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Naine blanche

Naine blanche
Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de 8 à 10 masses solaires au maximum[1]) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires. Cet objet a alors une taille très petite comparativement à une étoile, et conserve longtemps une température de surface élevée, d'où son nom de « naine blanche ». Début 2009, le projet Research Consortium on Nearby Stars dénombre huit naines blanches dans les cent systèmes stellaires les plus proches du système solaire[3], mais étant donné la rareté des étoiles de grande masse, elles représentent le destin de 96 % des étoiles de notre galaxie[4]. Du fait de l'évolution de leur étoile parente (dictée par sa masse), les naines blanches existant aujourd'hui sont habituellement composées de carbone et d'oxygène. Découverte[modifier | modifier le code] Edward Charles Pickering Caractéristiques physiques[modifier | modifier le code] Related:  science : L'universA ClasserLes naines et géantes

Supernova Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. La supernova SN 1994D (le point blanc brillant en bas à gauche de l'image), dans la partie externe du disque de la galaxie spiraleNGC 4526 (photo datant de 1994). Une supernova est l'ensemble des phénomènes conséquents à l'explosion d'une étoile, qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité. Les supernovas[2] sont des événements rares à l'échelle humaine : leur taux est estimé à environ une à trois par siècle dans notre Voie lactée. Il est à noter qu'à notre époque aucune supernova n'a été observée dans notre galaxie, la Voie Lactée, depuis l'invention du télescope. Elles ont eu et jouent encore un rôle essentiel dans l'histoire de l'Univers, car c'est lors de son explosion en supernova que l'étoile libère les éléments chimiques qu'elle a synthétisés au cours de son existence — et pendant l'explosion même —, pour être diffusés dans le milieu interstellaire. Étymologie[modifier | modifier le code]

Musée de la civilisation: Les phases de la Lune Pourquoi la Lune brille-t-elle? La Lune n'émet pas sa propre lumière. Elle reflète la lumière du soleil. Depuis la Terre, nous voyons donc la partie de la Lune que le Soleil éclaire. Tantôt ronde, tantôt fin croissant, la Lune change d'aspect tout au long du mois lunaire. Pourquoi? Pour mieux visualiser ce phénomène, nous vous proposons d'utiliser notre démonstration interactive.

Naine jaune Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Le Soleil, un exemple de naine jaune. Une étoile jaune de la séquence principale, appelée communément naine jaune, est une étoile de type G V (lire « G cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral G (étoile jaune). Sa masse est comprise entre 0,8 et 1,2 masse solaire[1]. Ce type d'étoile représente environ 10 % des étoiles de la Voie lactée et le Soleil en est un exemple typique[2]. Caractéristiques[modifier | modifier le code] Les naines jaunes transforment dans leur cœur de l'hydrogène en hélium, par un processus de fusion nucléaire. Leur température de surface est comprise entre 5 000 et 6 000 °C environ[1], et leur couleur jaune vif, presque blanc. Le cycle de vie du Soleil est similaire à celui d'une naine jaune. Naines jaunes remarquables[modifier | modifier le code] Le Soleil est l'exemple le plus connu de naine jaune. Notes et références[modifier | modifier le code]

Objet compact Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Portail de l’astronomie Naine noire Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Une naine noire est une étoile naine blanche hypothétique, qui s’est suffisamment refroidie pour ne plus émettre de lumière visible[1]. Pour l'instant, aucune étoile de ce type n’a pu être repérée puisque l'Univers serait trop jeune pour qu'une naine blanche ait eu le temps de se refroidir et se transformer en naine noire[2]. Même à l’époque où les naines noires existeront, il sera extrêmement difficile de les détecter, car elles émettront un rayonnement thermique à une température à peine au-dessus de celui du rayonnement fossile micro-onde. L'une des seules manière de les détecter sera par leur influence gravitationnelle[3]. Le terme « naine noire » a déjà été utilisé pour désigner ce qui est aujourd'hui connu sous le nom de naine brune[4]. Notes et références[modifier | modifier le code] (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « black dwarf » (voir la liste des auteurs)

Une comète va-t-elle percuter Mars le 19 octobre 2014 ? Crédit : D.R. Vue d'artiste de ce à quoi pourrait ressembler la chute d'une comète géante sur [...] texte de Thibaut Alexandre publié le 28-02-2013 Depuis quelques jours, la rumeur enfle sur les sites internet consacrés à l'astronomie : en octobre 2014, la planète Mars va voir s'approcher une comète de très près. Si l'année 2013 a été baptisée « l'année des comètes » du fait de passages de très belles comètes dans notre ciel (C/2012 F6 Lemmon, C/2011 L4 PANSTARRS et C/2012 S1 ISON), l'année 2014 ne sera pas en reste en matière de « boules de neige sale », ce surnom donné aux comètes par Fred L. En effet, 2014 correspondra à l'arrivée de la sonde Rosetta autour du noyau de 67P/Churyumov-Gerasimenko, et de l'envoi à sa surface de l'atterrisseur Philae. Découverte le 3 janvier dernier par Rob H. Ces dernières années, suite à la collision entre les débris de Shoemaker-Levy 9 et la planète Jupiter en juillet 1994, Hollywood nous a habitué à bon nombre de films catastrophes (ou catastrophiques ?

