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2 mai 2012 3 02 /05 /mai /2012 02:00

Philip Plait

 

 

 

 

 

Philip Plait

Description de cette image, également commentée ci-après

Philip Plait en janvier 2007.

 

 

 

Données clés

 

 

 

Nom de naissance Philip Cary Plait
Surnom The Bad Astronomer
Nationalité Drapeau des États-Unis Américain
Profession Physicien
Astronome
Auteur

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Philip Cary Plait (alias « The Bad Astronomer ») est un astronome et un sceptique américain. Il est l'auteur du Bad Astronomy Blog. Il a travaillé précédemment au département de physique et d'astronomie de l'université d'État de Sonoma (Sonoma State University). Au début de 2007, il démissionne de son poste pour écrire Death from the Skies. Le 4 août 2008, il devient président de la James Randi Educational Foundation1. Il a occupé ce poste jusqu'au 1er janvier 2010, il est remplacé par le sceptique D.J. Grothe2. Il est aussi célèbre pour cette phrase "Enseignez à un humain comment raisonner et il pensera pendant toute une vie" soit en anglais "Teach a man to reason and he'll think for a lifetime"






Bibliographie

 

 


 

 

 

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1 mai 2012 2 01 /05 /mai /2012 07:00

Pegasus (satellite)

 

 

 

 


Satellite Pegasus.

 

 

 

 

Séquences de déploiement d'un satellite Pegasus.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Pegasus était une série de trois satellites de la NASA construite à partir de 1965 pour l’étude des micrométéorites. Ces satellites furent lancés dans le cadre du Programme Apollo destiné à envoyer des hommes sur la Lune, avec des fusées du type Saturne I dont ils faisaient partie intégrante de l'étage supérieur.

À l'image de l'animal mythologique éponyme, une caractéristique notable de ces satellites était la paire « d'ailes », des panneaux de 29 m de long et 4,3 m de large, constitués de 104 sections prévues pour détecter les impacts des micrométéorites en haute altitude. Les micrométéorites étaient considérée comme un danger pour l'équipage en cas de percement de la coque des vaisseaux. Les satellites était aussi pourvus de diverses matériaux envisagés pour constituer les boucliers des navettes à venir.

Le Centre de vol spatial Marshall de la NASA était responsable de la conception, de la fabrication et du suivi des trois satellites, lancés lors des vols de test des fusées Saturn I en 1965. Ils étaient pliés dans le deuxième étage de la fusée. Après la séparation du premier étage, le bouclier thermique était lâché sur une orbite différente et les ailes déployées par un système motorisé. Une caméra embarquée à l'intérieur du module de service a permis d'obtenir des images des ailes se déployant dans l'espace.

Ernst Stuhlinger, alors directeur du Laboratoire de recherche MSFC, considère que les trois satellites ont fourni beaucoup plus d'informations que les seuls impacts de micrométéorites. Les scientifiques ont également pu rassembler des informations sur les mouvements gyroscopiques, les caractéristiques orbitales des objets rigides, la durée de vie des composants électroniques, les systèmes de contrôle thermique et de la dégradation de leur surface dans l'espace.


Orbites

 


  • Pegasus 2
    • Lancement: 25 mai 1965
    • Véhicule: A-104
    • Inclinaison orbitale: 31.7 degrés.
    • Périgée: 502 km
    • Apogée: 740 km
    • Masse totale: 10.46 tonnes.
    • Charge utile: 1451.5 kg
    • Déclassement : 3 novembre 1979
    • Numéro d'immatriculation international: 1965-039A
  • Pegasus 3
    • Lancement: 30 juillet 1965
    • Véhicule: A-105
    • Inclinaison orbitale: 28.9 degrés.
    • Périgée: 441 km
    • Apogée: 449 km
    • Masse totale: 10.5 tonnes.
    • Charge utile: 1451.5 kg
    • Déclassement: 4 août 1969
    • Numéro d'immatriculation international: 1965-060A

       

       

       

       

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29 février 2012 3 29 /02 /février /2012 05:00


Physique des pulsars


 

Origine de l'émission « pulsée »


Les impulsions observées sont produites par un rayonnement issu de l'étoile à neutrons en rotation. Du fait que le rayonnement n'est pas isotrope, la rotation de l'étoile provoque une modulation temporelle de celui-ci. L'interprétation en est que les processus de rayonnement sont liés au champ magnétique de l'étoile à neutrons, et que l'axe du champ magnétique n'est pas aligné avec son axe de rotation. Ainsi, le rayonnement, dont il semble vraisemblablement qu'il soit centré sur les pôles magnétiques de l'étoiles, est-il émis à un instant donné sous forme de deux faisceaux dans des directions opposées. Ces deux faisceaux balaient l'espace du fait de la rotation de l'étoile à neutron en décrivant un cône d'une certaine épaisseur.

La mise en évidence la plus convaincante du scénario ci-dessus provient de ce que l'étoile à neutrons se comporte ainsi comme un dipôle magnétique en rotation. Une telle configuration est amenée à perdre de l'énergie du fait de sa rotation, aussi la période des signaux du pulsar doit-elle s'allonger avec le temps. Ce phénomène de ralentissement des pulsars est en effet observé de façon quasi systématique dans ces objets[23]. De façon plus précise, il est possible de prédire la forme exacte du ralentissement observé des pulsars. D'une part, il est possible de comparer l'âge déduit de l'observation du ralentissement avec l'âge réel du pulsar quand celui-ci est connu (comme pour le pulsar du Crabe), d'autre part, la loi d'évolution temporelle de la période de rotation du pulsar doit dépendre d'un paramètre appelé indice de freinage dont la valeur attendue est 3. Cet indice est malheureusement assez difficile à mesurer (il ne peut être mis en évidence en quelques années que sur des pulsars jeunes), mais la valeur trouvée est souvent relativement proche de 3, quoique presque systématiquement inférieure à cette valeur. La raison de cet écart n'est pas bien connue à l'heure actuelle.

 

 

La population des pulsars : le diagramme « P-P point »




Représentation de l'ensemble de pulsars connus début 2008 dans un diagramme montrant en abscisse leur période P (exprimée en secondes) et en ordonnée leur ralentissement (exprimé en seconde par seconde, soit un nombre sans dimension). Quelques types de pulsars sont représentés par divers codes de couleurs. Les pulsars ordinaires sont en rouge (+), les pulsars possédant une émission de haute énergie sont en bleu (*), parmi ceux-ci les pulsars X anormaux sont en vert (×) et les pulsars présents dans les systèmes binaires sont en violet (carrés). De façon manifeste, les différentes sous-classes de pulsars ne se répartissent pas aléatoirement dans le diagramme.

