Astronomia

Ta dziedzina planetologii zajmuje się wszystkimi planetami , księżycami , planetami karłowatymi , kometami , asteroidami i innymi ciałami krążącymi wokół Słońca; a także egzoplanety . Układ słoneczny jest stosunkowo dobrze zbadany, najpierw za pomocą teleskopów i następnie za pomocą sondy . Zapewniło to dobre ogólne zrozumienie formowania się i ewolucji tego układu planetarnego, chociaż wiele odkryć jeszcze nie zostało dokonanych.

Układ Słoneczny dzieli się na pięć części: Słońce , planety wewnętrzne , pas asteroid , planety zewnętrzne i obłok Oorta . Wszystkie planety wewnętrzne są telluryczne , to Merkury , Wenus , Ziemia i Mars . Planety zewnętrzne, gazowe olbrzymy , to Jowisz , Saturn , Uran i Neptun . Za Neptunem znajduje się Pas Kuipera i ostatecznie Obłok Oorta , który prawdopodobnie obejmuje rok świetlny .

Planety zostały uformowane przez dysk protoplanetarny, który otaczał Słońce, gdy się właśnie uformowało. W procesie łączącym przyciąganie grawitacyjne, zderzenia i akrecję dysk utworzył amalgamaty materii, które z czasem stały się protoplanetami . W tym czasie ciśnienie promieniowania wiatru słonecznego wydmuchało większość materii, która się nie zgromadziła, i tylko planety o wystarczającej masie mogły zachować swoją gazową atmosferę . Planety kontynuowały wyrzucanie pozostałej materii w okresie intensywnego bombardowania meteorytów, o czym świadczą liczne kratery znajdowane m.in. na Księżycu. W tym okresie kilka protoplanet mogło się zderzyć i zgodnie z główną hipotezą tak powstał Księżyc.

Gdy planeta osiągnie wystarczającą masę, materiały o różnych gęstościach zaczynają się od siebie oddzielać, jest to zróżnicowanie planetarne . Proces ten może tworzyć skalisty lub metaliczny rdzeń otoczony płaszczem i skorupą. Serce może zawierać obszary stałe i płynne, aw niektórych przypadkach może generować własne pole magnetyczne , które chroni planetę i jej atmosferę przed atakiem wiatru słonecznego.

Badanie gwiazd i ewolucji gwiazd ma fundamentalne znaczenie dla naszego zrozumienia wszechświata. Astrofizyki gwiazd została określona poprzez obserwację i teoretycznego zrozumienia, jak również poprzez symulacje komputerowe.

Gwiazda powstaje w gęstych obszarach pyłu i gazu, znanych jako gigantyczne obłoki molekularne . Po zdestabilizowaniu fragmenty mogą zapaść się pod wpływem grawitacji, tworząc protogwiazdę . Wystarczająco gęsty i gorący region spowoduje fuzję jądrową , tworząc gwiazdę ciągu głównego .

Prawie wszystkie elementy cięższe niż wodór i hel zostały stworzone w jądrze gwiazdy.

Charakterystyki powstałej gwiazdy zależą przede wszystkim od jej masy początkowej. Im masywniejsza gwiazda, tym większa jej jasność i tym szybciej opróżni ona zapasy wodoru znajdującego się w jej jądrze. Z biegiem czasu ta rezerwa jest w pełni przekształcana w hel, a gwiazda zaczyna ewoluować . Topienie helu wymaga wyższej temperatury w jądrze, w ten sposób gwiazda powiększa się i jednocześnie jej jądro gęstnieje. Stając się czerwonym olbrzymem , nasza gwiazda zużywa swój hel. Ta faza jest stosunkowo krótka. Bardzo masywne gwiazdy mogą również przechodzić szereg faz kurczenia się, w których następuje synteza coraz cięższych pierwiastków.

Ostateczny los gwiazdy zależy od jej masy: gwiazdy, które są ponad 8 razy masywniejsze niż Słońce, mogą zapaść się w supernowe  ; podczas gdy jaśniejsze gwiazdy tworzą mgławice planetarne i ewoluują w białe karły . Z bardzo dużej gwiazdy pozostaje gwiazda neutronowa lub w niektórych przypadkach czarna dziura . Pobliskie gwiazdy podwójne mogą podążać bardziej złożonymi ścieżkami w swojej ewolucji, takimi jak transfer masy przez towarzysza białego karła, który może wywołać supernową. Ostatnie etapy życia gwiazd, w tym mgławice planetarne i supernowe, są niezbędne do rozmieszczenia metali w ośrodku międzygwiazdowym ; bez niego wszystkie nowe gwiazdy (w tym ich układy planetarne) powstałyby jedynie z wodoru i helu.