Nébuleuse solaire Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. La nébuleuse solaire (ou protosolaire, ou primordiale) est le nuage de gaz (ou disque d'accrétion) à partir duquel le Système solaire s'est formé. L'hypothèse de la nébuleuse a été proposée pour la première fois en 1734 par Emanuel Swedenborg[1] et en 1755 par Emmanuel Kant, en supposant que la nébuleuse tourne lentement sur elle-même, se condensant et s'aplatissant graduellement sous l'effet de la gravité, pour former plus tard des étoiles et des planètes. Un modèle similaire fut proposé en 1796 par Pierre-Simon de Laplace. Formation et évolution[modifier | modifier le code] D'après cette théorie, la nébuleuse aurait eu un diamètre initial de 100 UA, et une masse de 2 à 3 fois la masse actuelle du Soleil. Après 100 millions d'années, la température dans la proto-étoile a atteint un niveau tel que les réactions thermo-nucléaires se sont déclenchées - la proto-étoile devint alors le Soleil. Notes et références[modifier | modifier le code]

Naine rouge Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Représentation d'une naine rouge. En astronomie, une étoile rouge de la séquence principale, appelée communément naine rouge, est une étoile de type M V (lire « M cinq »), c'est-à-dire une étoile appartenant à la séquence principale (classe de luminosité V) de type spectral M (étoile rouge). Les "late K" (étoiles de type K les plus froides) sont parfois incluses parmi les naines rouges. Ces étoiles sont peu massives et de température peu élevée. Ayant une masse comprise entre 0,075 et 0,4 masses solaires et une température inférieure à 4 000 K en surface, ce sont des étoiles peu lumineuses, les plus grosses d'entre elles émettant de l'ordre de 10 % de la luminosité solaire. Les naines rouges seraient de loin les étoiles les plus nombreuses de l'Univers[1]. Découverte[modifier | modifier le code] Caractéristiques[modifier | modifier le code] Masse et rayonnement[modifier | modifier le code] Elles sont de type spectral « K » ou « M ». Gliese 581

Étoile à neutrons Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Historique[modifier | modifier le code] Le concept d'étoiles à neutrons est né immédiatement après la découverte du neutron en 1932 par James Chadwick. Le physicien Lev Landau proposa alors qu'il puisse exister des astres presque entièrement composés de neutrons et dont la structure serait déterminée par un effet de mécanique quantique appelé pression de dégénérescence, à l'instar d'une autre classe d'astres, les naines blanches dont la structure est déterminée par la pression de dégénérescence des électrons. Deux ans plus tard, en 1934, les astronomes Walter Baade et Fritz Zwicky eurent l'intuition que le passage d'une étoile ordinaire à une étoile à neutrons libèrerait une quantité considérable d'énergie et donc de rayonnement électromagnétique, donnant l'illusion de l'allumage d'un astre nouveau. L'étude des étoiles à neutrons n'a pris son essor qu'à partir de leur phénomène d'émission pulsée les révélant sous la forme de pulsar.

Supergéante rouge Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Les supergéantes rouges sont produites par des étoiles dont la masse initiale est de l'ordre de 20 masses solaires. Elles sont les grandes sœurs des géantes rouges. Certaines étoiles (en fonction de cette masse initiale, et de l'intensité des vents stellaires durant la phase de séquence principale) finissent leur vie comme telles, et explosent en supernova. D'autres (les plus massives d'entre elles) entrent dans le stade Wolf-Rayet. Leur cœur s'est contracté jusqu'à ce que la température et la pression soient suffisantes pour que la fusion de l'hélium démarre. Une des anecdotes à propos des étoiles supergéantes rouges est que certaines d'entre elles pourraient être en fait des objets de Thorne-Zytkow. Articles connexes[modifier | modifier le code] Portail de l’astronomie

La désintégration mystérieuse d'un astéroïde a été observée par deux astronomes «Voir cet objet tomber en morceaux devant nos yeux était vraiment surprenant», commente David Jewitt, professeur d'astrophysique à l'Université de Californie à Los Angeles, qui a conduit ces observations. C'était «vraiment bizarre», renchérit Jessica Agarwal, une astronome du Max-Planck Institute en Allemagne, co-auteur de cette recherche. Un nuage de poussières d'un diamètre proche de celui de la Terre Cet astéroïde désintégré, initialement répertorié comme «P/2013 R3», avait été détecté pour la première fois le 15 septembre 2013 et décrit alors comme un objet inhabituel avec une apparence floue. Quatre fragments mesuraient jusqu'à 200 mètres de rayon Avec une résolution nettement supérieure, le télescope spatial Hubble a permis de révéler qu'il y avait en fait 10 objets distincts, chacun avec une sorte de queue comme une comète. Une accélération de sa vitesse de rotation Une source abondante de météorites dans l'avenir J.M. avec AFP

Loi universelle de la gravitation Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Les satellites et les projectiles obéissent à la même loi. Expression mathématique selon Isaac Newton[modifier | modifier le code] Deux corps ponctuels de masses respectives et s'attirent avec des forces de mêmes valeurs (mais vectoriellement opposées), proportionnelles à chacune des masses, et inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare. La force exercée sur le corps par le corps est vectoriellement donnée par en kilogramme (kg); d en mètre (m); en newton (N) où G est la constante gravitationnelle, elle vaut dans les unités SI, le CODATA 2010 [2] Énergie potentielle de gravitation[modifier | modifier le code] Voici le calcul menant à l'expression de l'énergie potentielle de gravitation d'un corps de masse m à une distance R d'un corps de masse M produisant le champ de gravitation : D'où : Énergie potentielle d'une sphère homogène[modifier | modifier le code] Soit un corps sphérique de rayon R et de masse volumique uniforme , on a :

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