 

 

 

 

 

Le phénomène de ralentissement des pulsars provoque une lente augmentation de la période P d'un pulsar, qui est vu comme étant lentement croissante au cours du temps. Cet accroissement est traditionnellement noté \dot P (prononcer « P point », ou dot P en franglais), la dérivée temporelle d'une quantité physique étant en général notée avec un point surmontant ladite quantité. Le temps caractéristique avec lequel la période augmente est de l'ordre de l'âge du pulsar. Ces objets étant pour la plupart détectables pendant plusieurs millions d'années, le taux d'accroissement de la période d'un pulsar est extrêmement lent. Même si ce taux d'accroissement est relativement facile à mettre en évidence (en quelques heures d'observation seulement), il n'en demeure pas moins que les pulsars peuvent être vus comme des horloges naturelles extraordinairement stables, dont la stabilité à long terme est comparable à celle des meilleures horloges atomiques terrestres.

 

Le diagramme P-P point révèle plusieurs types de pulsars.

 

  • Le gros de la population des pulsars a une période de rotation centrée sur une seconde (entre 0,2 et 2 secondes) et un ralentissement entre 10-14 et 10-16. Ces deux chiffres illustrent l'extrême stabilité du signal émis par un pulsar. Le temps caractéristique mis par sa période pour varier d'un facteur 2 (en supposant que la période varie linéairement avec le temps) est égal à P / \dot P, soit, avec des valeurs de 1 seconde et 10-15 pour la période et le ralentissement, 1015 secondes, soit plusieurs dizaines de millions d'années. L'amplitude du ralentissement est directement liée au champ magnétique du pulsar. Celui-ci est extrêmement élevé, essentiellement parce que lors de l'effondrement du cœur de l'étoile qui donne naissance à la supernova, le flux magnétiqueB R2 est conservé, où B est le champ magnétique et R le rayon de l'étoile. R passant d'une valeur de plusieurs dizaines de milliers de kilomètres à une dizaine de kilomètre, le champ magnétique se voit considérablement augmenté
  • Certains pulsars ne sont pas uniquement observés dans le domaine radio, mais présentent une émission modulée de haute énergie, c'est-à-dire dans le domaine des rayons X ou des rayons gamma. Ces pulsars ont un ralentissement très élevé, supérieur à 10-14 voire 10-10. La valeur élevée du ralentissement indique des objets jeunes, hypothèse compatible avec une émission de haute énergie. Ces pulsars à émission de haute énergie se scindent en deux populations distinctes : une avec une courte période (de l'ordre de 0,1 seconde) et un ralentissement modérément élevé (entre 10-13 et 10-14, l'autre avec une période très longue (entre 5 et 12 secondes) et un ralentissement très élevé (pouvant dépasser 10-10). Cette seconde classe représente ce que l'on appelle les pulsars X anormaux (voir ci-dessous).
  • Il existe des pulsars situés dans des systèmes binaires. Ceci n'est pas surprenant dans la mesure où la majorité des étoiles naissent dans les systèmes binaires. Une étoile a une durée de vie d'autant plus brève que sa masse est élevée. Une étoile massive, à même de produire en fin de vie une supernova puis une étoile à neutrons va ainsi laisser cette dernière en orbite autour de son compagnon. Il peut paraître surprenant qu'un système binaire survive à une explosion de supernova. Les calculs indiquent cependant que c'est le cas. Dans une telle configuration, la seconde étoile va poursuivre son évolution. Lors de celle-ci, elle va être susceptible de perdre de la masse, par exemple en raison du phénomène de vent stellaire, ou lors d'une phase dite de géante rouge où son volume augmente considérablement au point qu'une partie de ses couches externes soient captées par l'étoile à neutron voisine (on parle alors d'accrétion). Dans un tel cas, la matière ainsi arrachée suit une trajectoire complexe avant de s'écraser en spiralant à la surface de l'étoile à neutrons, à laquelle elle confère le moment cinétique qu'elle a acquis. Ce phénomène provoque une accélération de la période de rotation du pulsar, qui se voit ainsi « recyclé », acquérant une nouvelle fois une période de rotation très faible, typiquement de 2 à 20 millisecondes. De tels pulsars sont appelés, pour des raisons évidentes, pulsars millisecondes. Leur ralentissement est par contre très faible, signe que leur champ magnétique a considérablement baissé. La raison expliquant ce phénomène est mal connue aujourd'hui, il semble qu'elle soit intimement liée au processus d'accrétion qui recycle le pulsar.

 

Évolution des pulsars


Partant d'une période de rotation initiale sans doute très rapide (quelques dizaines de millisecondes, voire quelques millisecondes seulement), les pulsars ralentissent lentement. De temps en temps, on observe de très brusques quoique faibles variations de cette vitesse de rotation, un phénomène appelé glitch. Une interprétation de ce phénomène était que le pulsar devait régulièrement ajuster la forme de sa croûte solide du fait du ralentissement de sa rotation, la croûte devant être de plus en plus sphérique. On parle ainsi de « tremblement d'étoile », bien que le terme de « tremblement de croûte » soit plus opportun (starquake ou crustquake en anglais, par analogie à earthquake qui signifie « tremblement de terre »). Cette interprétation est compatible avec les observations pour certains pulsars, mais se heurte au comportement d'autres pulsars, notamment celui de Vela. Il est aujourd'hui établi qu'au moins pour certains pulsars, le phénomène de glitch est dû à un couplage complexe entre la croûte solide de l'étoile à neutrons et son cœur, qui est superfluide. Un modèle naïf décrit ainsi l'étoile à neutrons comme composé de deux couches, la croûte et le cœur, qui voient leur rotation amenée à se désolidariser brusquement avant que par viscosité les deux se synchronisent à nouveau, à l'instar d'un œuf frais auquel on imprime un mouvement de rotation. La rotation de la coquille de l'œuf, au début très rapide, ralentit à mesure que les forces visqueuse entraînent le jaune et le blanc d'œuf à la même vitesse que la coquille (au départ seule la coquille est en rotation et par conservation du moment cinétique, la rotation d'ensemble de la configuration d'équilibre où tout est en rotation synchrone est plus lente que celle où seule la coquille est en rotation).

 

 

 

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28 février 2012 2 28 /02 /février /2012 05:00

 

Un pulsar est le nom donné à une étoile à neutrons, tournant très rapidement sur elle-même (période typique de l'ordre de la seconde, voire beaucoup moins pour les pulsars milliseconde) et, émettant un fort rayonnement électromagnétique dans la direction de son axe magnétique. Le nom de pulsar vient de ce que lors de leur découverte, ces objets ont dans un premier temps été interprétés comme étant des étoiles variables sujettes à des pulsations très rapides. Pulsar est l'abréviation de « pulsating radio source » (source radio pulsante). Cette hypothèse s'est rapidement avérée incorrecte, mais le nom est resté.

 

 

 


Image composite visible/rayon X du pulsar du Crabe, né de la supernova historique SN 1054, montrant le gaz environnant la nébuleuse agité par le champ magnétique et le rayonnement du pulsar. Image NASA.