Solar System okrąża Drogę Mleczną , o przedawnieniu galaktyka spiralna , który jest ważnym członkiem Grupy Lokalnej . Jest to wirująca masa utworzona z gazu, gwiazd i innych obiektów połączonych wzajemnym przyciąganiem grawitacyjnym . Ponieważ Ziemia znajduje się w zakurzonym ramieniu zewnętrznym, wiele Drogi Mlecznej jest niewidocznych.

W centrum Drogi Mlecznej znajduje się jądro, wydłużona bańka, która według wielu astronomów jest domem dla supermasywnej czarnej dziury w jej centrum grawitacyjnym. Otoczone jest czterema głównymi ramionami spiralnymi, wychodzącymi z jądra. Jest to aktywny region galaktyki, który zawiera wiele młodych gwiazd należących do populacji II . Dysk otoczony jest sferoidalnym halo starszych gwiazd populacji I , jak również stosunkowo gęstą koncentracją gromad kulistych .

Pomiędzy gwiazdami znajduje się ośrodek międzygwiazdowy , obszar materii rozproszonej. W najgęstszych regionach obłoki molekularne utworzone głównie z wodoru cząsteczkowego przyczyniają się do powstawania nowych gwiazd . Zaczyna się od ciemnych mgławic, które zagęszczają się, a następnie zapadają (do objętości określonej przez długość Jeansa ), tworząc zwarte protogwiazdy .

Kiedy pojawiają się bardziej masywne gwiazdy, przekształcają obłok w region HII gazu i luminescencyjnej plazmy. Gwiezdny wiatr i wybuchy supernowych ostatecznie służą rozproszyć chmurę, często pozostawiając jeden lub więcej gromad otwartych . Gromady te stopniowo się rozpraszają, a gwiazdy dołączają do populacji Drogi Mlecznej.

Badania kinematyczne materii w Drodze Mlecznej wykazały, że masa jest większa niż się wydaje. W masie wydaje się dominować halo ciemnej materii , chociaż natura tej ciemnej materii pozostaje nieokreślona.

Badanie obiektów znajdujących się poza naszą galaktyką jest gałęzią astronomii zajmującą się formowaniem i ewolucją galaktyk  ; ich morfologia i klasyfikacja  ; badanie galaktyk aktywnych  ; jak również przez grupy i gromady galaktyk . Są one ważne dla zrozumienia wielkoskalowych struktur Wszechświata .

Większość galaktyk jest zorganizowana w różne kształty, co pozwala na ustalenie schematu klasyfikacji. Powszechnie dzieli się je na galaktyki spiralne , eliptyczne i nieregularne .

Jak sama nazwa wskazuje, galaktyka eliptyczna ma kształt elipsy. Jego gwiazdy poruszają się po losowo wybranej orbicie bez preferowanego kierunku. Galaktyki te zawierają niewiele lub wcale nie zawierają gazu międzygwiazdowego , niewiele obszarów formowania się gwiazd i ogólnie stare gwiazdy. Gwiazdy zwykle znajdują się w jądrach gromad galaktyk, które mogą powstać z połączenia większych galaktyk.

Galaktyka spiralna jest organizowana jako obracający płaskiego dysku, zazwyczaj z widocznym żarówki lub baru w jej środku, jak i ramion spiralnych, które rozciągają się na zewnątrz. Ramiona te to pyłowe obszary formowania się gwiazd, w których masywne młode gwiazdy wytwarzają niebieski odcień. Galaktyki spiralne są zazwyczaj otoczone halo starszych gwiazd. Droga Mleczna i Galaktyka Andromedy są galaktyki spiralne.

Te nieregularne galaktyki są chaotyczne w wyglądzie, a nie są ani spirali ani eliptyczne. Około jedna czwarta galaktyk jest nieregularna. Konkretny kształt może być wynikiem oddziaływania grawitacyjnego .

