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Magnitude Apparente

Magnitude apparente

Catégorie:Objet céleste Catégorie:Échelle En astronomie, la luminosité mesurée depuis la Terre d'une étoile, d'une planète ou d'un autre objet céleste est exprimée en magnitude apparente. L'échelle des magnitudes est inhabituelle car elle est logarithmique et inversée c'est-à-dire que
- les magnitudes les plus faibles correspondent aux objets les plus brillants (voir encadré ci-contre) ;
- un gain d'une magnitude correspond à un objet 2,5 fois moins brillant.

Origine

L'origine de cette échelle remonte à l'Antiquité où l'on pense qu'au Hipparque classait déjà les étoiles en six catégories selon leur luminosité apparente. Les étoiles les plus brillantes étaient de première magnitude, les suivantes de seconde magnitude et ainsi de suite jusqu'à la sixième magnitude pour les étoiles les moins brillantes encore visibles à l'œil nu, ce qui explique le caractère inversé de l'échelle. Cette méthode de classement par luminosité a été ensuite popularisée dans lAlmageste de Ptolémée. Ptolémée En 1856, Norman Pogson remarqua qu'une différence de 5 magnitudes dans le système traditionnel correspondait en intensité lumineuse à un rapport de 100 (voir figure ci-dessus). En d'autres termes, l'échelle est logarithmique, ce qui s'explique aujourd'hui par la sensibilité logarithmique de l'œil à la lumière.

Formulation analytique

L'échelle logarithmique de magnitude m s'explique en fonction du flux lumineux F reçu sur terre : :\,m = -2.5 \log_ ( F/F_0 ), où F0 est le flux à magnitude zéro, l'origine de l'échelle. Elle est choisie de sorte à ce que le système reproduise le mieux possible le système de l'Antiquité. L'obtention du flux à partir de la magnitude utilise la fonction inverse : :\,F = F_0 \times 10^. Ont été pris tour à tour comme référence :
- l'étoile polaire, de magnitude 2, mais elle a été abandonnée en raison de sa variabilité ;
- Véga, de magnitude 0, mais elle a été abandonnée, du moins dans l'infrarouge, après la découverte de son excès en infrarouge thermique ;
- une valeur arbitraire fixée du flux F0, qui est la méthode employée aujourd'hui dans les bandes spectrales standard.

Différents types de magnitudes

Magnitude et bande spectrale

Lorsque la luminosité mesurée concerne l'ensemble des longueurs d'onde du spectre électromagnétique, il s'agit d'une magnitude bolométrique. Cependant, dans la plupart des cas, la magnitude ne mesure qu'une partie étroite du spectre électromagnétique appelée bande spectrale. La bande spectrale la plus utilisée en astronomie amateur est la bande V (visuelle, aux alentours de 545 nm) qui correspond grosso modo à la sensibilité de l'œil. Une magnitude en bande V est dite magnitude visuelle et est notée V. Les autres bandes courantes du spectre optique sont U (ultraviolet), B (bleu) et R (rouge).

Magnitude surfacique

Pour les objets étendus comme les galaxies, on utilise la magnitude surfacique, c'est-à-dire la magnitude atteinte par une seconde d'arc carrée de l'objet.

Voir aussi


- magnitude
  - magnitude absolue
  - bande spectrale
- objets célestes
  - liste des étoiles les plus brillantes als:Scheinbare Helligkeit ja:等級 (天文) ko:겉보기 등급 th:โชติมาตรปรากฏ

Catégorie:Objet céleste

catégorie:Astronomie Article principal : Objet céleste ja:Category:天体 ko:분류:천체 th:Category:วัตถุทางดาราศาสตร์

Astronomie

ko:천문학 ms:Astronomi ja:天文学 simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์ L'astronomie est la science de l'observation des astres, à partir de laquelle elle établit l'origine, l'évolution, les propriétés physiques et chimiques des astres, la mécanique céleste. Astronomie vient du grec αστρονομία (άστρον et νόμος) ce qui signifie loi des astres. L'astronomie est l'une des rares sciences où les amateurs peuvent encore jouer un rôle actif. Elle est en effet pratiquée à titre de loisir auprès d'un large public d'astronomes amateurs : les plus passionnés et expérimentés d'entre eux participent à la découverte d'astéroïdes et de comètes. C’est à ce sujet un loisir particulièrement populaire en France, notamment par la Nuit des étoiles. Nuit des étoiles]]

Histoire de l'astronomie

Article détaillé : histoire de l'astronomie L'astronomie est souvent considérée comme la plus ancienne des sciences. L'archéologie révèle en effet que certaines civilisations disparues de l'âge du bronze, et peut-être du néolithique, avaient déjà des connaissances en astronomie. Elles avaient compris le caractère périodique des équinoxes et sans doute leur relation avec le cycle des saisons, elles savaient également reconnaître certaines constellations. L'astronomie moderne doit son développement à celui des mathématiques depuis l'antiquité grecque et à l'invention d'instruments d'observation à la fin du Moyen Âge. Si l'astronomie s'est pratiquée pendant plusieurs siècles parallèlement à l'astrologie, le siècle des lumières et la redécouverte de la pensée grecque a vue naître la distinction entre la raison et la foi, si bien que l'astrologie n'est plus pratiquée par les astronomes.

Antiquité

À ses débuts, l'astronomie consiste simplement en l'observation et la prédiction du mouvement des objets célestes visibles à l'œil nu. Quelques apports par différentes civilisations :
- Le Rig-Veda mentionne 27 constellations associées au mouvement du Soleil ainsi que les 12 divisions zodiacales du ciel.
- Les anciens Grecs font d'importantes contributions à l'astronomie, notamment la définition du système de magnitude.
- La Bible contient un certain nombre d'énoncés au sujet de la position de la Terre dans l'Univers et sur la nature des étoiles et des planètes.
- En 500, Âryabhata présente un système mathématique dans lequel la Terre tourne sur son axe et considére le mouvement des planètes par rapport au Soleil.