 

 

 

 

 

Généralités


L'axe magnétique d'une étoile à neutrons n'étant en général, à l'instar de la Terre, pas parfaitement aligné avec son axe de rotation, la région d'émission correspond à un instant donné à un faisceau, qui balaie au cours du temps un cône du fait de la rotation de l'astre. Un pulsar se signale pour un observateur distant sous la forme d'un signal périodique, la période correspondant à la période de rotation de l'astre. Ce signal est extrêmement stable, car la rotation de l'astre l'est également, toutefois il ralentit très légèrement au cours du temps.

Les pulsars sont issus de l'explosion d'une étoile massive en fin de vie, phénomène appelé supernova (plus précisément supernova à effondrement de cœur, l'autre classe de supernovæ, les supernovae thermonucléaires ne laissant pas derrière elles de résidu compact). Toutes les supernovæ à effondrement de cœur ne donnent pas naissance à des pulsars, certaines laissant derrière elles un trou noir. Si une étoile à neutrons a une durée de vie virtuellement infinie, le phénomène d'émission caractéristique d'un pulsar ne se produit en général que pendant quelques millions d'années, après quoi il devient trop faible pour être détectable avec les technologies actuelles.

Les pulsars ont été découverts en 1967 de façon quelque peu fortuite par Antony Hewish et son étudiante Jocelyn Bell (maintenant Jocelyn Bell-Burnell) qui étudiaient des phénomènes de scintillation réfractive dans le domaine radio et avaient de ce fait besoin d'un instrument mesurant des variations d'un signal radio sur des courtes durées (une fraction de seconde). L'instrument a de ce fait permis de détecter la variation périodique d'objets qui se sont avérés être des pulsars, le premier d'entre eux portant le nom de PSR B1919+21 (ou CP 1919 à l'époque). Cette découverte fut récompensé par le prix Nobel de physique, attribué en 1974 à Hewish ainsi que son collaborateur Martin Ryle, qui avaient construit l'instrument ayant permis la découverte, mais pas à Jocelyn Bell, chose qui apparaît aujourd'hui comme étant une injustice[réf. nécessaire].

Les pulsars ont depuis permis le développement important de très nombreuses disciplines de l'astrophysique, allant de tests de la relativité générale et de la physique de la matière condensée, jusqu'à l'étude de la structure de la Voie lactée et bien sûr des supernovae. L'étude d'un pulsar binaire, PSR B1913+16, a pour la première fois permis de mettre en évidence la réalité du rayonnement gravitationnel prédit par la relativité générale, et a également été récompensée du prix Nobel de physique (Russell Alan Hulse et Joseph Hooton Taylor, en 1993).

Du fait que l'émission d'un pulsar est cantonnée à un cône, un grand nombre de pulsars sont inobservables depuis la Terre, car celle-ci ne se trouve pas dans le cône balayé par le faisceau de nombreux pulsars. Néanmoins, plus de 2 000 pulsars sont connus à l'heure actuelle (2007), la quasi totalité d'entre eux étant situés dans la Voie lactée ou certains de ses amas globulaires, les autres, très peu nombreux, étant situés dans les deux Nuages de Magellan. Même un pulsar aussi énergétique que le pulsar le plus énergétique connu (le pulsar du Crabe, aussi appelé PSR B0531+21) serait a priori indétectable s'il était observé depuis la galaxie d'Andromède (M31), aussi la Voie lactée et les Nuages de Magellan sont-elles les seules galaxies où il semble envisageable d'étudier ces objets avec les technologies actuelles.

Il existe une grande variété de types de pulsars (pulsars radio, pulsars X, pulsars X anormaux, magnétars, pulsars milliseconde), dont les propriétés dépendent essentiellement de leur âge et de leur environnement.

 

 

  • Les pulsars radio représentent le gros de la population observée des pulsars. Il s'agit d'objets détectés dans le domaine des ondes radio par leur émission pulsée. Leur détection fait l'objet de techniques particulières, le caractère pulsé de l'émission étant relativement difficile à mettre en évidence, sauf propriétés spécifiques de certains de ces pulsars (pulses géants notamment). De façon paradoxale, le processus physique précis qui explique l'intense émission radio de ces objets n'est pas bien connu… ce qui n'empêche en rien d'étudier ces objets par son intermédiaire.
  • Les pulsars X émettent dans le domaine des rayons X, caractéristique qui regroupe plusieurs phénomènes distincts. Cette émission en X n'est en général pas due à l'émission de leur surface, pourtant très chaude (plusieurs millions de kelvins, voire beaucoup plus), mais est produite à l'extérieur de celle-ci par des processus énergétiques résultant de la rotation rapide de l'étoile à neutrons. Une autre possibilité est qu'elle est due au dégagement d'énergie très intense causé par de la matière s'écrasant sur leur surface et échauffée lors de sa chute sur celle-ci. De tels pulsars sont situés au sein d'un système binaire dans lequel ils orbitent avec un compagnon qui est une étoile ordinaire. Si l'émission X de ce type d'objet est dans ce cas très facile à observer (l'énergie ainsi rayonnée est considérable, de l'ordre de 1031watts, soit plusieurs dizaines de milliers de luminosités solaires), son caractère pulsé est en revanche bien plus difficile à mettre en évidence, au point que diverses sources de ce type (appelées pour des raisons évidentes binaires X) ne sont pas identifiables en temps que pulsars X[1]. Les pulsars gamma sont comme leur nom l'indique des pulsars émettant dans le domaine des rayons gamma. Quand ces objets ne font pas partie d'un système binaire, leur émission gamma est rare (ou en tout cas difficilement détectable) : seuls 7 pulsars gamma sont connus à ce jour (début 2008 ; voir Pulsar gamma). Si l'on excepte les pulsars présents dans les systèmes binaires, la quasi-totalité des pulsars X et pulsars gamma sont aussi des pulsars radio. La seule (notable) exception à cette règle est PSR J0633+1746, plus connu sous le nom de Geminga, qui de façon paradoxale est une des sources gamma les plus puissantes du ciel, mais qui demeure à ce jour totalement indétectable en radio.
  • Les pulsars X anormaux sont comme leur nom l'indique des pulsars X dont l'émission est « anormale », en l'occurrence, supérieure à l'émission maximale que ces objets devraient a priori avoir. Ils sont le signe qu'un autre processus physique, mal identifié à ce jour, leur confère une énergie importante.
  • Les magnétars sont des pulsars dont le champ magnétique est extrêmement élevé (jusqu'à 1011teslas). De tels objets sont vraisemblablement très jeunes. Il n'est pas bien établi si ces objets sont intrinsèquement rares ou s'ils représentent un état transitoire bref mais normal de la vie d'un pulsar.
  • Les pulsars millisecondes sont des pulsars très âgés, dotés d'un champ magnétique très faible (pour un pulsar, soit quand même de l'ordre de 104 teslas) mais d'une vitesse de rotation très élevée. Ces pulsars sont souvent en orbite autour d'un compagnon, en général étoile ou naine blanche. La présence de ce compagnon semble jouer un rôle crucial dans la formation de ces objets.

