Encore des heures et des heures de vidéo ne suffirait pas pour en faire le tour. Petite planète mais très riche en diversité
La Terre planète bleue
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# Posté le vendredi 29 février 2008 11:08
La Terre et ses habitants
Je pourrai en mettre des heures et des heures, je ne ferai jamais tout le tour. Donc je me contenterai d'un très petit échantillon
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# Posté le vendredi 29 février 2008 05:46
Modifié le samedi 01 mars 2008 18:19
La fin des étoiles: Les trous noirs
La vitesse de libération de la Terre est définie comme la vitesse initiale qu'un corps doit posséder afin de pouvoir échapper à l'attraction gravitationnelle de notre planète. Elle est d'environ 11 kilomètres par seconde. Ainsi, pour envoyer une sonde vers une autre planète, il est nécessaire de la lancer au moins avec cette vitesse. Sinon, l'engin ne peut pas s'échapper, soit il retombe sur Terre, soit il se retrouve en orbite autour de notre planète tel un satellite. On peut de la même façon définir une vitesse de libération pour n'importe quel corps céleste, en particulier une étoile. Par exemple, pour le Soleil, elle est de 620 kilomètres par seconde.
Comme nous l'avons vu, lorsqu'une étoile massive arrive en fin de vie, elle s'effondre sur elle-même. La gravité à sa surface augmente alors fortement et il est de plus en plus difficile de lui échapper. La vitesse de libération de l'étoile devient donc de plus en plus grande. Mais cela continue-t-il indéfiniment ? C'est là le problème que Pierre Simon de Laplace fut le premier à considérer, à la fin du XVIIIe siècle. Que se passe-t-il si la vitesse de libération d'un corps est si grande qu'elle atteint celle de la lumière ?
La fin des étoiles les plus massives
Pour l'astronomie moderne, un tel corps n'est plus du domaine de la spéculation, mais de celui de la réalité. Les naines blanches ont une masse nécessairement inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. De la même façon, les étoiles à neutrons ne peuvent pas être constituées d'une quantité arbitraire de matière. La pression de dégénérescence des neutrons n'est capable de supporter qu'un corps de moins de trois masses solaires. Or, il n'y a pas de raison qu'un résidu stellaire ne puisse dépasser cette limite. L'étude des différents processus de perte de matière montre qu'une étoile de masse supérieure à 40 fois celle du Soleil conduit, après l'explosion finale, à un résidu dont la masse est supérieure à cette limite.
Dans ce cas, lors de l'effondrement final, les neutrons sont incapables de résister à la force de gravitation. Le résidu ne s'arrête pas au stade d'étoile à neutrons mais continue de s'effondrer. Lorsque sa taille atteint la vingtaine de kilomètres, la densité et la gravité de l'étoile atteignent des valeurs si grandes que la vitesse de libération atteint effectivement celle de la lumière.
Evidemment, dans ces conditions extrêmes, la physique de Newton ne donne pas de résultats fiables. Il faut faire appel à la relativité générale pour décrire l'astre qui se forme. La théorie d'Einstein montre alors que la déformation de l'espace-temps autour du résidu est telle que rien, pas même la lumière, ne peut plus s'échapper. L'étoile est désormais impossible à observer, elle ne se manifeste plus que par d'intenses perturbations de l'espace-temps dans son voisinage. L'étoile est devenue un trou noir.
La disparition se produit au moment où le rayon de l'étoile atteint une valeur critique, le rayon de Schwarzschild, qui est fonction de la masse de l'étoile. Ce rayon définit en quelque sorte la surface du trou noir. Il correspond à la distance à laquelle la lumière n'est plus capable de s'échapper et où la communication avec notre univers devient impossible. Le résidu stellaire quant à lui, une fois le rayon de Schwarzschild dépassé, continue à se contracter jusqu'à finalement atteindre un état de densité infinie, une singularité, où l'espace et le temps sont infiniment distordus.
