatives soient faites pour produire du difluorure d'hélium (HeF2).


Astronomie - Autre

Alors que les scientifiques tiennent aujourd'hui largement pour acquis le cadre dans lequel fonctionne notre système solaire, la nature de ce cadre a fait l'objet d'un débat substantiel pendant littéralement des milliers d'années. Le débat n'a pas seulement porté sur l'astronomie et la science en général, mais aussi sur la philosophie et la religion. Cet effort pour décrire le mouvement des planètes dans notre système solaire a eu des applications durables pour d'autres objets de notre système solaire et même d'autres systèmes solaires.

Les questions sur le cadre de notre système solaire et le mouvement des planètes peuvent apparaître dans une grande variété de situations. Les cours d'introduction à l'enseignement général en astronomie consacrent généralement une ou deux semaines à ces sujets, les cours de laboratoire d'astronomie effectueront des calculs à l'aide de ces concepts, les cours d'astrophysique de niveau supérieur appliqueront ces principes à des situations et découvertes uniques et nouvelles, et les cours de physique pourraient dériver d'où les équations et les lois qui décrivent le fonctionnement de notre système solaire proviennent de l'utilisation d'équations pour le mouvement et la gravité.

Chez 24HourAnswers, nous avons une équipe d'experts avec des diplômes avancés en physique et en astrophysique, ainsi que des spécialistes en astronomie d'introduction à l'enseignement général, qui sont désireux de vous aider avec toutes les questions auxquelles vous avez besoin de réponses ou d'assistance, 24 heures sur 24. Calculs détaillés, questions à développement, présentations et nous pouvons gérer tout type de question que vous pourriez avoir. Ne vous battez pas seul --- laissez-nous vous aider.

Introduction aux vues sur le système solaire

Bien qu'il y ait peut-être eu quelques avant-gardistes à leur époque (Aristarque peut-être le plus célèbre), l'opinion dominante de notre système solaire depuis les temps anciens jusqu'aux années 1500 et 1600 était que la Terre était au centre du système solaire et tout le reste, dont le Soleil, en orbite autour de la Terre. Ce type de théorie est appelé modèle géocentrique (centrée sur la Terre). Alors qu'aujourd'hui nous tenons pour acquis l'absurdité d'un tel modèle, il vaut toujours la peine de se poser la question suivante : avez-vous l'impression de voler dans l'espace autour du Soleil à environ 67 000 milles à l'heure ou avez-vous l'impression d'être au repos et le ciel, le soleil, les planètes et les étoiles se déplacent autour de nous ?

L'astronomie est une science, ce qui signifie que les astronomes font constamment des observations pour tester et affiner les théories existantes. Avec le développement de meilleures techniques pour mesurer l'emplacement des planètes par rapport aux étoiles dans le ciel, les scientifiques ont commencé à se rendre compte que les emplacements prédits des planètes à partir du modèle géocentrique ne correspondaient pas à leurs emplacements réels. En réponse, Ptolémée a modifié le modèle géocentrique dominant pour inclure des épicycles, de petits cercles imaginaires qui contenaient les planètes. Alors que les épicycles tournaient autour de la Terre sur des orbites circulaires, les planètes elles-mêmes se déplaçaient autour de leurs épicycles. Au début, ce modèle peut sembler étrange, et Ptolémée n'a pas tenté d'expliquer pourquoi il devrait y avoir des épicycles ou comment ils fonctionnaient physiquement. Cependant, il a atteint un objectif substantiel : prédire les positions de la planète avec précision - ou du moins il l'a fait sur le moment. Cependant, à mesure que les compétences scientifiques dans la mesure des positions des planètes augmentaient, les astronomes ont constaté que les observations ne correspondaient pas aux prédictions du modèle géocentrique de Ptolémée. Ils ont essayé de réparer le modèle en ajoutant encore plus d'épicycles (sans aucune explication quant à pourquoi ils devraient être là) jusqu'à ce que le modèle entier soit un désordre complet.