Moyen Âge : les arabes développent l'héritage grec

L'astronomie se développe peu en Europe lors du Moyen Âge, mais elle est alors florissante dans le monde arabe. L'astronome arabe al-Farghani écrit beaucoup sur le mouvement des corps célestes ; son œuvre est traduite en latin au . À la fin du , un grand observatoire est construit près de Téhéran par l'astronome al-Khujandi. Il effectue une série d'observations qui lui permettent de calculer l'obliquité de l'écliptique. En Perse, Omar Khayyam compile une série de tables et réforme le calendrier. Les savant musulmans de l'époque médiévale qui s'occupent d'astronomie sont nombreux (El Battani, El Farabi, El Keyyam, El Kindi, El missri, El Maghribi, El Rasi, Ibn El Heythem, El Beyrouni)...

Renaissance : du géocentrisme à l'héliocentrisme

Pendant la Renaissance, Copernic propose un modèle héliocentrique du système solaire. Cette idée est défendue, étendue et corrigée par Galilée et Kepler. Galilée imagine la lunette astronomique pour améliorer ses observations. S'appuyant sur des relevés d'observation très précis faits par le grand astronome Tycho Brahé, Kepler est le premier à imaginer un système de lois régissant les détails du mouvement des planètes autour du Soleil, mais n'est pas capable de formuler une théorie allant au-delà de la simple description présentée dans ses lois.

Ère industrielle

On découvre que les étoiles sont des objets très lointains. Avec l'introduction de la spectroscopie, on montre qu'elles sont similaires à notre soleil, mais dans une grande gamme de température, de masse et de taille. L'existence de notre Galaxie, en tant qu'ensemble distinct d'étoiles, n'est prouvée qu'au début du du fait de l'existence d'autres galaxies. Peu après, on découvre l'expansion de l'univers, conséquence de loi de Hubble, établissant une relation entre la vitesse d'éloignement des autres galaxies par rapport au système solaire et leur distance. La cosmologie fait de grands progrès durant le , notamment avec la théorie du Big-Bang, largement supportée par l'astronomie et la physique, comme le rayonnement thermique cosmologique (ou rayonnement fossile), et les différentes théories de nucléosynthèse expliquant l'abondance des éléments chimiques et de leurs isotopes.

Les disciplines de l'astronomie

À son début, durant l'antiquité, l'astronomie consiste principalement en l'astrométrie, c'est-à-dire la mesure de la position dans le ciel des étoiles et des planètes. Plus tard, des travaux de Kepler et de Newton nait la mécanique céleste qui permet la prévision mathématique des mouvements des corps célestes sous l'action de la gravitation, en particulier les objets du système solaire. La plus grande partie du travail dans ces deux disciplines (l'astrométrie et la mécanique céleste), auparavant effectué à la main, est maintenant fortement automatisée grâce aux ordinateurs et aux capteurs CCD, au point que maintenant elles sont rarement considérées comme des disciplines distinctes. Dorénavant, le mouvement et la position des objets peuvent être rapidement connus, si bien que l'astronomie moderne est beaucoup plus concernée par l'observation et la compréhension de la nature physique des objets célestes. Depuis le , l'astronomie professionnelle a tendance à se séparer en deux disciplines : astronomie d'observation et astrophysique théorique. Bien que la plupart des astronomes utilisent les deux dans leurs recherches, du fait des différents talents nécessaires, les astronomes professionnels tendent à se spécialiser dans l'un ou l'autre de ces domaines. L'astronomie d'observation est concernée principalement par l'acquisition de données, ce qui inclut la construction et la maintenance des instruments et le traitement des résultats. L'astrophysique théorique est principalement concernée par la recherche des implications observationnelles de différents modèles, c'est-à-dire qu'elle cherche à comprendre et à prédire les phénomènes observés. L'astrophysique est la branche de l'astronomie qui détermine les phénomènes physiques déduits par l'observation des astres. Actuellement, les astronomes ont tous une formation poussée en astrophysique et leurs observations sont presque toujours étudiées dans un contexte astrophysique. En revanche il existe un certain nombre de chercheurs et chercheuses qui étudient exclusivement l'astrophysique. Le travail des astrophysiciens est d'analyser des données d'observations astronomiques et d'en déduire des phénomènes physiques. Les domaines d'études de l'astronomie sont aussi classés en deux autres catégories :
- Par sujet, généralement selon la région de l'espace (par exemple, l'astronomie galactique) ou le type de problème adressé (formation des étoiles, cosmologie)
- Par le mode d'observation, selon le type de particules détectées (lumière, neutrino) ou la longueur d'onde (radio, lumière visible, infrarouge).

Disciplines par sujet

Disciplines par type d'observation

Voir aussi


- astronomes célèbres
- conquête de l'espace
- images d'astronomie sur wikipédia.fr
- liste des articles d'astronomie
- Observatoire européen austral
- symboles astronomiques
- Union astronomique internationale

Chronologies en astronomie


- astronomie du système solaire
- satellites artificiels et sondes spatiales
- satellites naturels
- télescopes, observatoires et la technologie d'observation

Outils astronomiques


- logiciels d'astronomie
- lunette astronomique
- observatoire
- télescope

Liens externes


- [http://tercoif.club.fr/observationetimagerie/index.html OBSERVATION ET IMAGERIE - Site dédié à la théorie et à la pratique de l'imagerie astronomique et photographie pour tous les publics, du novice au chevronné]
- [http://www.astronomike.net/ Annuaire d'astrophotos]
- [http://www.futura-sciences.com/sinformer/n/univers.php Actualités astronomie]
- [http://www.astrofiles.net Astrofiles: les dossiers de l'astronomie]
- [http://www.auroresboreales.com Aurores Boréales]
- [http://www.obspm.fr/encycl/f-encycl.html Encyclopédie des Planètes Extrasolaires]
- [http://www.astrosurf.com Le site français de l'astronomie amateur]
- [http://www.astrosurf.com/ Astrosurf]
- [http://www.astro5000.com/ Astro5000]
- [http://astronomie.aucoeurdelatoile.com/ Astro kid's]
- [http://www.astrosurf.com/pioneerastro/ pioneer-astro]
- [http://www.esa.int Site de l'ESA]
- [http://www.extrasolar.net Extrasolar Visions]
- [http://www.eso.org/ Site de l'ESO ]
- [http://www.nasa.gov/ Site de la NASA] catégorie:astronomie

Terre

La Terre ou planète bleue (en raison de l'importance des étendues d'eau) est la troisième planète du système solaire. La Terre est la seule planète du système solaire dont le nom ne provient pas de la mythologie grecque ou romaine. C'est aussi le seul endroit connu de l'Univers à abriter la vie. Selon l'hypothèse Gaïa de James Lovelock, la Terre est aussi appelée Gaïa.