 

 

Historique de la découverte


Les pulsars ont été découverts en 1967 par Jocelyn Bell et Antony Hewish à Cambridge alors qu'ils utilisaient un radiotélescope pour étudier la scintillation des quasars. Ils trouvèrent un signal très régulier, constitué de courtes impulsions de rayonnement se répétant de façon très régulière (la période de 1,337301192 seconde étant ultérieurement mesurée avec une très haute précision). L'aspect très régulier du signal plaidait pour une origine artificielle, mais une origine terrestre était exclue car le temps qu'il prenait pour réapparaître était un jour sidéral et pas un jour solaire, indiquant une position fixe sur la sphère céleste, chose impossible, même pour un satellite artificiel.

Ce nouvel objet fut baptisé CP 1919 pour Cambridge Pulsar [à proximité de] 19h 19m [d'ascension droite] et est nommé aujourd'hui PSR B1919+21 pour PulSaR à 19h19m en ascension droite et +21° de déclinaison. Pour l'anecdote, la désignation initiale donnée par Jocelyn Bell et Antony Hewish était « LGM-1 », pour Little Green Men-1 (litt. « petits hommes verts-1 »), car le signal faisait penser à celui provenant d'une balise qui aurait été fabriquée par une intelligence extraterrestre. Après maintes spéculations, il fut admis que le seul objet naturel qui pourrait être responsable de ce signal était une étoile à neutrons en rotation rapide. Ces objets n'avaient pas encore à l'époque été observés, mais leur existence comme produit de l'explosion d'une étoile massive en fin de vie ne faisait guère de doute. La découverte du pulsar PSR B0531+21 au sein de la Nébuleuse du Crabe (M1), résultat de la supernova historique SN 1054 abondamment décrite par les astronomes d'extrême-Orient (Chine, Japon) acheva de parfaire l'identification entre pulsars et étoiles à neutrons.

La population de pulsars s'enrichit peu à peu de nouveaux objets, dont certains avaient des propriété atypiques. Ainsi, le premier pulsar binaire, c'est-à-dire faisant partie d'un système binaire fut découvert en 1974. Il possédait la propriété remarquable de posséder comme compagnon une autre étoile à neutrons, formant avec lui un système binaire en orbite extrêmement serrée, au point que la gravitation universelle ne permet pas d'expliquer les détails de l'orbite du pulsar, révélée par les modulations des temps d'arrivée de l'émission pulsée de ces objets. La précision élevée des mesures a permis aux astronomes de calculer la perte d'énergie orbitale de ce système, que l'on attribue à l'émission d'ondes gravitationnelles. Un système encore plus remarquable fut découvert en 2004, le pulsar double PSR J0737-3039. Ce système est composé de deux étoiles à neutrons, qui sont toutes deux vues comme des pulsars. Ils forment le système avec une étoile à neutron le plus serré connu à ce jour, avec une période orbitale d'environ deux heures. Encore plus remarquable, l'inclinaison de ce système est très basse (le système est quasiment vu dans son plan orbital), au point qu'un phénomène d'éclipse se produit pendant quelques dizaines de secondes lors de la révolution du système. Cette éclipse n'est pas due au masquage du pulsar d'arrière-plan par la surface de celui d'avant-plan, mais au fait que les pulsars sont entourés d'une région fortement magnétisée et siège de phénomènes électromagnétiques complexes, la magnétosphère. Cette magnétosphère est susceptible d'empêcher la propagation du rayonnement issu du pulsar d'arrière-plan, offrant l'opportunité unique d'étudier la structure de la magnétosphère de ces objets.

Dans les années 1980, on découvrit les pulsars millisecondes, qui, comme leur nom l'indique, possèdent des périodes de quelques millisecondes (typiquement entre 2 et 5). Depuis 1982, le pulsar PSR B1937+21 possédait la fréquence de rotation la plus élevée. Sa fréquence de rotation s'élevait à 642 Hz. Au cours du mois de janvier 2006, une publication a fait état de la détection d'un pulsar baptisé PSR J1748-2446ad (ou Ter5ad pour faire plus court, le pulsar étant situé au sein de l'amas globulaire Terzan 5) et dont la fréquence de rotation s'élève à 716 Hz. La recherche des pulsar à la rotation la plus rapide est d'un intérêt élevé pour l'étude de ces objets. En effet, leur période de rotation maximale est directement liée à leur taille : plus leur taille est petite, plus leur vitesse de rotation maximale peut être élevé, ceci parce que la vitesse de rotation d'un objet est limitée par le fait que la force centrifuge ne peut excéder la force de gravitation, sans quoi l'objet perdrait spontanément la masse situé dans ses régions équatoriales. La force centrifuge subie par les régions équatoriales augmente avec la taille de l'objet, alors que sa gravité de surface diminue. Un objet en rotation très rapide est ainsi signe d'un objet intrinsèquement petit, ce qui peut permettre de fixer sa structure interne, une étoile à neutrons très petite étant signe non pas d'un objet peu massif, mais d'un objet très compact.

 

 

Observation et détection des pulsars


Les pulsars sont en général plus facilement observables en radio. Leur détection requiert par contre un certain soin. En effet, la vitesse de propagation des ondes radio est très légèrement inférieure à celle de la lumière du fait de la densité très faible mais non nulle du milieu interstellaire. Les calculs indiquent que cette vitesse de propagation dépend de la longueur d'onde d'observation. En conséquence de quoi, le train de pulses d'un pulsar va arriver décalé d'une fréquence à l'autre, ce que l'on appelle mesure de dispersion. Si l'on observe sur une bande de fréquence trop large, alors le décalage des temps d'arrivée peut devenir supérieur à la période du pulsar, et l'on perd l'émission périodique de celui-ci. Pour détecter un pulsar, il convient donc d'observer des bandes de fréquences très étroites. Le problème est alors que la densité de flux reçue est très faible. En pratique, l'on contourne le problème en observant plusieurs bandes de fréquence et en regardant si l'on arrive à les combiner en un signal périodique une fois supposée la présence de dispersion.

Le tableau ci-dessous liste les principales opérations dédiées sur l'un des grands radiotélescopes terrestres en vue de détecter des pulsars.