Y avait-il une meilleure solution ? Oui, il y en a eu, et cette idée est attribuée à l'astronome polonais Nicolaus Copernicus, bien que la base de la théorie remonte à la Grèce antique et ait également été posée par les astronomes islamiques du moyen âge. Copernic, dans son ouvrage de 1543, De revolutionibus orbium coelestium, décrit ce qui est maintenant connu sous le nom de modèle héliocentrique ou &ldquoSun-centered&rdquo de notre système solaire. Dans ce modèle, le Soleil, et non la Terre, est maintenant le centre du système solaire et toutes les planètes, y compris la Terre, sont en orbite circulaire autour du Soleil. Le modèle de Copernicus, cependant, était loin d'être parfait. Avec des planètes en orbite autour du Soleil en cercles parfaits, Copernic ne pouvait pas faire correspondre exactement les observations à sa théorie héliocentrique. En fait, il a ajouté de petits épicycles que chaque planète a parcourus en orbite autour du Soleil pour faire fonctionner les nombres. Malgré son incapacité à développer un modèle de notre système solaire qui ne repose pas sur une idée avec si peu de base physique que les épicycles, Copernic a néanmoins inauguré la nouvelle idée controversée sur notre système solaire héliocentrique et le rôle de la Terre dans celui-ci qu'après plus d'un cent ans de combat et de recul sont finalement devenus le modèle accepté de notre système solaire.

Johannes Kepler (1571-1630)

Près de 100 ans après la publication des travaux révolutionnaires de Copernicus, un modèle de travail simple de notre système solaire n'avait pas encore été développé. Cela allait bientôt changer grâce à la perspicacité de l'astronome et mathématicien allemand Johannes Kepler. Grâce à un ensemble de circonstances, Kepler a eu accès aux mesures de position de la planète étendues et très précises menées pendant de nombreuses années par l'astronome excentrique Tycho Brahe. Kepler s'est d'abord intéressé à la compréhension de l'orbite de Mars et, après près de 10 ans de recherche et d'essais et d'erreurs, a développé un modèle du système solaire qui a prédit avec précision l'orbite de Mars sans recourir à des constructions artificielles telles que les épicycles. Alors qu'il n'a initialement fait correspondre ses prédictions de modèle qu'au mouvement réel de Mars, Kepler a affirmé (à juste titre) que cela s'appliquait non seulement à Mars mais à toutes les planètes du système solaire. Il présente son modèle dans une œuvre de 1609, Astronomie nova.

Kepler&rsquos Trois lois du mouvement planétaire

Le modèle Kepler&rsquos du système solaire était fermement ancré dans le modèle héliocentrique de Copernic. Il a présenté son modèle sous la forme de trois lois du mouvement planétaire qui s'appliquaient à chaque planète de notre système solaire en orbite autour du Soleil.

Kepler&rsquos Première loi : Les planètes orbitent autour du Soleil en ellipses avec le Soleil à l'un des foyers de chaque ellipse.

Dans la première loi de Kepler, nous voyons immédiatement le départ de l'idée héliocentrique de Copernic. Copernic a supposé que les planètes orbitent en cercles, la forme parfaite des mathématiques et de l'architecture classiques. Cependant, le modèle de Kepler&rsquos a montré que les orbites sont en fait des ellipses. Une ellipse est essentiellement un cercle ovale ou aplati. Une ellipse peut prendre de nombreuses apparences différentes selon l'aplatissement d'un cercle. Le degré d'aplatissement est un terme appelé excentricité. L'excentricité va de 0 à 1, où 0 est une ellipse complètement aplatie (c'est-à-dire un cercle) et une excentricité de 1 est une ellipse complètement aplatie (c'est-à-dire une ligne). La plupart des planètes ont des excentricités proches de 0, ce qui les rend semblables à des cercles mais pas à des cercles réels. Les comètes, qui ont des orbites qui les rapprochent du Soleil mais aussi très loin, ont en revanche une excentricité élevée (certaines jusqu'à 0,999).

Qu'en est-il de la 2 ème partie de la première loi de Kepler, la partie suggérant que pour les orbites planétaires le Soleil est situé à l'un des foyers de l'ellipse ? Les foyers sont deux points clés à l'intérieur d'une ellipse et mathématiquement, une ellipse est définie comme tous les points où la somme de la distance entre le point et les deux foyers est une constante. L'excentricité de l'ellipse détermine également la séparation entre les foyers. A sa limite inférieure (excentricité = 0), alors les foyers ne sont pas du tout séparés mais localisés ensemble au centre même de l'ellipse circulaire. Au fur et à mesure que l'excentricité augmente, les foyers sont de plus en plus séparés. Le fait que le Soleil soit situé à l'un des foyers de l'ellipse signifie que la distance de la planète au Soleil varie (sauf pour l'excentricité = 0) et que plus l'excentricité est grande, plus la distance varie du plus proche au plus éloigné. Cela peut être vu simplement en comparant les distances les plus proches et les plus éloignées de la Terre à celle d'un objet à excentricité plus élevée comme une comète. La Terre à son plus proche est de 0,98 UA et à son plus éloigné de 1,02 UA. Comparez cela avec Halley&rsquos Comet qui a une excentricité de 0,97. Au plus près, la comète Halley&rsquos est à 0,59 UA et à 35,08 UA au plus éloigné du Soleil. Enfin, une comète encore plus extrême, Hale-Bopp, qui a une excentricité de 0,995, varie de 0,91 UA à l'approche la plus proche à 370,8 UA à sa distance la plus éloignée. Les planètes, en résumé, n'ont que des différences mineures de distance du Soleil, par rapport aux objets à excentricité plus élevée comme les comètes qui ont des différences extrêmes de la distance la plus proche à la plus éloignée.