Histoire

L'âge de la Terre est actuellement estimé à 4550 millions d'années, début de l'Hadéen (premier éon). Les roches les plus anciennes connues ont un âge d'environ 4 milliards années ; rares sont celles dont l'âge dépasse 3 milliards années. Les plus anciens fossiles témoignent de l'existence d'organismes il y a 3,9 milliards d'années. Les différentes périodes de l'histoire de la Terre sont résumées dans le tableau de l'échelle des temps géologiques.

Structure géologique

La Terre est constituée de plusieurs couches internes identifiables à peu près concentriques : la croûte terrestre, le manteau supérieur (qui forme, avec la croûte terrestre, la lithosphère), l'asthénosphère, le manteau inférieur, le noyau. Voir l'article détaillé: structure interne de la Terre Cette structure est connue au moyen de l'étude de la propagation des onde sismiques entre une source et différents points de la surface terrestre. La vitesse d'une onde sismique change en effet assez brutalement au passage entre deux couches de composition différentes. Ces limites ont parfois reçu des noms particuliers, tels que la discontinuité de Mohorovicic ou la discontinuité de Gutenberg. La constitution de la Terre s'explique par son mode de formation, par accrétion de météorites, qui a produit une stratification en phase fluide par masse volumique décroissante depuis les couches internes vers les couches externes.

Croûte terrestre

La surface de la Terre est très jeune. Pendant la période relativement courte de 500 millions d'années où l'érosion et les processus tectoniques ont détruit, puis recréé la plupart des couches superficielles de roches à la surface de la Terre, la presque totalité des traces de l'histoire géologique de sa surface (cratères d'impact, par exemple) ont disparu. Croûte terrestre
Sa surface est divisée en plusieurs plaques tectoniques :
- la plaque Amérique du Nord - Amérique du Nord, Atlantique Nord-Ouest et Groenland
- la plaque Amérique du Sud - Amérique du Sud et Sud-Ouest de l'Atlantique
- la plaque Antarctique - Antarctique
- la plaque Eurasienne - Atlantique Nord-Est, l'Europe et l'Asie à l'exception d'Inde
- la plaque Africaine - Afrique, Sud-Est de l'Atlantique et l'ouest de l'Océan Indien
- la plaque Inde-australienne - Inde, Australie, Nouvelle Zélande et la plupart de l'Océan Indien
- la plaque de Nazca - Est de l'Océan Pacifique qui est adjacent à Amérique du Sud
- la plaque du Pacifique - la plupart de l'Océan Pacifique Il existe également une vingtaine de plaques plus petites telles que l'Arabie, la plaque des Philippines.

Atmosphère

La Terre est entourée d'une enveloppe gazeuse qu'elle retient par attraction gravitationnelle : l'atmosphère.

Constitution

Cette enveloppe, dont la masse globale est de l'ordre de 510 kg (un millionième de la masse de la Terre), est contenue à 99 % dans les 30 premiers kilomètres (50 % dans les 5 premiers kilomètres). La basse atmosphère (du niveau de la mer jusqu'à environ 45 km) est composée de gaz « permanents », gaz dont les proportions restent constantes, et de gaz de concentration variable avec l'altitude. L'azote, l'oxygène et l'argon constituent, en volume, 99,997 % des gaz permanents (cf. tableau ci-dessus) ; le brassage vertical de l'air permet de conserver une répartition constante à tous les niveaux, même pour les gaz les plus légers tels que l'hélium ou l'hydrogène. Les gaz à concentration variable sont essentiellement la vapeur d'eau H2O, le dioxyde de carbone CO2, le dioxyde de soufre SO2 et l'ozone O3. Les particules liquides, solides, liquides ou mixtes en suspension dans l'atmosphère constituent l'aérosol atmosphérique. Ces particules jouent un rôle primordial dans les phénomènes de condensation (nuages) et de formation de cristaux de glace, ainsi qu'à différents processus physico-chimiques dans l'atmosphère. Leur concentration varie de plusieurs puissances de 10 en fonction du lieu et du temps ; en concentration élevée, elles constituent un facteur de pollution. Les particules se classent en :
- particules d'Aitken : 1 nm < d < 0,1 µm
- grosses particules : 0,1 µm < d < 5 µm
- particules géantes : 5 µm < d < 50 µm environ L'atmosphère atténue de façon importante le rayonnement solaire reçu au sol ; suivant l'importance de la couverture nuageuse, le sol reçoit de 68 % jusqu'à 28 % (ou moins) du rayonnement solaire parvenant sur Terre.

Structure de l'atmosphère

La composition chimique de l'atmosphère, sa température, ou les phénomènes qui y sont observés présente des discontinuités marquées lorsque l'altitude augmente. Ces discontinuités correspondent à des couches homogènes dont les propriétés évoluent de façon continue ; ce sont (par altitude croissante) :
- la troposphère
- la stratosphère
- la mésosphère
- la thermosphère
- l'exosphère Les limites de ces couches (d'altitude variable) ont reçu des désignations particulières : tropopause, stratopause, mésopause et thermopause.

Satellites

La Terre possède un satellite naturel, la Lune, et de nombreux satellites artificiels. On lui associe aussi l'astéroïde 3753 Cruithne et d'autres astéroïdes géocroiseurs. L'interaction entre la Terre et la Lune ralentit la rotation de la Terre de 2 millisecondes par siècle. Nous pensons qu'il y a approximativement 900 millions d'années il y avait 481 jours de 18 heures par an. Les marées sont provoquées par la Lune et le Soleil.

Voir aussi


- Cycle biogéochimique
- Écologie
- Liste des pays du monde
- Liste des pays du monde par continent
- Sciences de l'Univers : Astronomie
- Sciences de la Terre : Cartographie | Géodésie | Géophysique
- Structure interne du globe terrestre
- Monde

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/article6.html Astrofiles : Terre]
- [http://www.populationdata.net PopulationData.net - Informations, cartes et statistiques sur la Terre]
- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=terre Le Système Solaire - La Terre] catégorie:géographie
- zh-min-nan:Tē-kiû ko:지구 ms:Bumi ja:地球 simple:Earth th:โลก

Étoile

ko:항성 ms:Bintang ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์
- En astronomie, une étoile est un astre semblable au Soleil qui puise son énergie grace à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant — généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique —, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Ceci vient du fait que toutes les autres étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil. L'étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. Système Solaire Une étoile typique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 10 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10 watts. Les étoiles se forment suite à la contraction et l'échauffement d'un nuage de gaz sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement est suffisant, il peut démarrer des réactions nucléaires au cœur du nuage. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 et 10, ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques centimètres cube d'air. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observable en plein jour (sauf Sirius dans d'excellentes conditions d'observation et quelques supernovae historiques). Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation.