Aktywna galaktyka jest strukturą, w której znaczna część energii emituje on nie pochodzi z jego gwiazd, gazu i pyłu. Ten typ galaktyki jest zasilany przez zwarty obszar w swoim jądrze, zwykle supermasywną czarną dziurę , która, jak się uważa, emituje promieniowanie z połykanych przez siebie materiałów.

Radiogalaxy jest aktywnym Galaxy, który jest bardzo jasne w domenie radiowej z widma elektromagnetycznego, i która wytwarza olbrzymie płaty gazu . Aktywne galaktyki emitujące promieniowanie o wysokiej energii obejmują galaktyki Seyferta , kwazary i blazary . Kwazary wydają się być najjaśniejszymi obiektami w znanym wszechświecie .

Wielkie struktury kosmosu reprezentowane są przez grupy i gromady galaktyk . Struktura ta jest zorganizowana w sposób hierarchiczny, z których największymi znanymi do tej pory są supergromady . Wszystko układa się we włókna i ściany, pozostawiając między nimi ogromne puste obszary.

Kosmologia (the Greek κοσμος „świat, wszechświat” i λογος „słowo, studium”) można uznać za badanie wszechświata jako całości.

Obserwacje budowy Wszechświata na dużą skalę , gałęzi zwanej kosmologią fizyczną , pozwoliły na głębokie zrozumienie powstawania i ewolucji kosmosu. Dobrze przyjęta teoria Wielkiego Wybuchu ma fundamentalne znaczenie dla współczesnej kosmologii, która mówi, że wszechświat powstał jako pojedynczy punkt, a następnie rozrósł się przez 13,7 miliarda lat do obecnego stanu. Koncepcję Wielkiego Wybuchu można prześledzić od odkrycia kosmicznego rozproszonego tła w 1965 roku .

W tym procesie ekspansji wszechświat przeszedł kilka etapów ewolucji. Na samym początku nasze obecne teorie pokazują niezwykle szybką kosmiczną inflację , która ujednoliciła warunki wyjściowe. Następnie pierwotna nukleosynteza wytworzyła elementy budulcowe nowo narodzonego wszechświata.

Kiedy powstały pierwsze atomy , przestrzeń stała się przezroczysta dla promieniowania, uwalniając w ten sposób energię, widzianą dziś przez kosmiczne, rozproszone tło . Ekspansja wszechświata wtedy doświadczył Dark Age powodu braku źródeł energii gwiazd.

Hierarchiczna struktura materii zaczęła się formować z drobnych różnic w gęstości materii. Materia następnie gromadziła się w najgęstszych regionach, tworząc obłoki gazu międzygwiazdowego i pierwsze gwiazdy . Te masywne gwiazdy uruchomiły następnie proces rejonizacji i wydają się być źródłem powstania wielu ciężkich pierwiastków młodego wszechświata.

Grawitacyjne pakiecie materia we włókna, pozostawiając ogromne pustych obszarów w szczelinach. Stopniowo pojawiły się organizacje gazu i pyłu, które uformowały pierwsze prymitywne galaktyki . Z biegiem czasu przyciągały one więcej materii i często organizowały się w gromady galaktyk , a następnie w supergromady .

Istnienie ciemnej materii i ciemnej energii ma fundamentalne znaczenie dla budowy wszechświata. Obecnie uważa się, że są one dominującymi składnikami, tworzącymi 96% gęstości wszechświata. Z tego powodu wiele wysiłku wkłada się w odkrycie składu i fizyki rządzącej tymi pierwiastkami.

Dyscypliny według rodzaju obserwacji

W astronomii informacje pochodzą głównie z detekcji i analizy światła widzialnego lub innej fali elektromagnetycznej . Astronomia obserwacji można podzielić w zależności od zaobserwowanych regiony widma elektromagnetycznego . Niektóre części widma można obserwować z powierzchni Ziemi , podczas gdy inne można zaobserwować tylko na dużych wysokościach lub nawet w kosmosie. Szczegółowe informacje na temat tych pododdziałów podano poniżej.

RAS studia promieniowanie o długości fal większych niż milimetra . Radioastronomia różni się od innych form obserwacji astronomicznych tym, że fale radiowe są traktowane bardziej jak fale niż dyskretne fotony . Łatwiej jest zmierzyć amplitudę i fazę fal radiowych niż fal o krótszych długościach.