Kepler&rsquos Deuxième loi : Une ligne entre le Soleil et une planète balaie des zones égales en des temps égaux.

Alors que la deuxième loi de Kepler&rsquos est formulée de cette manière apparemment étrange, à la base, la deuxième loi de Kepler&rsquos se rapporte à la vitesse des planètes dans leurs orbites autour du Soleil. Les planètes se déplacent plus rapidement lorsqu'elles sont situées près du Soleil et plus lentement lorsqu'elles sont les plus éloignées du Soleil. Pour les planètes, la différence est souvent assez faible. Par exemple, à l'approche de la Terre la plus proche du Soleil, elle orbite à 30,3 km/s contre 29,3 km/s à sa distance la plus éloignée, soit une différence d'environ 3 %. Comparez cela avec la comète de Halley qui se déplace à 54,3 km/s à l'approche la plus proche et à moins de 1 km/s (0,91 km/s pour être précis) à sa plus grande distance, soit une différence d'environ 193 %. En d'autres termes, plus l'excentricité d'une planète est grande, plus la variation de distance est grande, mais aussi plus la variation de la vitesse de la planète du plus proche au plus éloigné est importante.

Kepler&rsquos Troisième loi : Le carré de la période orbitale d'une planète est directement proportionnel au cube du demi-grand axe de son orbite.

Tout d'abord, passons en revue quelques définitions : la période orbitale est le temps qu'il faut à une planète pour orbiter autour du Soleil le demi-grand axe d'une planète est la moyenne de ses distances les plus proches et les plus éloignées du Soleil. Ce qui est essentiel à propos de la troisième loi de Kepler, c'est qu'il a déterminé qu'il existe une relation claire et directe entre le temps d'orbite d'une planète et sa distance par rapport au Soleil. De plus, bien que ce ne soit probablement pas une surprise après un peu de réflexion, la troisième loi détermine que les planètes plus éloignées du Soleil mettent plus de temps à orbiter. Maintenant, par exemple, non seulement pouvons-nous dire que Mars met plus de temps à orbiter autour du Soleil que la Terre, mais nous pouvons calculer directement qu'en fonction de sa distance de demi-grand axe de 1,52 UA, Mars mettra 1,88 année terrestre pour orbiter. Ces nombres pour Mars illustrent une autre conclusion importante qui peut être déduite de la troisième loi de Kepler : la période des objets augmente plus que linéairement à mesure que le demi-grand axe augmente. Mars n'est qu'à 1,5 UA du Soleil (50% plus grande distance) mais prend presque 100% plus de temps pour orbiter. Neptune, la planète la plus éloignée, a un demi-grand axe de 30,1 UA (environ 30 fois le demi-grand axe de la Terre) mais met 165 ans pour orbiter (environ 165 fois la période orbitale de la Terre).

Prouver les lois de Kepler

Il manquait aux travaux révolutionnaires de Johannes Kepler&rsquos un élément essentiel. Astronomie nova décrit en détail ses trois lois du mouvement planétaire. Cependant, il a présenté ces lois sans preuve, se concentrant plutôt sur la façon dont ces lois correspondent aux données mais sans expliquer pourquoi. En substance, disait-il, &ldquoVoici quelques règles. Ils fonctionnent mais je ne sais pas exactement pourquoi. Le &ldquowhy&rdquo qu'ils travaillent a duré près d'un siècle de plus jusqu'à la publication de Principia par Sir Isaac Newton. Entre autres choses dans ce livre révolutionnaire se trouvaient sa dérivation des trois lois du mouvement planétaire de Kepler. Newton a pris ses propres lois générales du mouvement et sa loi de la gravitation universelle et les a utilisées pour montrer pourquoi les lois de Kepler fonctionnent. Par exemple, les planètes accélèrent constamment lorsqu'elles tournent autour du Soleil en raison des petits changements de vitesse et du changement constant de direction de la planète sur son orbite. Par conséquent, une force doit créer cette accélération, et Newton a montré que si vous supposez que la loi de la gravité est à l'origine de cette accélération, vous pouvez dériver Kepler&rsquos trois lois du mouvement planétaire.