Comme nous l'avons vu, lorsqu'une étoile massive arrive en fin de vie, elle s'effondre sur elle-même. La gravité à sa surface augmente alors fortement et il est de plus en plus difficile de lui échapper. La vitesse de libération de l'étoile devient donc de plus en plus grande. Mais cela continue-t-il indéfiniment ? C'est là le problème que Pierre Simon de Laplace fut le premier à considérer, à la fin du XVIIIe siècle. Que se passe-t-il si la vitesse de libération d'un corps est si grande qu'elle atteint celle de la lumière ?
La fin des étoiles les plus massives
Pour l'astronomie moderne, un tel corps n'est plus du domaine de la spéculation, mais de celui de la réalité. Les naines blanches ont une masse nécessairement inférieure à 1,4 fois celle du Soleil. De la même façon, les étoiles à neutrons ne peuvent pas être constituées d'une quantité arbitraire de matière. La pression de dégénérescence des neutrons n'est capable de supporter qu'un corps de moins de trois masses solaires. Or, il n'y a pas de raison qu'un résidu stellaire ne puisse dépasser cette limite. L'étude des différents processus de perte de matière montre qu'une étoile de masse supérieure à 40 fois celle du Soleil conduit, après l'explosion finale, à un résidu dont la masse est supérieure à cette limite.
Dans ce cas, lors de l'effondrement final, les neutrons sont incapables de résister à la force de gravitation. Le résidu ne s'arrête pas au stade d'étoile à neutrons mais continue de s'effondrer. Lorsque sa taille atteint la vingtaine de kilomètres, la densité et la gravité de l'étoile atteignent des valeurs si grandes que la vitesse de libération atteint effectivement celle de la lumière.
Evidemment, dans ces conditions extrêmes, la physique de Newton ne donne pas de résultats fiables. Il faut faire appel à la relativité générale pour décrire l'astre qui se forme. La théorie d'Einstein montre alors que la déformation de l'espace-temps autour du résidu est telle que rien, pas même la lumière, ne peut plus s'échapper. L'étoile est désormais impossible à observer, elle ne se manifeste plus que par d'intenses perturbations de l'espace-temps dans son voisinage. L'étoile est devenue un trou noir.
La disparition se produit au moment où le rayon de l'étoile atteint une valeur critique, le rayon de Schwarzschild, qui est fonction de la masse de l'étoile. Ce rayon définit en quelque sorte la surface du trou noir. Il correspond à la distance à laquelle la lumière n'est plus capable de s'échapper et où la communication avec notre univers devient impossible. Le résidu stellaire quant à lui, une fois le rayon de Schwarzschild dépassé, continue à se contracter jusqu'à finalement atteindre un état de densité infinie, une singularité, où l'espace et le temps sont infiniment distordus.
Source: http://www.astronomes.com/
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# Posté le dimanche 24 février 2008 23:05
Modifié le dimanche 16 mars 2008 19:40
La fin des étoiles: Les supernovae
Si le noyau de fer est incapable de produire de l'énergie par réactions nucléaires, il doit en créer par contraction, en transformant son énergie gravitationnelle. C'est donc un nouvel effondrement de l'ensemble de l'étoile qui commence. Cependant, comme nous allons le voir plus loin, l'étoile va subir un ensemble de réactions qui vont transformer toute la matière de son noyau en neutrons. Ces particules donnent naissance à une nouvelle pression de dégénérescence qui stoppe finalement la contraction du noyau et rend celui-ci très rigide. Mais les autres couches de l'étoile sont toujours en train de s'effondrer. Elles atteignent la surface du noyau incompressible, s'y écrasent très violemment et rebondissent. Apparaît alors une formidable onde de choc qui va s'éloigner du noyau et tout balayer sur son passage. L'enveloppe de l'étoile est complètement soufflée. Sa matière est éjectée vers le milieu interstellaire à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Du fait de l'incroyable quantité d'énergie libérée, l'étoile se met à briller comme 200 millions de soleils, parfois autant qu'une galaxie tout entière. Une supernova vient de naître.