Chociaż niektóre fale radiowe są wytwarzane przez niektóre obiekty astronomiczne jako emisje termiczne , większość emisji radiowych obserwowanych z Ziemi jest postrzegana jako promieniowanie synchrotronowe , które powstaje, gdy elektrony oscylują wokół pól magnetycznych . Ponadto w domenie radiowej można zaobserwować pewną liczbę linii widmowych wytworzonych przez gaz międzygwiazdowy , w szczególności linię wodoru w odległości 21  cm .

W falach radiowych można zaobserwować wiele różnych obiektów, w tym supernowe , gaz międzygwiazdowy , pulsary i aktywne jądra galaktyk .

Astronomia podczerwieni zajmuje się wykrywaniem i analizą promieniowania podczerwonego (długości fal dłuższe niż światła czerwonego ). Z wyjątkiem długości fal bliskich światłu widzialnemu , promieniowanie podczerwone jest silnie pochłaniane przez atmosferę  ; z drugiej strony wytwarza znaczne emisje podczerwieni. Dlatego obserwatoria na podczerwień muszą znajdować się na bardzo wysokich i suchych miejscach lub w kosmosie.

Astronomia w podczerwieni jest szczególnie przydatna do obserwacji obszarów galaktycznych otoczonych pyłem oraz do badań gazów molekularnych . Wyszukiwany w ramach obserwacji zimnych obiektów (poniżej kilkuset Kelvinów ) jest zatem również przydatny do obserwacji atmosfer planetarnych .

Wśród obserwatoriów na podczerwień wymienić można teleskopy kosmiczne Spitzera i Herschela .

Historycznie astronomia optyczna, znana również jako astronomia światła widzialnego , jest najstarszą formą astronomii. Pierwotnie obrazy optyczne były rysowane ręcznie. Pod koniec XIX -go  wieku i przez większą część XX th  century, zdjęcia zostały wykonane przy użyciu sprzętu fotograficznych . Nowoczesne obrazy są wytwarzane przy użyciu detektorów cyfrowych, zwłaszcza kamer CCD . Chociaż samo światło widzialne waha się od około 4000  Å do 7000  Å (400 do 700  nm ), ten sam sprzęt może być używany do obserwacji w bliskim ultrafiolecie i bliskiej podczerwieni.

W rzeczywistości atmosfera nie jest całkowicie przezroczysta dla światła widzialnego. Rzeczywiście, obrazy uzyskane na Ziemi w tych długościach fal cierpią na zniekształcenia spowodowane turbulencjami atmosferycznymi. To właśnie to zjawisko odpowiada za migotanie gwiazd. Zdolność rozdzielczą a także teoretyczny ograniczając wielkość naziemnej teleskopu są więc zmniejszone z powodu tych samych zakłóceń. Aby rozwiązać ten problem, konieczne jest zatem opuszczenie ziemskiej atmosfery. Inne rozwiązanie, optyka adaptacyjna , również pomaga zmniejszyć utratę jakości obrazu.

Astronomia ultrafioletowa odnosi się do obserwacji przy długościach fal odpowiadających ultrafioletowi, to znaczy między ~100 a 3200  Å (10 do 320  nm ). Światło o tych długościach jest pochłaniane przez atmosferę ziemską, dlatego obserwacje tych długości fal prowadzone są z górnych warstw atmosfery lub z kosmosu. Ultraviolet astronomia najlepiej nadaje się do obserwacji promieniowania cieplnego i linii widmowych z gorących niebieskich gwiazdek ( gwiazdkowych OB ), które są bardzo jasne w tej dziedzinie. Obejmuje to niebieskie gwiazdy innych galaktyk, które były celem kilku badań na ten temat. W promieniowaniu UV często obserwuje się również inne obiekty , takie jak mgławice planetarne , pozostałości po supernowych czy aktywne jądra galaktyk . Jednak światło ultrafioletowe jest łatwo absorbowane przez pył międzygwiazdowy , więc pomiary muszą być skorygowane o ekstynkcję.