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Aperçu général de l'astronomie

Le mot "astronomie" a une origine grecque et a été créé à partir des mots grecs &ldquoastro&rdquo + &ldquonomos&rdquo, qui signifient ensemble &ldquo la loi des étoiles&rdquo. L'astronomie est une science qui étudie l'origine et l'évolution, ainsi que les propriétés physiques et chimiques de tous les objets en dehors de l'atmosphère terrestre.

Une partie de la galaxie générée par l'action de la force gravitationnelle du Soleil est appelée le système planétaire solaire.

Caractéristiques générales du système solaire planétaire

-Le Soleil est l'Étoile centrale

-En plus du Soleil, le système solaire se compose de planètes, de planètes naines, de satellites, d'astéroïdes, de météorites, de comètes, d'objets de la ceinture de Kuiper et de matériel interplanétaire

-L'influence gravitationnelle dominante vient du Soleil

- Tous les objets du système solaire se déplacent autour du Soleil le long de trajectoires elliptiques (orbites)

-Les planètes sont les plus gros objets et beaucoup ont leurs adeptes - les satellites. Les plus gros sont Ganimed (Jupiter), Titan (Saturne) et Kalisto (Jupiter)

le soleil est de 149,6 millions. km de la Terre. Il se compose de six zones : le noyau, la zone de rayonnement, la zone convective, la photosphère, la chromosphère et la couronne. L'énergie est générée dans le noyau et transmise à la surface par rayonnement et convection.

Mercure est la plus petite planète du système solaire et la plus proche du Soleil. Un jour sur Mercure équivaut à 59 jours sur Terre, et une année dure la même chose que 88 jours terrestres. Il a une surface solide et rocheuse recouverte de cratères.

Vénus est un peu plus petite que la Terre. Un jour de Vénus est plus long qu'une année de Vénus. Un jour de Vénus est comparable à 243 jours terrestres et la période de révolution de 225 jours terrestres. Elle tourne dans le sens inverse de la Terre. La masse, la densité et la gravité de Vénus sont similaires à celles de la Terre et son atmosphère est principalement composée de dioxyde de carbone.

Terre est la seule planète connue (à ce jour) où la vie existe. La surface de la planète est rocheuse et 70% de la surface de la planète est recouverte d'eau. Il y a un noyau qui est fait de fer et de nickel. Autour du noyau, il y a une couverture rocheuse. La terre a également une atmosphère qui contient 78 % d'azote, 21 % d'oxygène et 1 % d'autres éléments. La Terre a un satellite et notre lune.

Mars&rsquo la période de rotation est similaire à celle de la Terre (un jour sur Mars dure un peu plus de 24 heures). L'année sur Mars dure 687 jours terrestres. Sa surface est rocheuse et sèche. Mars a des changements saisonniers visibles et possède deux satellites connus, Fobos (Phobos) et Deimos.

Jupiter est la plus grande planète du système solaire. C'est une planète gazeuse composée majoritairement d'ammoniac. En 1979, des anneaux autour de Jupiter ont été découverts. Sur les 67 satellites connus de Jupiter, les plus grands sont Europe (Europe), Ganimed (Ganymède) et Kalisto (Callisto).

Saturne est constitué principalement d'hydrogène et d'hélium. En volume, elle est 755 fois plus grande que la Terre. Dans les couches supérieures de l'atmosphère, les vents sur Saturne atteignent 500 miles/seconde, ce qui est cinq fois plus rapide que les vents les plus rapides sur Terre. Ces vents provoquent la formation de nuages ​​jaunes et dorés autour de la planète. En raison de fortes pressions, le noyau interne de la planète est à l'état solide. Le noyau surchauffé est un mélange d'hydrogène dans des métaux liquides et fondus. La couche externe de la planète est constituée d'hydrogène à l'état liquide. Le champ magnétique de Saturne est 578 fois plus fort que le champ magnétique terrestre. Saturne a 62 satellites. Avec un diamètre de 5 150 km, le satellite Titan est le deuxième plus gros satellite du système solaire.

Uranus tourne rétrograde, d'est en ouest, et l'axe autour duquel il tourne fait un angle de 980 par rapport au plan orbital, il semble donc rouler sur le côté pendant la révolution. L'atmosphère est principalement composée d'hydrogène et d'hélium. Il dispose de 27 satellites, dont Oberon et Titania sont les plus gros.

Neptune est fait de glace. Une année de Neptune dure 165 années terrestres et le jour dure 16 heures. Les vents sur Neptune sont neuf fois plus forts que les vents sur Terre et son champ magnétique est 27 fois plus fort que sur Terre. Neptune a 14 satellites. Le plus grand est Triton.

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