 

 

 

Observatoire Fréquence
de recherche
(MHz)
Canaux et
bande passante
(MHz)
Échantillonnage
(ms)
Sensibilité
(mJy)
Région couverte Nombre
de pulsars
découverts
Année et références
Molonglo 408 4 - - - 31 1968[2], 1969[3]
Jodrell Bank 408 4 40 10 0°<l<40°
|b|<10°
31 1970[4],[5]
Arecibo 430 8 5,6 - 35°<l<75° et 170°<l<75°
|b|<4°
31 1974[6], 1975[7]
Molonglo 408 4 10 - δ<20° 155 1978[8]
Green Bank 408 16 16 - δ>20° 23 1982[9]
Green Bank 390 16 16 2 δ<-18° 34 1985[10],[11]
Green Bank 390 8 2 3 3725 degrés carrés 20 1986[12]
Jodrell Bank 1400 40 2 1 -5°<l<95°, |b|<1° et
95°<l<105°, |b|<0,6°
40 1992[13]
Parkes 1500 80 et 320 0,3 et 1,2 2,5 et 1,0 270°<l<20°
|b|<10°
46 1992[14]
Arecibo 430 10 0,25 0,2 9128 degrés carrés 19 1995[15]
Parkes 436 32 0,3 3 Ciel austral complet 101 1996[16]
Arecibo 430 8 0,25 0,5 680 degrés carrés 12 1996[17]
Arecibo 430 8 0,2 et 0,3 0,7 960 degrés carrés 12 1996[18]
Parkes 1374 96×3 0,125 0,5 260°<l<50°
5°<|b|<10°
69 2001[19]
Parkes 1374 96×3 0,25 0,17 260°<l<50°
|b|<5°
700 2001[20], 2002[21], 2003[

 

 

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17 février 2012 5 17 /02 /février /2012 05:51

Jacques d'Allonville de Louville

Jacques d'Allonville
Blason d'Allonville
Blason d'Allonville

Surnom Chevalier de Louville
Naissance 14  juillet 1671,
Louville-la-Chenard
Décès 10 septembre 1732 (à 61 ans)
Saint-Jean-de-Braye
Origine France
Allégeance Armée royale française
Armées du Roi d'Espagne
Arme Marine
Infanterie
Grade Brigadier (Espagne)
Colonel,
Années de service 1688 - 1713
Commandement dragons de la reine
Faits d'armes Bataille de la Hougue
Bataille d'Oudenarde
Hommages Membre de l'Académie des Sciences
Membre de la Société royale de Londres
Autres fonctions chevalier de Malte
Astronome français
Mathématicien français
Famille Famille d'Allonville, branche de Louville

 

 

 

 

 

Jacques d'Allonville de Louville, dit « Le Chevalier de Louville » né le 14  juillet 1671, au château de Louville dans la Beauce, et mort le 10  septembre 1732 à Saint-Jean-de-Braye.





Sa famille


Jacques d'Allonville est le fils de Jacques d'Allonville de Louville (1628-1707) et de Marie Charlotte de Vaultier de Moyencourt (1646-1704). Son père est chevalier, seigneur de Louville et Montuel (1658), Montigny-sur-Avre et Herville.

 

 

Biographie 

 


Les Éléments d'Euclide 

 


Jacques d'Allonville, comme beaucoup de cadets de famille nobles, est destiné à l'Église.

Jacques d'Allonville n'a alors que 12 ans, quand le hasard lui fait tomber entre les mains les Éléments d'Euclide, par Henryon. Il les lira seul1.

 

 

Un officier du roi 

 


Jacques d'Allonville est présent à la bataille de la Hougue.

 

 

 

 

 

Sa naissance dans une famille de militaires ne lui laisse plus d'autre parti à prendre que celui de la guerre, ce qui d'ailleurs s'accorde à son goût pour les mathématiques. Jacques d'Allonville entre d'abord dans la Marine royale, comme cadet, et assiste en 1692, à la bataille de la Hougue[réf. incomplète]2.

De-là il passe au service de terre, et est capitaine dans le régiment du Roi. À la fin de 1700, le marquis de Louville, Charles Auguste d'Allonville de Louville, son frère aîné, Gentilhomme de la manche du duc d'Anjou, suit en Espagne ce prince devenu roi de ce pays ; bientôt après il fait venir le chevalier dans une Cour où toutes sortes d'agréments l'attendent[réf. incomplète]1.

Jacques d'Allonville est brigadier des armées du roi d'Espagne ; il a un brevet d'une pension assez considérable sur l'assiette fiscale, qui lui demeure inutile. Il a aussi le privilège de jouer aux échecs avec le roi d’Espagne. Mais très rapidement le roi n’a plus le droit de jouer aux échec avec des Français[réf. à confirmer]3.

Au bout de quatre ans, il est obligé, du fait de la disgrâce de son frère, à repasser en France, où il reprend le service. Louis XIV fait alors la guerre en Flandres.

Jacques d'Allonville est fait prisonnier le 11 juillet 1708 à la bataille d'Oudenarde, absolument dépouillé de tout, et envoyé prisonnier en Hollande, d'où il ne sort qu'au bout de 2 ans du fait d’un échange.[réf. nécessaire]

Après la signature des Traités d'Utrecht (1713), il a un brevet de colonel à la fuite des Dragons de la reine, avec une pension de 4 000 livres accordée par le roi Louis XIV de France.[réf. nécessaire]

 

 

Le temps des voyages 

 

 


Caron, Astronomes observant une éclipse solaire en 1571.

 

 

 

 

 

Libéré des armées par la Paix d'utrecht, et désormais son seul maitre, Jacques d'Allonville se dévoue aux mathématiques, et principalement à l'astronomie. Il va à Marseille en 1714, dans le seul dessein d'y prendre exactement la hauteur du pôle, qui lui est nécessaire pour lier avec plus de sûreté ses observations à celles de Pythéas, vieilles d'environ 2000 ans[réf. incomplète]2,45.

En 1715, Jacques d'Allonville fait le voyage de Londres exprès pour y voir l’éclipse totale de soleil. Il assiste alors à un phénomène remarquable : le chevalier de Louville et Edmond Halley voient sur la surface entièrement obscure de la Lune des jets d'une lumière instantanée et passagère, qui ressemblent à des fulminations, et encore à ces traînées de poudre où on met le feu. Ce spectacle imprévu cause une sorte de frayeur aux spectateurs. Le chevalier de Louville attribue ces apparences à de véritables fulminations, à des orages accompagnés d'éclairs, qui ont eu lieu sur la Lune pendant l’éclipse solaire[réf. incomplète]6.

Pour être totalement libre, il remet au ministre de la guerre, Claude Louis Hector de Villars son brevet de colonel et refuse de toucher sa pension.[réf. nécessaire]

 

 

Un savant reconnu par différentes académies 

 

 


En 1714, Jacques d'Allonville devient membre de l'Académie des Sciences.

 

 

 

 

 

En 1714, Jacques d'Allonville devient membre de l'Académie des Sciences. Peu de temps après, la Société royale de Londres l'honore de la même faveur.

Comme il est désormais un savant reconnu, il songe à s’installer à l'Observatoire de Paris. En tant qu’astronome, il lui faut un grand horizon, des lieux d'une disposition particulière, mais il ne supporte pas d'être obligé de les quitter selon les intérêts ou le caprice d'autrui.[réf. nécessaire]

Jacques d'Allonville quitte l'Observatoire de Paris et la capitale pour se fixer dans une petite maison à la campagne, qu'il achète en 1717 à un quart de lieue d'Orléans. Ce lieu s'appelle Carré7. Il y établit son observatoire : une lunette de trente pieds de longueur, fixée sur un mât de trente-cinq pieds de hauteur.