Les constellations

En observant le ciel nocturne, l'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations. Les étoiles d'une constellation n'ont a priori rien de commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Caractéristiques principales d'une étoile

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre

Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier ! Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).

Magnitude

Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, téléobjectif, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont orange (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse. On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l'indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l'étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Vitesse de rotation

Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes plus ou moins vite. Cela dépend de leur âge (freinage au cours du temps) mais aussi de l'état initial du nuage protostellaire ; enfin, cela dépend de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. On n'accède pas directement à la vitesse de rotation mais à sa projection sur la ligne de visée : le fameux v.sini. Une étoile n'étant pas solide, elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

Spectre

Le spectre d'une source lumineuse et donc d'une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd'hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l'énergie lumineuse venant de l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d'abondances chimiques des couches externes de l'étoile.

Champ magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.

Structure d'une étoile

Une étoile est structurée en différentes zones, décrites ci-après à partir du centre.

Le cœur

C'est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le cœur est la zone la plus chaude qui dans le cas du Soleil atteint la température de 15,7 millions de kelvins.

La zone radiative

L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, la zone radiative met près d'un million d'années à sortir le rayonnement produit dans les parties centrales.

La zone convective

Au contraire de la zone précédente, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme c'est le cas pour Bételgeuse.

La photosphère

C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.

La couronne

C'est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

Évolution

→ Voir article de fond : évolution des étoiles. L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d'existence, et conditionne sa fin. L'évolution d'une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernovae ou une nébuleuse planétaire.

Formation

Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation. Voir article de fond : formation stellaire.

La séquence principale

Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement et essentiellement constitué d'hydrogène et d'hélium, va progressivement se transformer en hélium. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) : :2(1H + 1H → 2D + e- + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV) :2(1H + 2D → 3He + γ) (5,5 MeV) :3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV) La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. D'autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d'énergie. Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

La fin d'une étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l'étoile) d'un trou noir.

Les types d'étoiles

On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Naines brunes : des étoiles ratées

Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géantes bleues et supergéantes rouges

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène. Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge. L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface après leur naissance est extrêmement élevée. Au cours du temps elles se refroidissent par perte de rayonnement pour finir comme astres froid et invisibles. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur. Les progéniteurs des naines blanches sont des étoiles dites de masses intermédiaires, c'est à dire entre ~1 et ~8 masses solaire. Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré et sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 fois celle du Soleil : c'est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d'une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est complètement détruite. Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naines noires

Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire. L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons . Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Le moment cinétique de l'étoile étant conservé lors de l'effondrement du cœur, l'étoile à neutron possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d'une étoile à neutron et que la ligne de visée est perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile, celui-çi verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s'appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovae, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l'explosion d'une étoile massive en 1054, supernova observé par les astronomes chinois. Sa découverte fut faite par les radioastronomes. Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former un trou noir.

Les systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu'un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d'étoiles, l'ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre un loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d'étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l'étude des amas de la Galaxie.

Les systèmes binaires

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie. L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s'en servir pour déterminer l'âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie. On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d'étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Les AG sont de forme sphérique d'où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu'on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d'années.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

Les systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d'elles. Ainsi, le Système solaire est composé d'une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu'ici unique.

Voir aussi

Liens internes


- Liste des étoiles les plus brillantes

Objet céleste

ko:천체 ja:天体 th:วัตถุท้องฟ้า catégorie:Objet céleste Un astre, ou objet céleste désigne un corps céleste, ou plus généralement un objet de l'Univers.

Antiquité

Catégorie:Antiquité On nomme Antiquité la première période de l'Histoire, c'est-à-dire la période qui suit la Préhistoire. Pour une civilisation donnée, l'Antiquité commence avec l'écriture, alors que les civilisations ne connaissant pas l'écriture mais étant contemporaines des civilisations antiques sont dites, quant à elles, « protohistoriques ».

Chronologie

L'Antiquité commence donc à des dates différentes selon les civilisations considérées. La plus ancienne civilisation antique connue serait celle de Sumer. qui inventa l'écriture cunéiforme, à base de pictogrammes pointus, dus à la forme biseautée du calame, dès -5500, -5000.

L'antiquité en Europe

-5000 En Europe, l'Antiquité commence avec la civilisation minoenne, en Crète entre -2000 et -1400. Cette dernière, connue pour ses palais, inventa l'écriture linéaire A d'où dériva le linéaire B. Cette dernière forme d'écriture est la première attestée sur le continent : l'écriture grecque en dérive. La lettre grecque alpha d'où dérive le A latin vient probablement de la représentation d'une tête de bétail qui, répétée rapidement de gauche à droite, s'inclina vers la droite jusqu'à prendre sa forme actuelle. La fin de l'Antiquité – dont les civilisations de référence pour l'Europe sont la Grèce antique et la Rome antique – est traditionnellement fixée à la chute de l'Empire romain d'Occident, en 476. La période des invasions barbares (voir Antiquité tardive) est donc à la charnière de l'Antiquité et de la période suivante : le Moyen Âge. En raison de la permanence des grands traits de l'Antiquité tardive (civilisation du Bas Empire romain) au-delà de l'événement politique constitué par la déposition du dernier empereur romain Romulus Augustule, l'historien médiéviste Jacques Le Goff a par exemple proposé d'étendre l'Antiquité tardive jusqu'au . À l'inverse, d'autres historiens du Moyen Âge font commencer leur période dès le début du , voire dès le avec comme critères principaux l'essor du christianisme et la barbarisation de l'armée romaine. La discipline qui étudie les civilisations antiques est l'Histoire ancienne. La discipline qui étudie les civilisations protohistoriques est la Protohistoire.