Astronomia rentgenowska jest badania obiektów kosmicznych w paśmie odpowiadającym promieni X , to jest od około 0,1 do 100  nm (od 0,01 do 10  nm ). Zwykle przedmioty wydzielające promieniowanie rentgenowskie jako emisji synchrotronowych (produkowany przez elektrony oscylacyjne wokół tej linii w polu magnetycznym ), emisję ciepła z drobnych gazów (zwanych ciągła promieniowania hamowania ), która jest wyższa niż 10 7  stopniach Kelvina i emisję termicznego z grubych gazy (o nazwie promieniowanie ciała doskonale czarnego ) , którego temperatura jest wyższa niż 10 7  K . Ponieważ promieniowanie rentgenowskie jest pochłaniane przez ziemską atmosferę, wszystkie obserwacje rentgenowskie muszą być wykonywane przez balony, rakiety lub statki kosmiczne znajdujące się na dużej wysokości . Wśród godnych uwagi źródeł promieniowania rentgenowskiego możemy wymienić układy podwójne X , pulsary , cięcie supernowej , galaktyki eliptyczne lub aktywne oraz gromady galaktyk .

Te promienie gamma astronomia dla mniejszych długościach fal widma elektromagnetycznego . Te promienie gamma może być bezpośrednio obserwowane przez satelity , takie jak Monitorowania Compton gamma .

Do pozostałości supernowych , w pulsarach oraz centrum Galaktyki przykłady źródeł promieniowania gamma, w sposób Mlecznej a blazary (podkategorii aktywnych galaktyk ) są główną klasą źródeł promieniowania pozagalaktycznych. Wreszcie rozbłyski gamma tworzą również dużą populację przejściowych źródeł, które można zaobserwować w tym reżimie energii świetlnej.

Grawitacyjne astronomia lub Astronomia fal grawitacyjnych , to gałąź astronomii że przestrzega ciał niebieskich dzięki fal grawitacyjnych lub małych perturbacji w czasoprzestrzeni rozprzestrzenia się w przestrzeni i mogą być wykryte w dużej skali pomocy interferometru.

Do tej pory wykryto łącznie 6 źródeł fal grawitacyjnych, wszystkie powstałe w wyniku fuzji zwartych ciał niebieskich: fuzji dwóch czarnych dziur ( GW150914 ) oraz fuzji dwóch gwiazd neutronowych .

Astronomia neutrin jest gałęzią astronomii zajmującą się badaniem obiektów niebieskich zdolnych do wytwarzania neutrin o bardzo wysokich energiach (rzędu kilkuset TeV do kilku PeV).

Nauki interdyscyplinarne

Astronomia i astrofizyka wypracowały ważne powiązania z innymi dziedzinami badań naukowych, a mianowicie:

• Astrobiologia bada powstawanie i ewolucję systemów biologicznych prezentują w wszechświecie  ;
• z archeoastronomii badania starożytnych i tradycyjnych astronomies w ich kontekstach Kultury , używając dowodów Archeologiczne i antropologiczne  ;
• z Astrochemii substancje badający chemikalia się w miejscu, zwykle w chmury molekularnych i szkolenia, ich wzajemnego oddziaływania, a ich zniszczenia. Ta dyscyplina łączy astronomię z chemią;
• z kosmochemii badane substancje chemiczne znajdują się w Układzie Słonecznym , w tym pochodzenia elementów i zmian w relacjach izotopu .

Astronomia amatorska

Astronomowie amatorzy obserwują rozmaite ciała niebieskie, korzystając ze sprzętu, który czasem sami konstruują . Najczęstszymi celami astronomów amatorów są Księżyc , planety , gwiazdy , komety , roje meteorów , a także obiekty głębokiego nieba, takie jak gromady gwiazd , galaktyki i mgławice . Jedną z gałęzi astronomii amatorskiej jest astrofotografia , która polega na fotografowaniu nocnego nieba. Niektórzy amatorzy lubią specjalizować się w obserwowaniu określonego typu obiektów.

Większość amatorów obserwuje niebo na widzialnych długościach fal, ale mniejszość pracuje z promieniowaniem spoza zakresu widzialnego. Obejmuje to użycie filtrów podczerwieni w konwencjonalnych teleskopach lub użycie radioteleskopów. Pionierem amatorskiej radioastronomii był Karl Jansky, który rozpoczął obserwacje nieba na falach radiowych w latach 30. XX wieku . Wielu hobbystów używa samodzielnie wykonanych teleskopów lub teleskopów, które pierwotnie zostały zbudowane do badań astronomicznych, ale są teraz dla nich otwarte (np. Teleskop One-Mile ).