[réf. nécessaire] ; Le Chevalier de Louville, selon un dictionnaire du XVIIIe siècle fabriquait lui-même les pièces les plus délicates de ses instruments d'optique (« faifoit de fes propres mains tout ce qu'il y avoir de plus difficile & de plus fin dans fes inftrumens aftronomiques »5).

 

 

Travaux 

 


En 1724, il donne à l'Académie des Sciences un exemple assez remarquable de toutes les attentions scrupuleuses, et presque vétilleuses, qu'il apporte à la détermination de la grandeur des diamètres du Soleil, point fondamental pour la théorie de cet astre. Il en donne de nouvelles tables imprimées dans l’édition de 1720 de l’un de ses livres. Il y explique les principes de leur construction, qui demande également une fine recherche de spéculation, et une grande exactitude de pratique. Les calculs astronomiques ne reposant que sur des à peu près, quoi extrêmement approchants, il souhaite les ramener à des calculs algébriques, exempts de tout tâtonnement. L'astronomie acquiert par-là une certaine noblesse, et devient plus véritablement science. L'Académie des Sciences en 1724 commente sa nouvelle méthode de calculer les éclipses. Il explique suffisamment ses pensées sur ce sujet[réf. incomplète]1.

Louville expose un sujet plus proche de la controverse : l'obliquité de l'écliptique par rapport à l'équateur (ligne équinoxiale). Tous les astronomes la posent confiante, et il la croie décroissante, mais seulement de minute en 100 ans, de sorte que dans un temps très long, qui se détermine aisément, l'écliptique vient à se mettre dans le plan de l'équateur (ligne équinoxiale), et que les deux pôles voient ensemble le soleil pendant quelques années[réf. incomplète]1.

 

 

Ses critiques de Gottfried Wilhelm von Leibniz

 

 


Jacques d'Allonville se donne la peine de rassembler de tous côtés tout ce concerne l’astronomie directement ou indirectement. À quelques exceptions près, tout aboutit à rendre l'obliquité de l'écliptique décroissante.

[réf. nécessaire]

Jacques d'Allonville de Louville est le premier de l'Académie des Sciences, qui ose déclarer contre Gottfried Wilhelm von Leibniz[évasif][réf. incomplète]1.

Il continue en 1728 la même entreprise, et Jean-Jacques Dortous de Mairan se joint à lui avec une nouvelle théorie. C'est alors Bernoulli qu'ils attaquent. Le procès des forces vives n'est pas encore jugé en forme[réf. incomplète]2.

Dans les lectures que d'Allonville fait aux assemblées de l'Académie des Sciences, il ne manque point de s'arrêter tout court, dès qu'on l’interrompt. Il laisse avec un flegme parfait un cours libre à l'objection, et quand il l'a désarmée, ou lassée par son silence, il reprend tranquillement où il avait quitté. On prétend que ce stoïcien, si austère et si dur, aime les bons repas, de beaux habits et certaines délicatesses, certaines attentions raffinées, qui le rapprochent un peu des philosophes du parti opposé2.

Louville affirme que la terre a plus de deux millions d’années, ce qui est assez nouveau4. Voltaire écrit alors que le chevalier de Louville, « s’est distingué parmi la foule de ceux qui ont fait honneur au siècle de Louis XIV ».

 

 

La fin de sa vie

 


Au commencement de septembre 1732, le chevalier de Louville a deux accès de fièvre léthargique, qui ne l'étonnent point. Il a coutume de regarder ses maux comme des phénomènes de physique, auxquels il ne s'intéresse que pour en trouver l'explication. Il continue sa vie ordinaire lorsque la même fièvre revient, et l'emporte le 10 du mois au bout de 40 heures, pendant lesquelles il est absolument sans connaissance.

[réf. nécessaire]

Le cratère de Louville sur la lune porte son nom8.

 

 

Œuvres 

 


L'Observatoire de Paris possède de nombreux registres avec ses observations à Carré. Jacques d'Allonville de Louville a écrit un certain nombre d'ouvrages, dont  :

  • Observations sur l'obliquité de l'écliptique, présentées à l'Académie, 1714, 1716, 1721
  • Nouvelles tables du soleil, 1720
  • Nouvelle méthode de calculer les éclipses 1724
  • Remarques sur la question des forces vives, 1721-1728
  • Articles contre les opinions du P. Castel, jésuite, dans Mercure de France 1720
  • Éclaircissement sur une difficulté proposée aux mathématiciens, par Mr le Chevalier de Louville.
  • Éclaircissement sur une difficulté de statique proposée à l'Académie, par Mr le Chevalier de Louville.

 

 

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19 septembre 2011 1 19 /09 /septembre /2011 16:37

Carte de Cassini

Extrait de la carte de Cassini: Le domaine royal de Versailles.
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Carte manuscrite de la rive droite de la Vallée de la Vesdre par les ingénieurs géographes français avec la collaboration de Cassini de 1745 à 1748. On observe la champagne entre Olne et Forêt déjà présente et le maillage du bocage hervien.
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La carte de Cassini ou carte de l'Académie est la première carte générale et particulière du royaume de France. Il serait plus approprié de parler de carte des Cassini, car elle fut dressée par la famille Cassini, principalement César-François Cassini (Cassini III) et son fils Jean-Dominique Cassini (Cassini IV) au XVIIIe siècle.

L'échelle adoptée est d'une ligne pour cent toises, soit une échelle de 1/86400 (une toise vaut 864 lignes).

Cette carte constituait pour l'époque une véritable innovation et une avancée technique décisive. Elle est la première carte à s'appuyer sur une triangulation géodésique dont l'établissement prit plus de cinquante ans. Les trois générations de Cassini se succédèrent pour achever ce travail. La carte ne localise pas précisément les habitations ou les limites des marais et forêts, mais le niveau de précision du réseau routier ancien est tel qu'en superposant des photos satellite orthorectifiées aux feuilles de la carte de la France on obtient de spectaculaires résultats.

Le travail des Cassini laissa même son empreinte sur le terrain où l'on trouve encore aujourd'hui des toponymes dits « Signal de Cassini », qui révèlent les lieux où s'effectuèrent les mesures de l'époque. Ces points de repères correspondent aux sommets des mille triangles qui formaient la trame de la carte de Cassini.

De nos jours, les chercheurs consultent fréquemment les feuilles de la carte des Cassini, soit sa forme papier en salle de lecture du département des cartes et plans de la Bibliothèque nationale de France, soit sa forme numérique en ligne (voir Liens externes). Elle intéresse tout particulièrement les historiens, les géographes, les généalogistes, les chasseurs de trésors et les écologues qui ont besoin de faire de l'écologie rétrospective ou de comprendre l'histoire du paysage.