Une étoile qui se met à briller autant qu'une galaxie, cela ne passe évidemment pas inaperçu. Une supernova qui exploserait dans le voisinage du Soleil aurait une luminosité apparente si grande qu'elle serait visible en plein jour. C'est l'événement céleste le plus susceptible de marquer les esprits - après le passage d'une comète. Ainsi l'histoire de l'astronomie garde la trace d'une dizaine de supernovae historiques enregistrées, la première mention remontant à l'an 185 de notre ère dans les annales chinoises. En particulier, les Chinois observèrent en 1054 une supernova dans la constellation du Taureau, qui resta visible en plein jour pendant trois semaines. A l'endroit précis qu'ils indiquent, se trouve aujourd'hui la nébuleuse du Crabe, un nuage de gaz et de poussières situé à 6000 années-lumière du Soleil et formé des restes de l'enveloppe déchirée par la supernova de 1054.
C'est dans les contrées asiatiques que l'on trouve les traces les plus anciennes. Les Européens, qui observèrent probablement ces mêmes phénomènes, préférèrent fermer les yeux sur des apparitions qui remettait en cause l'immuabilité des cieux prônée par Aristote. Les deux premières supernovae à être officiellement observées en Occident furent celles de Tycho en 1572 et de Kepler en 1604. Elles jouèrent un rôle important dans le développement de l'astronomie car elles apparurent à une époque où les esprits étaient plus ouverts. Elles montrèrent aux astronomes de l'époque que les cieux n'étaient pas immuables et que la distinction entre le monde sublunaire et les corps célestes n'était que pure fantaisie. Depuis cette époque, près d'un millier de supernovae ont été observées.
Deux types de supernovae
Remarquons que toutes les supernovae ne s'expliquent pas par l'effondrement d'une étoile massive. Certaines se produisent pour des raisons un peu différentes, au sein d'étoiles binaires. C'est par exemple le cas dans un couple stellaire composé d'une naine blanche et d'une étoile géante. Quand les deux étoiles sont suffisamment proches, la géante perd ses couches externes, qui sont transférées vers la naine et créent un disque d'accrétion autour d'elle. Ce disque va peu à peu alimenter la naine en masse jusqu'à lui faire dépasser la limite de Chandrasekhar.
A un moment donné, la naine ne peut plus résister à la gravité et elle commence à s'effondrer. Ceci provoque l'ignition de l'étoile, puis, du fait de la nature particulière des naines blanches, conduit à l'explosion et la désintégration de l'astre. Le résultat est finalement une formidable explosion et une très forte augmentation de la luminosité. Observé de loin, le phénomène est très similaire à celui qui accompagne l'effondrement d'une étoile massive. Pour faire la distinction, on parle alors de supernova de type I, par opposition à celles de type II qui sont le fruit d'un effondrement classique.
Une étoile qui se met à briller autant qu'une galaxie, cela ne passe évidemment pas inaperçu. Une supernova qui exploserait dans le voisinage du Soleil aurait une luminosité apparente si grande qu'elle serait visible en plein jour. C'est l'événement céleste le plus susceptible de marquer les esprits - après le passage d'une comète. Ainsi l'histoire de l'astronomie garde la trace d'une dizaine de supernovae historiques enregistrées, la première mention remontant à l'an 185 de notre ère dans les annales chinoises. En particulier, les Chinois observèrent en 1054 une supernova dans la constellation du Taureau, qui resta visible en plein jour pendant trois semaines. A l'endroit précis qu'ils indiquent, se trouve aujourd'hui la nébuleuse du Crabe, un nuage de gaz et de poussières situé à 6000 années-lumière du Soleil et formé des restes de l'enveloppe déchirée par la supernova de 1054.
C'est dans les contrées asiatiques que l'on trouve les traces les plus anciennes. Les Européens, qui observèrent probablement ces mêmes phénomènes, préférèrent fermer les yeux sur des apparitions qui remettait en cause l'immuabilité des cieux prônée par Aristote. Les deux premières supernovae à être officiellement observées en Occident furent celles de Tycho en 1572 et de Kepler en 1604. Elles jouèrent un rôle important dans le développement de l'astronomie car elles apparurent à une époque où les esprits étaient plus ouverts. Elles montrèrent aux astronomes de l'époque que les cieux n'étaient pas immuables et que la distinction entre le monde sublunaire et les corps célestes n'était que pure fantaisie. Depuis cette époque, près d'un millier de supernovae ont été observées.