Civilisations antiques


- Antiquité européenne
  - Grèce antique
  - Étrusques
  - Rome antique
  - Celtes
  - Slaves
  - Baltes
  - Germains
- Antiquité africaine
  - Égypte antique
  - Numidie
- Antiquité précolombienne (Amérique)
  - Aztèques
  - Incas
  - Mayas
- Antiquité asiatique
  - Asie mineure
    - Hébreux
    - Hittites
    - Mèdes
    - Perses
    - Phéniciens
  - Mésopotamie
    - Sumer
    - Akkad
    - Assyrie
    - Babylone

Voir aussi

autre acception

Une antiquité est un objet ancien ou antique, qui fait peut l'objet d'un négoce auprès des antiquaires, ou de la conservation dans une collection publique (musée) ou privée. La plus importante collection française d'objets antique se trouve au Musée des antiquités nationales, installé dans le château royal de Saint-Germain-en-Laye.

liens internes


- Rites religieux
- Préhistoire – Protohistoire
- Histoire – Moyen Âge
  - Histoires nationales
  - Histoires thématiques
- Migrations germaniques – Grandes invasions

Almageste

Arabisation du grec ancien megistos (byblos) : grand (livre), l'almageste de Claude Ptolémée constitue au une véritable somme des connaissances les plus avancées de son époque en mathématiques et en astronomie. Ptolémée y propose une théorie géométrique pour décrire les mouvements des planètes, de la Lune et du Soleil et son modèle restera celui de référence pendant de nombreux siècles dans les mondes occidentaux et arabes. L'almageste contient également un catalogue d'étoiles. L'Univers y est conçu comme géocentrique, ce qui a injustement livré l'ouvrage à l'oubli à partir de la Renaissance quand, à la suite de Copernic, Kepler et Galilée ont conçu le modèle héliocentrique. Ptolémée était cependant l'un des plus brillants esprits de son temps. Les premières traductions en arabe datent du . À cette époque, cet ouvrage était perdu en Europe où on en avait quelques vagues souvenir dans les cercles astrologiques. En conséquence, l'Europe occidentale redécouvrit Ptolémée à partir des traductions des versions arabes. Au , vit le jour une version en espagnol qui sera plus tard traduite en latin sous le patronage de l'empereur Frédéric II. Une autre version, en latin cette fois-ci et provenant directement de l'arabe, a été réalisée par Gérard de Crémone à partir d'un texte provenant de Tolède, en Espagne. Il fut incapable de traduire de nombreux termes techniques - il retint même le nom arabe Abrachir pour Hipparque. Au , une version grecque est apparue en Europe occidentale et Johannes Müller, mieux connu sous le nom de Regiomontanus, en fit une version abrégée en latin à l'instigation du cardinal Johannes Bessarion. Au même moment, une traduction complète était faite par George Trebizond. Cette version incluait un commentaire aussi long que l'original. Le travail de traduction, sous le patronage du pape Nicolas V, était destiné à supplanter l'ancienne traduction. Le nouveau manuscrit était une grande amélioration mais le commentaire fut beaucoup moins apprécié et fortement critiqué. La pape refusa de dédicacer l'ouvrage et la version de Régiomontanus prédomina durant le siècle qui suivit et encore par après. Des commentaires sur l'Almageste furent écrits par Théon d'Alexandrie (complets), Pappus (fragments) et Ammonius (perdus). Catégorie:Catalogue astronomique Catégorie:Histoire de l'astronomie

Ptolémée

Cet article concerne l’astronome. Pour les pharaons de la période lagide, voir dynastie des Ptolémées. ---- dynastie des Ptolémées Claudius Ptolemaeus, communément appelé Ptolémée (Ptolémaïs de Thébaïde (Haute-Égypte) 90 - Canope 168) était un astronome et astrologue grec qui vécut à Alexandrie (aujourd’hui en Égypte). Il est également l’un des précurseurs de la géographie. Ptolémée fut l’auteur de plusieurs traités scientifiques, dont deux ont exercé par la suite une très grande influence sur les sciences islamiques et européenne. L’un est le traité d’astronomie, qui est aujourd’hui connu sous le nom de l’Almageste (en grec, Η μεγάλη Σύνταξις, Le grand traité). L’autre est la Géographie, qui est une discussion approfondie sur les connaissances géographiques du monde gréco-romain.

Astronomie

Ptolémée est l’auteur d’un traité d’astronomie connu sous le nom de l’Almageste (Al en arabe, suivi d’un superlatif grec signifie « le très grand »). Dans ce travail, il a proposé un modèle géocentrique du système solaire, qui fut accepté comme modèle dans les mondes occidentaux et arabes pendant plus de mille trois cent ans. L’Almageste contient également un catalogue d’étoiles et une liste de quarante-huit constellations, antérieure au système moderne de constellations bien que ne couvrant pas toute la sphère céleste.

Géographie

sphère céleste) à l’extrême droite, au-delà de l’île de Taprobane (Sri Lanka, trop grande) et l’Aurea Chersonesus (Asie du Sud-Est).]] Sa Géographie est une autre œuvre majeure. Il s’agit d’une compilation des connaissance de la géographie du monde à l’époque de l’empire romain. Ptolémée s'est essentiellement appuyé sur les travaux d’un autre géographe, Marinus de Tyr, et sur les index géographiques des empires romain et perse, mais la plupart de ses sources au-delà du périmètre de l’empire étaient d’origines douteuses. La première partie de la Géographie est une discussion sur les données et les méthodes qu’il a utilisées. Comme pour le modèle du système solaire dans l’Almageste, Ptolémée unifia dans un grand ensemble toutes les informations dont il disposait. Il attribua des coordonnées à tous les lieux et particularités géographiques qu’il connaissait, dans une grille qui couvrait le globe. La latitude était mesurée à partir de l’équateur, comme aujourd’hui, mais Ptolémée préférait l’exprimer selon la durée du jour le plus long plutôt qu’en degrés (la durée du solstice d’été passe de 12 h à 24 h au fur et à mesure qu’on s’éloigne de l’équateur vers le cercle polaire). Il fixa le méridien de longitude 0 au point le plus à l’ouest qu’il connaissait, les Canaries. Ptolémée imaginait aussi et fournissait des instructions sur la façon de dessiner des cartes, à la fois de tout le monde habité (oikoumenè) et des provinces romaines. Dans la deuxième partie de la Géographie, il fournissait les listes topographiques nécessaires, et des légendes aux cartes. Son oikoumenè couvrait 180 degrés de longitude des Canaries (dans l’océan Atlantique) jusqu’à la Chine, et environ 80 degrés de latitude de l’Arctique aux Indes et loin en Afrique. Ptolémée était bien conscient que ses connaissances ne couvraient qu’un quart du globe. Malheureusement, les plus vieilles cartes des manuscrits de la Géographie de Ptolémée ne datent que de 1300 environ, après la redécouverte du texte par Maximus Planudes.