Opérations préalables 

 

 

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Carte des côtes de France corrigée par l'Académie des Sciences.
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La carte de Cassini est la première carte géométrique couvrant l'intégralité du royaume de France. Préalablement aux levés, il a fallu procéder à une triangulation du territoire.

Objectifs 


Voici comment César-François Cassini (Cassini III) voyait la carte qu'il allait commencer :

  • « mesurer les distances par triangulation et assurer ainsi le positionnement exact des lieux » ;
  • « mesurer le Royaume, c’est-à-dire déterminer le nombre innombrable de bourgs, villes et villages semés dans toute son étendue » ;
  • « représenter ce qui est immuable dans le paysage ».

Levés de la carte


Les levés ont été effectués entre 1756 et 1789 et les 181 feuilles composant la carte ont été publiées entre 1756 et 1815.

Décédé en 1784, César-François Cassini ne verra jamais l'achèvement des levés. Son fils, Jean-Dominique finit les travaux de son père.

 

 

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Les départements de la Savoie, de la Haute-Savoie et une partie de celui des Alpes-Maritimes ne faisaient pas partie du Royaume de France à l’époque des levés opérés au XVIIIe siècle. Ils ne sont donc pas représentés sur la carte de l’Académie. De plus, l'île d'Yeu et la Corse ne seront jamais levées.

La plupart des feuilles ont fait l'objet d'une nouvelle édition datée de 1815.

Financement 


En 1756, Cassini de Thury fonde une société de cinquante associés afin de rassembler les fonds nécessaires pour finir les levés de la carte. Des personnalités de l'époque y participent. La plus célèbre d'entre elles est la marquise de Pompadour.

 

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Défauts et remplacement


En 1808, Napoléon Ier décida l'établissement d'une carte destinée à remplacer celle de Cassini ; toutefois durant tout l'Empire, les ingénieurs-géographes qui devaient s'y attacher eurent à accomplir des travaux plus pressants : cartes des champs de batailles2, travaux topographiques sur les frontières du Nord... Ainsi il fallut attendre la Seconde Restauration pour que la mise en œuvre de cette nouvelle carte puisse débuter avec les premiers travaux d'une triangulation appuyée sur la méridienne de Delambre et Méchain. Les travaux de cette carte s'étalèrent entre 1817 et 1866, en essayant plusieurs échelles différentes. Ce fut une carte à l'usage des militaires : la carte de l'État-Major, à l'échelle 1/80 000.

 

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8 août 2011 1 08 /08 /août /2011 13:03

Cartes du ciel (logiciel)

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Cartes du ciel
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Cartes du ciel.jpg
La constellation d’Orion vue dans Cartes du ciel
Développeur Patrick Chevalley
Dernière version 3.2 (octobre 2010) [+/−]
Version avancée 3 beta 0.1.6 (7 février 2009) [+/-]
Environnement FreeBSD, GNU-Linux, Mac OS X, Windows
Langues Multilingue1
Type Planétarium, Atlas céleste
Licence GPL
Site Web http://www.ap-i.net/skychart/

 

 

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Cartes du ciel est un logiciel libre de planétarium et d’atlas céleste, sous licence Licence publique générale GNU pour GNU-Linux et Windows. Ce programme permet de dessiner des cartes du ciel d’après les données de 16 catalogues d’étoiles et de nébuleuses, ainsi que la position des planètes, astéroïdes et comètes.

Il est conçu de façon à pouvoir produire des cartes de tout type selon les besoins particuliers d’une observation.

Un grand nombre de paramètres permettent de choisir spécifiquement ou automatiquement quels catalogues sont utilisés, la couleur et la dimension des étoiles et nébuleuses, le mode de représentation des planètes, l’affichage de labels et de grilles de coordonnées, la superposition de photographies, les conditions de visibilités, etc.

Toutes ces possibilités en font un atlas céleste bien plus complet qu’un simple planétarium.

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7 août 2011 7 07 /08 /août /2011 12:59

Sagittaire (constellation)

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Sagittaire
Image illustrative de l'article Sagittaire (constellation)
Vue de la constellation
Désignation
Nom latin Sagittarius
Génitif Sagittarii
Abréviation Sgr
Observation
(Époque J2000.0)
Ascension droite Entre 264° et 305°
Déclinaison Entre -45,5° et -12,03°
Taille observable 867 deg2 (15e)
Visibilité Entre 55° N et 90° S
Méridien 20 août, 21h00
Étoiles
Brillantes (m≤3,0) 7 (ε, σ, ζ, δ, λ, π, γ2)
À l’œil nu 195
Bayer / Flamsteed 67
Proches (d≤16 al) 2
La plus brillante ε Sgr (1,79)
La plus proche Ross 154 (9,68 al)
Objets
Objets de Messier 15 (M8, M17, M18, M20, M21, M22, M23, M24, M25, M28, M54, M55, M69, M70, M75)
Essaims météoritiques ?
Constellations limitrophes Aigle
Capricorne
Couronne australe
Écu de Sobieski
Microscope
Ophiuchus
Scorpion
Télescope

 

 

 

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Le Sagittaire (ce terme signifie « l’Archer ») est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 18 décembre au 18 janvier. La constellation se situe entre Ophiuchus à l'ouest et le Capricorne à l'est. Sagittaire était l’une des 48 constellations identifiées par Ptolémée.

Le Sagittaire désigne également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 22 novembre au 21 décembre. C'est dans ce sens qu'il sert au repérage des déplacements planétaires, encore utilisé en astrologie.

On l'appelle aussi l’Arcifère (c’est-à-dire « le porteur d'arc »).



Histoire 

 

 

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Sagittarius Hevelius.jpg

Dans la mythologie grecque, le Sagittaire représenterait le centaure Pholos, bien que certaines sources l’associent plutôt à Crotos ou même à Chiron (lui-même associé à la constellation du Centaure) ; il serait en train de viser le Scorpion avec son arc.

 

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Présentation 


Situation de la constellation

Le Sagittaire est à la croisée de plusieurs alignements.

Il appartient à un immense alignement qui fait le tour du globe, et qui est un axe de repérage majeur de la voûte céleste. Partant de l'arc et la tête (σ Sgr) du Sagittaire, il remonte vers le nord par la tête du Capricorne (β Cap), le long de l'axe du Verseau, pour atteindre la diagonale du Grand carré de Pégase. De là il passe le long de la diagonale d'Andromède, puis par Algol, Capella, Castor et Pollux, Alphard (Hydre, l'extrémité des Voiles puis Acrux et Alpha Centauri, Shaula (λ Scorpii), et enfin reboucle sur le Sagittaire.

Il appartient à un autre grand alignement qui part d'Arcturus du Bouvier, passe par la Tête du serpent et le bas du Serpentaire, passe par Kaus Borealis (λ Sgr) et le « cou » du Sagittaire, Nunki (σ Sgr), et se prolonge vers Fomalhaut du Poisson austral, puis remonte vers Cetus.