Deux types de supernovae
Remarquons que toutes les supernovae ne s'expliquent pas par l'effondrement d'une étoile massive. Certaines se produisent pour des raisons un peu différentes, au sein d'étoiles binaires. C'est par exemple le cas dans un couple stellaire composé d'une naine blanche et d'une étoile géante. Quand les deux étoiles sont suffisamment proches, la géante perd ses couches externes, qui sont transférées vers la naine et créent un disque d'accrétion autour d'elle. Ce disque va peu à peu alimenter la naine en masse jusqu'à lui faire dépasser la limite de Chandrasekhar.
A un moment donné, la naine ne peut plus résister à la gravité et elle commence à s'effondrer. Ceci provoque l'ignition de l'étoile, puis, du fait de la nature particulière des naines blanches, conduit à l'explosion et la désintégration de l'astre. Le résultat est finalement une formidable explosion et une très forte augmentation de la luminosité. Observé de loin, le phénomène est très similaire à celui qui accompagne l'effondrement d'une étoile massive. Pour faire la distinction, on parle alors de supernova de type I, par opposition à celles de type II qui sont le fruit d'un effondrement classique.
Source: http://www.astronomes.com/
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# Posté le dimanche 24 février 2008 22:41
Modifié le dimanche 16 mars 2008 19:40
La fin des étoiles: Les novae
Les naines blanches peuvent donner lieu à un phénomène très spectaculaire appelé nova, lorsqu'elles sont membres d'un système binaire. L'action se produit lorsque la deuxième étoile du couple atteint le stade de géante rouge et voit son enveloppe se dilater. Si le couple est très serré, les couches externes de la géante rouge sont suffisamment proches de la naine blanche pour être attirées par celle-ci. Un transfert de masse se met en place et une partie de l'hydrogène de la géante rouge vient former un disque de matière autour de la naine blanche, ce que l'on appelle un disque d'accrétion. Ensuite, sous l'effet des forces de friction internes, le gaz du disque va peu à peu tomber sur la naine et former une couche d'hydrogène qui devient de plus en plus dense et chaude.
Finalement, quand la température atteint la dizaine de millions de kelvins, les réactions de fusion de l'hydrogène se déclenchent. Une formidable explosion se produit à la surface de l'étoile. Les couches d'hydrogène sont expulsées avec une violence inouïe. La luminosité de l'étoile binaire est multipliée en quelques jours par un facteur compris entre 10 000 et un million, fonction de la quantité d'hydrogène accumulée. Il faut ensuite plusieurs mois pour que la situation redevienne normale. Malgré la violence de l'explosion, la naine blanche n'est pas trop affectée et l'accumulation d'hydrogène peut reprendre jusqu'à une nouvelle explosion, après une période comprise entre un siècle et plusieurs dizaines de milliers d'années.
Finalement, quand la température atteint la dizaine de millions de kelvins, les réactions de fusion de l'hydrogène se déclenchent. Une formidable explosion se produit à la surface de l'étoile. Les couches d'hydrogène sont expulsées avec une violence inouïe. La luminosité de l'étoile binaire est multipliée en quelques jours par un facteur compris entre 10 000 et un million, fonction de la quantité d'hydrogène accumulée. Il faut ensuite plusieurs mois pour que la situation redevienne normale. Malgré la violence de l'explosion, la naine blanche n'est pas trop affectée et l'accumulation d'hydrogène peut reprendre jusqu'à une nouvelle explosion, après une période comprise entre un siècle et plusieurs dizaines de milliers d'années.
Source: http://www.astronomes.com/
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# Posté le dimanche 24 février 2008 22:18
Modifié le dimanche 16 mars 2008 19:41
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