Astrologie

Le traité de Ptolémée sur l’astrologie, le Tetrabiblos, était l’ouvrage astrologique le plus célèbre de l’Antiquité. Il exerça une grande influence dans l’étude des corps célestes dans la sphère sublunaire. Ainsi, il fournissait des explications des effets astrologiques des planètes, en fonction des leurs effets chauffant, rafraîchissant, mouillant, et séchant.

Musique

Ptolémée a également écrit les Harmoniques, un traité de musicologie de référence. Après une critique de approches de ses prédécesseurs, Ptolémée y plaide pour baser des intervalles musicaux sur des proportions mathématiques (contrairement aux partisans d'Aristoxène) soutenus par observation empirique (contrairement à l'approche purement théorique de l’École pythagoricienne). Il a présenté ses propres divisions du tétracorde et de l'octave, qu'il a dérivés avec l'aide d'un monocorde. L’intérêt de Ptolémée pour l’astronomie apparaît également dans une discussion sur la musique des sphères.

Hommages

L’astéroïde 4001 Ptolémée (4001 Ptolemaeus) a été nommé en son honneur, tout comme les cratères Ptolémée sur Mars et sur la Lune.

Lien externe


- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=18 Biographie de Ptolémée] Catégorie:Astronome de la Grèce antique Catégorie:Index égyptologique Catégorie:Constellation Catégorie:naissance en 100 Catégorie:Décès en 170 ja:クラウディオス・プトレマイオス ko:클라우디오스 프톨레마이오스 th:ทอเลมี

1856

Catégorie:1856 Cette page concerne l'année 1856 du calendrier grégorien.

Événements


- 16 avril : Déclaration internationale interdisant la Course (piraterie officielle). La France, l'Angleterre, la Russie, la Prusse, l'Autriche, la Sardaigne et la Turquie, réunis à Paris, signent une déclaration d'abolition de la « course en mer » (corsaires).

Europe


- Début des guerres du Caucase (fin en 1859).

Guerre de Crimée


- 18 janvier : Fin de la guerre contre la Russie.
- 9 février : Le général Bosquet, héros de Crimée, est fait sénateur.
- 25 février : Ouverture entre tous les belligérants de la guerre de Crimée de la Conférence de Paris clôturant la Guerre de Crimée (25 fév.-8 avr.).
- 30 mars : Traité de Paris :
  - marque la fin de la guerre de Crimée,
  - brise l'isolement de la France,
  - place l'Empire Ottoman sous la garantie des puissances européennes,
  - neutralise la Mer Noire les détroits par la cession de la Russie à la Turquie des bouches du Danube,
  - la navigation sur le Danube est internationalisée.
- 6 juin : La reine d'Angleterre Victoria décerne au maréchal Pélissier la Grand-Croix de l'ordre du Bain.
- 22 juillet : De retour en France, le maréchal Pélissier reçoit de l'Empereur le titre de duc de Malakoff.

France


- 4 mars : Suicide du conseiller d'État Bonaparte, cousin de Napoléon III.
- 18 mars : Les généraux Bosquet et Canrobert sont promus maréchaux de France.
- 31 mai - début juin : inondations catastrophiques du Rhône
- 1 juin : Inondations catastrophiques à Tours.
- 24 juin : Le général Maurice de Mac-Mahon devient sénateur.
- 16 octobre : Inauguration de la gare de chemin de fer de Toulouse.
- En octobre, achèvement de la voie ferrée Paris-Lyon.
- 14 décembre : Le maréchal Pélissier devient vice-président du Sénat.
- 27 décembre : Sainte Eugénie Smet fonde les sœurs auxiliatrices à Paris.
- Le général Jacques Randon (61 ans), gouverneur de l'Algérie, est promu maréchal de France.
- Création de Salin-de-Giraud sur la commune d'Arles en Camargue pour l'exploitation du sel

Afrique


- Fin de la présidence de Roberts, le premier président du Liberia.
- Expulsés de Madagascar en 1828 par la reine Ranavalona I, les britanniques commencent à s'y réinstaller.
  - La rivalité avec les Français se développent, et les britanniques réussissent, après les avoir fait accuser de complot contre la reine, à faire expulser leurs rivaux pour une brève période.

Asie & monde indien


- Traité de paix entre le Tibet et le Népal.

Chine


- 29 février, dans le Kouang-Si, le missionnaire français (saint) Auguste Chapdeleine (42 ans), meurt martyr sous la torture, avec un groupe de chrétiens qu'il avait baptisés.
- Début de la deuxième guerre de l'Opium (fin en 1860).

Proche-Orient & Monde arabe


- 5 janvier : Le vice-roi d'Égypte Ismaïl Pacha signe l'acte de concession autorisant son ami Ferdinand de Lesseps à percer le canal de Suez. Les anglais sont furieux.

Algérie


- En septembre, le gouvernement français persuade le célèbre magicien Jean Eugène Robert-Houdin de sortir de sa retraite afin de l'aider à mettre un terme aux révoltes tribales dirigées contre le gouvernement colonial de la France en Algérie. La France veut un magicien, car lesdites révoltes étaient menées par des magiciens (marabouts).
- 28 octobre : Une soixantaine de chefs de tribu algériens se sont rassemblés au théâtre Bab Azoun d'Alger pour assister au spectacle de Robert-Houdin. Terrorisés par son art, les chefs de tribu fuient le théâtre.
- 31 octobre : Une trentaine de chefs tribaux algériens les plus puissants offrent à Robert-Houdin un manuscrit enluminé louant son art et promettant leur indéfectible allégeance à la France.