Quand le Scorpion est visible, le Sagittaire se repère facilement, par sa forme. Il se situe dans l'axe des deux « yeux du chat » de la queue du Scorpion.

 

 

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Sagittarius.gif

Forme de la constellation.


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La constellation est facilement reconnaissable par un astérisme au forme de théière. L'étoile la plus brillante de la constellation est Kaus Australis (ε Sgr), à la base sud de l'arc du Sagittaire. À 10° plus au Nord-Est se détache Nunki (σ Sgr), qui marque son cou. Ces deux étoiles forment la diagonale d'un quadrilatère, que viennent compléter Kaus Medius (δ Sgr) au Nord-Ouest, et Ascella (ζ Sgr) au Sud-Est. Ce quadrilatère marque le corps de la théière. Derrière l'arrête Est σ - ζ, une étoile plus faible, τ Sgr marque l'arrondi de l'anse. De l'autre côté, γ forme le point du bec ; et au-dessus du côté Nord, λ Sgr marque le point du couvercle.

L’arc du Sagittaire est formé de Kaus Borealis (λ), Kaus Medius (δ) et Kaus Australis (ε) (Kaus signifiant arc en arabe).

La Voie lactée est la plus dense à l’endroit où elle traverse le Sagittaire ; c’est aussi là que se trouve son centre. Par conséquent, le Sagittaire contient un bon nombre d’étoiles brillantes, d’amas stellaires, et de nébuleuses.

Étoiles principales 

 

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Article détaillé : Liste d'étoiles du Sagittaire.
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Kaus Australis (ε Sgr)


Kaus Australis (ε Sgr), l’étoile la plus brillante de la constellation, atteint la magnitude apparente 1,79 (36e du ciel). Distante de 145 années-lumière, c’est une géante bleue, plusieurs centaines de fois plus lumineuse que le Soleil.

C’est une étoile double : son compagnon est de magnitude très faible.

Autres étoiles 


Nunki (σ Sgr) est la deuxième étoile de la constellation.

Les désignations de Bayer du Sagittaire ne suivent pas du tout l’ordre de brillance des étoiles.

Objets célestes 


Un des amas les plus brillants du Sagittaire est M55, à environ 7,5° à l’ouest de δ Sgr.

La constellation contient aussi des nébuleuses comme la nébuleuse du lagon (M8) près de λ Sgr qui est très belle vue au télescope, la nébuleuse du cygne (M17) et la nébuleuse Trifide, une grande nébuleuse contenant quelques jeunes étoiles très chaudes.

Sagittarius A, la source radio complexe associée au centre de la galaxie se trouve aussi ici. Les astronomes pensent que Sagittarius A pourrait contenir un trou noir supermassif.

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7 août 2011 7 07 /08 /août /2011 12:56

Repérage des constellations/18

Repérage des constellations
-2H

Sept 18h Aout 20h Juil 22h - 20 Juin 00h - Mai 02h Avr 04h Mars 06h

+2H
N
E TS-N-18.png W
S
Ciel nocturne représenté pour un observateur couché sur le dos. Le zénith est au centre de l'image. Pour observer l'horizon dans une direction donnée: tourner l'image jusqu'à ce que la direction d'observation soit en bas, sous le zénith.
N
E TS-18.png W
S

Culminations


Fomalhaut se présente au lever. Spica est en train de se coucher.

Description 


  • Véga de la Lyre est l'étoile la plus brillante du ciel. Elle se situe au zénith pour les observateurs de l'hémisphère Nord. À partir de Vega, on peut repérer facilement côté Ouest deux étoiles brillantes, Deneb du Cygne et Altair de l'Aigle. Ces trois étoiles forment le Triangle d'été.
  • Côté Nord, la tête du Dragon est en train de culminer. Elle se situe dans l'alignement de Altaïr passant par Véga. Dans le prolongement de cet alignement, on trouve le cœur du Dragon, puis la Grande Ourse.
  • Pour les observateurs situés au-dessus de 45°N, on peut repérer Capella plein Nord, sur l'horizon, et admirer son scintillement multicolore.
  • Dans le prolongement du nez de la Grande Ourse, on "trace un arc jusqu'à Arcturus, l'étoile brillante que l'on voit haut dans le ciel côté Ouest, et de là, on poursuit l'arc jusqu'à Spica, de la Vierge, déjà basse sur l'horizon à l'Ouest.
  • Côté Est, le Grand carré de Pégase vient de se lever. Partant de sa diagonale, on peut repérer vers le Sud les faibles constellations du Verseau et du Capricorne, et cet alignement se prolonge jusqu'au Sagittaire et au Scorpion, en train de passer au Sud. Dans l'autre sens, on commence à remonter la diagonale d'Andromède. Les observateurs situés au nord (45°) peuvent déjà voir bas sur l'horizon Nord-Est Algol, de la constellation de Persée, et Capella, pratiquement plein Nord. Ceux situés plus au sud peuvent voir le lever de Fomalhaut, au Sud-Est.
  • Côté Sud, le Scorpion est en train de culminer. Cette constellation australe n'est pas complètement visible au delà de 40°N, mais on peut admirer Antarès et les pinces du Scorpion jusqu'à 60°N
  • Côté Ouest, le Lion est en train de finir de disparaître, et la Vierge s'apprête à se coucher. Il n'est peut-être pas trop tard pour deviner la constellation du Corbeau, dont la forme est très caractéristique.
  • Pour les observateurs situés dans l'hémisphère Sud, le Triangle commence à décliner côté Ouest, et le Paon approche de sa culmination côté Est.

 

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7 août 2011 7 07 /08 /août /2011 12:54

Fond cosmologique d'ondes gravitationnelles

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les théories cosmologiques supposent, qu'à l'image du fond diffus cosmologique, il existerait un autre rayonnement de fond cosmologique composé d'ondes gravitationnelles. Celui-ci aurait pour origine des fluctuations de densité apparues peu après le big--bang.

Ces ondes gravitationnelles auraient vu leur longueur d'onde diminuer au cours du temps, sous l'effet de l'expansion de l'univers. La diminution de leur longueur d'onde les rendrait très difficiles à détecter.

Les scientifiques n'ont pas encore détectés d'ondes gravitationnelles, prédites par la relativité générale. Néanmoins, certaines observations astronomiques rendent plausibles leur existence. On peut citer l'observation d'un système composé de deux pulsars en rotation l'un sur l'autre, appelé PSR B1913+16. Ces deux pulsars se rapprochent progressivement, et le temps mit par chacun des pulsars pour tourner autour de l'autre (la période de rotation) diminue. La valeur de diminution de cette période correspond exactement (dans la limite des mesures) à celle prédite en faisant intervenir l'existence d'ondes gravitationnelles.

La sphère formée par la distance qu'a parcourue le fond cosmologique d'ondes gravitationnelles s'appelle la gravitosphère.

Selon le théorie du grand rebondissement, l'on pourrait observer des évènements précédant le big bang par la détection d'ondes gravitationnelles.

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