Chronologies thématiques


- Chemins de fer : 1856 dans les chemins de fer
- Sports : 1856 en sport
- Art & culture :
  - En exil, le romancier français Victor Hugo compose Les Misérables.
  - En octobre, le romancier Gustave Flaubert publie Madame Bovary.
  - 6 décembre : au théâtre des Italiens, première représentation de l'opéra La Traviata de Giuseppe Verdi, inspirée du roman La Dame aux camélias d'Alexandre Dumas.
  - Edmond Duranty fonde la revue Réalisme.
- Science et techniques :
  - Jean-Marie Le Brix effectue le premier vol en planeur, près de Douarnenez (Finistère).
  - Le biologiste français Louis Pasteur met en évidence que des micro-organismes sont la cause de la fermentation.
  - Le chimiste anglais Sir William Henry Perkin invente le colorant de synthèse.
  - Le premier fossile de Néanderthal (homme préhistorique) est découvert près de Düsseldorf.
  - le 13 août Henry Bessemer prononce son discours à Cheltenham (Grande-Bretagne) devant la British Association et rend publique sont procédé d'affinage de l'acier

Naissances en 1856


- 12 janvier : John Singer Sargent, peintre américain
- 16 mars : Eugène-Louis Bonaparte, prince impérial héritier des Bonaparte
- 24 avril : à Cauchy-la-Tour (Artois), Henri-Philippe Pétain, maréchal de France et homme d'État
- 6 mai : Sigmund Freud, neurologue et psychiatre autrichien
- 10 juillet : Nikola Tesla, inventeur et ingénieur en électricité
- 26 juillet : George Bernard Shaw, écrivain anglais d'origine irlandaise.
- 29 novembre : Theobald von Bethmann-Hollweg, homme politique (chancelier) allemand

Décès en 1856


- 8 février : Agostino Bassi biologiste italien († 25 septembre 1773.
- 24 août : William Buckland, paléontolgue anglais.
- 29 juillet : Robert Schumann, compositeur.
- 1 septembre : William Yarrell, ornithologue et naturaliste anglais (° 1784).
- 9 novembre : à Saint-Louis au Missouri, Etienne Cabet (68 ans), théoricien communiste français, fondateur de la communauté des Icariens, dont il avait été exclu le mois précédant. __NOTOC__ ko:1856년 ms:1856 simple:1856 th:พ.ศ. 2399

Œil

En anatomie, l'œil (pluriel les yeux) est l'organe sensitif de la vision. Il permet donc à une entité vivante de « voir », soit d'analyser la lumière visible pour interagir avec son environnement. La lumière visible correspond à certains rayonnements électromagnétiques dont les longueurs d'ondes sont généralement situées entre 390 nm (les ultraviolets) et 700 nm (les infrarouges).

L'œil biologique

L'œil humain

infrarouge L'œil s'adapte en premier lieu à la lumière ambiante. On peut ainsi percevoir avec une sensibilité équivalente en plein soleil ou sous la lumière de la pleine lune, soit avec une intensité lumineuse 10.000 moindre. Une première adaptation provient de l'écartement de l'iris qui en mode de nuit peu atteindre une ouverture maximale de 7mm pour des jeunes gens (maximum qui décroit à 4mm quand on viellit).

Les tissus de l'œil

Comme chez la plupart des mammifères, oiseaux, reptiles et poissons, l'œil humain est constitué d'un globe oculaire, comportant : globe oculaire
- la cornée, partie antérieure du globe oculaire, lentille transparente, elle est le hublot de l'œil ;
- l'humeur aqueuse ;
- l'uvée, composée de l'iris (permettant la modification de la luminosité entrante), de la choroïde et du corps ciliaire ;
- le cristallin servant à mettre en œuvre l'accommodation (mise au point sur l'objet à visualiser) ;
- le corps vitré ;
- la rétine, membrane regroupant des cellules nerveuses photoréceptrices appelées cônes et bâtonnets, servant à la transformation de l'onde électromagnétique en impulsions électriques, pour traitement par le système nerveux ;
- la sclère ou sclérotique.

Les annexes de l'œil

Au nombre de quatre : # L' orbite, cavités osseuses, recouverte d'une membrane fibro-élastique (la périorbite). Rôle de protection  # Les muscles oculomoteurs, rôle de déplacement. Au nombre de 6 chez l'humain :  ## 4 muscles droits : droit supérieur, droit inférieur, droit interne et droit externe ; ## 2 muscles obliques : grand oblique et petit oblique # La paupière, membrane permettant une isolation plus ou moins importante du rayonnement électromagnétique, le renouvellement du film de larme et le nettoyage de la cornée. Elle assure aussi la protection de cette dernière grâce à un clignement reflexe. # La glande lacrymale : située en haut et en dehors, elle secrète 40 % de nos larmes.

Pathologies de l'œil

Toutes les parties de l'œil peuvent être touchées :
- Muscles oculomoteurs : Diplopie,parésie ou paralysie des muscles
- Orbite : énophtalmie, exophtalmie etc.
- Paupière : ptôsis, ectropion, entropion, orgelet, blépharite, tumeur, lagophtalmie, distichiasis, chalazion, etc.
- Appareil lacrymal : dacryoadénite, canaliculite, dacryocystite etc.
- Conjonctive : conjonctivite (bactérienne, fongique, parasitaire ou virale), pinguécula, ptérygion etc
- Sclère : sclérite, scléromalacie perforante ou non, sclère bleue etc.
- Cornée : kératite (bactérienne, fongique, parasitaire ou virale), kératocône, gérontoxon etc.
- Uvée : uvéite, colobome etc.
- Pupille : fixe, en mydriase (dilatée), en myosis (contractée), irrégulière (dont l'origine est souvent une inflammation de l'iris passée ou présente)
- Cristallin : cataracte, ectopie, myopie, aphakie, etc.
- Vitré : hémorragie, décollement etc.
- Rétine : déchirure, décollement, occlusion artérielle ou veineuse, dégénérescences (dégénérescence maculaire liée à l'âge), rétinite (rétinite pigmentaire etc.
- Nerf optique : névrite optique, œdème papillaire, glaucome

L'œil dans le monde animal

glaucome Les yeux composés [http://en.wikipedia.org/wiki/Compound_eye] des arthropodes (notamment chez les insectes et les crustacés) sont constitués d'un ensemble de récepteurs (jusqu'à 30 000 chez certains coléoptères) sensibles à la lumière qui sont appelés des ommatidies. On appelle plus vulgairement l'œil composé : œil à facettes. Chez la plupart des vertébrés et certains mollusques (les pieuvres entre autres), l'œil consiste en la projection de l'image sur un tissu photosensible : la rétine. Celle-ci détecte la lumière et l'information est transmise au cerveau par le nerf optique. L'œil est généralement de forme à peu près sphérique, et rempli d'un gel transparent appelé humeur vitreuse. L'œil dispose souvent d'une lentille convergente et d'un muscle obturateur, l'iris, qui contrôle le niveau de lumière qui pénètre dans l'œil. Bien que les yeux des invertébrés et des mollusques semblent identiques en fonction et en forme une fois la morphogénèse achevée, l'étude embryologique montre que si l'organe visuel des vertébrés provient de la Différenciation de cellules du cerveau, celui des mollusques provient de la différenciation de cellules de la peau. On cite ce cas comme exemple d'évolution parallèle. Certains mammifères comme le chat ou certains rapaces nocturnes sont nyctalopes. La bande spectrale visible varie selon les espèces. Ainsi certains oiseaux (colibris, hirondelles, pigeons ...), arthropodes (langoustes, abeilles ...), reptiles (gecko, tortue ...) et poissons (truite ...) semblent voir les rayons UV. Certains serpents voient dans l'infrarouge mais grâce à leur langue. La vision des couleurs diffère aussi selon les espèces ou les individus.

Modèle optique de l'œil

Le reproduction de la formation de l'image sur la rétine est un exercice de travaux pratiques couramment étudié. La rétine est modélisée par un écran plat (feuille blanche), le cristallin par une lentille convergente, et le tout est posé sur un banc d'optique. Les travaux pratiques comportent en général les éthude suivantes :
- choix de la distance focale de la lentille en fonction de la distance de l'objet observé (modélisation de la modification de la focale du cristallin) ; ceci permet d'aborder les notions de punctum proximum et de punctum remotum ;
- modification de la distance écran-lentille, ce qui permet de modéliser la myopie et l'hypermétropie, avec interposition d'une lentille pour modéliser les lunettes de vue. Malheureusement, ce modèle éclipse le rôle de la cornée qui est l'élément principal de l'optique de l'œil, le cristallin n'apportant qu'une correction permettant l'adaptation aux distances.

L'œil électronique

Dans les dispositifs électroniques visant à restaurer une vision défficiente, 3 systèmes sont à l'étude. Ils dépendent du niveau de l'œil que l'on veut substituer ou suppléer :
- soit la rétine. Ce sont des plaques contenant des milliers, voir des millions de semi-conducteurs, qui vont permettre de transformer la lumière en signal électrique. Le signal sera ensuite transmis au fibres visuelles encore efficaces.
- soit le nerf optique.
- soit le cortex optique cérébral. L'image est enregistrée par une caméra, transformée en signaux électriques, transmis à des électrodes qui stimulent le cortex visuel occipital.

Voir aussi

Liens internes


- Précaution en cas de blessure à l'œil
- Les performances de l'œil

Liens externes


- [http://www.infovisual.info/03/044_fr.html Voir un schéma détaillé sur l'œil]
- [http://ophtasurf.free.fr/loeil.htm Le globe oculaire expliqué] Oeil ms:Mata ja:目

Antiquité

Catégorie:Antiquité On nomme Antiquité la première période de l'Histoire, c'est-à-dire la période qui suit la Préhistoire. Pour une civilisation donnée, l'Antiquité commence avec l'écriture, alors que les civilisations ne connaissant pas l'écriture mais étant contemporaines des civilisations antiques sont dites, quant à elles, « protohistoriques ».

Chronologie

L'Antiquité commence donc à des dates différentes selon les civilisations considérées. La plus ancienne civilisation antique connue serait celle de Sumer. qui inventa l'écriture cunéiforme, à base de pictogrammes pointus, dus à la forme biseautée du calame, dès -5500, -5000.

L'antiquité en Europe

-5000 En Europe, l'Antiquité commence avec la civilisation minoenne, en Crète entre -2000 et -1400. Cette dernière, connue pour ses palais, inventa l'écriture linéaire A d'où dériva le linéaire B. Cette dernière forme d'écriture est la première attestée sur le continent : l'écriture grecque en dérive. La lettre grecque alpha d'où dérive le A latin vient probablement de la représentation d'une tête de bétail qui, répétée rapidement de gauche à droite, s'inclina vers la droite jusqu'à prendre sa forme actuelle. La fin de l'Antiquité – dont les civilisations de référence pour l'Europe sont la Grèce antique et la Rome antique – est traditionnellement fixée à la chute de l'Empire romain d'Occident, en 476. La période des invasions barbares (voir Antiquité tardive) est donc à la charnière de l'Antiquité et de la période suivante : le Moyen Âge. En raison de la permanence des grands traits de l'Antiquité tardive (civilisation du Bas Empire romain) au-delà de l'événement politique constitué par la déposition du dernier empereur romain Romulus Augustule, l'historien médiéviste Jacques Le Goff a par exemple proposé d'étendre l'Antiquité tardive jusqu'au . À l'inverse, d'autres historiens du Moyen Âge font commencer leur période dès le début du , voire dès le avec comme critères principaux l'essor du christianisme et la barbarisation de l'armée romaine. La discipline qui étudie les civilisations antiques est l'Histoire ancienne. La discipline qui étudie les civilisations protohistoriques est la Protohistoire.

Civilisations antiques


- Antiquité européenne
  - Grèce antique
  - Étrusques
  - Rome antique
  - Celtes
  - Slaves
  - Baltes
  - Germains
- Antiquité africaine
  - Égypte antique
  - Numidie
- Antiquité précolombienne (Amérique)
  - Aztèques
  - Incas
  - Mayas
- Antiquité asiatique
  - Asie mineure
    - Hébreux
    - Hittites
    - Mèdes
    - Perses
    - Phéniciens
  - Mésopotamie
    - Sumer
    - Akkad
    - Assyrie
    - Babylone

Voir aussi

autre acception

Une antiquité est un objet ancien ou antique, qui fait peut l'objet d'un négoce auprès des antiquaires, ou de la conservation dans une collection publique (musée) ou privée. La plus importante collection française d'objets antique se trouve au Musée des antiquités nationales, installé dans le château royal de Saint-Germain-en-Laye.

liens internes


- Rites religieux
- Préhistoire – Protohistoire
- Histoire – Moyen Âge
  - Histoires nationales