Pewien margines astronomii amatorskiej nadal rozwija astronomię. W rzeczywistości jest to jedna z niewielu nauk, w których amatorzy mogą znacząco wnieść swój wkład . Potrafią wykonać obliczenia okultacyjne, które są wykorzystywane do określenia orbit mniejszych planet. Mogą również odkrywać komety, dokonywać regularnych obserwacji gwiazd podwójnych lub wielokrotnych. Postępy w technologii cyfrowej pozwoliły entuzjastom poczynić imponujące postępy w dziedzinie astrofotografii.

Uwagi i referencje

1. Couderc 1996 , s.  7.
2. Mueller-Jourdan 2007 , s.  74.
3. Księga IV, 7, 5.
4. Ksenofont 1967 , s.  412.
5. Thomas Samuel Kuhn , Struktura rewolucji naukowych , 1962.
6. Johansson Sverker, „  The Solar FAQ  ” , Archiwum Talk.Origins,27 lipca 2007 r.(dostęp 11 sierpnia 2006 ) .
7. (w) Lerner & K. Lee Lerner, Brenda Wilmoth, „  Problemy środowiskowe: podstawowe źródła podstawowe.  " Thomson Gale,2006(dostęp 11 września 2006 ) .
8. (w) Pogge, Richard W., „  The Once & Future Sun  ” , „ New Vistas in Astronomy” ,1997(dostęp 7 grudnia 2005 ) .
9. (w) DP Stern, Pan Peredo, „  Eksploracja magnetosfery Ziemi  ” , NASA,28 września 2004 r.(dostęp 22 sierpnia 2006 ) .
10. (w) JF Bell III, licencjat i MS Campbell Robinson, Teledetekcja dla nauk o Ziemi: Podręcznik teledetekcji , Wiley,2004, 3 e  wyd. ( przeczytaj online ).
11. (w) E. Grayzeck, DR Williams, „  Nauka księżycowa i planetarna  ” , NASA,11 maja 2006 r.(dostęp 21 sierpnia 2006 ) .
12. (w) Roberge Aki, „  Planetarne Formation and Our Solar System  ” , The Carnegie Institute of Washington Department of Terrestrial Magnetism,5 maja 1997 r.(dostęp 11 sierpnia 2006 ) .
13. (w) Roberge Aki, „  Planety po uformowaniu  ” , Departament Magnetyzmu Ziemskiego,21 kwietnia 1998(dostęp 23 sierpnia 2006 ) .
14. (w) „  Stellar Evolution & Death  ” , NASA Observatorium (dostęp 8 czerwca 2006 ) .
15. (w) Jean Audouze i Guy Israel (tłum .  z francuskiego), The Cambridge Atlas of Astronomy , Cambridge/Nowy Jork/Melbourne, Cambridge University Press,1994, 3 e  wyd. , 470  pkt. ( ISBN  978-0-521-43438-6 , informacja BNF n O  FRBNF37451098 ).
16. (w) Ott Thomas, „  Centrum Galaktyki  ” Max-Planck-Institut für Physik Extraterrestrische,24 sierpnia 2006(dostęp 8 września 2006 ) .
17. (w) Danny R. Faulkner , „  Rola typów gwiezdnej populacji w dyskusji o ewolucji gwiazd  ” , Kwartalnik CRS , tom.  30, n o  1,1993, s.  174-180 ( czytane online , konsultowane 8 września 2006 ).
18. (w) Hanes Dave, „  Gwiezdna formacja; The Interstellar Medium  ” , Queen's University,24 sierpnia 2006(dostęp 8 września 2006 ) .
19. (w) Sidney van den Bergh, „  Wczesna historia ciemnej materii  ” , Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku , tom.  111,1999, s.  657-660 ( czytaj online ).
20. (w) Keel Bill, „  Klasyfikacja galaktyk  ” , Uniwersytet Alabama,1 st sierpień 2006(dostęp 8 września 2006 ) .
21. (w) „  Aktywne galaktyki i kwazary  ” , NASA (dostęp 8 września 2006 ) .
22. (w) Michael Zeilik , Astronomy: The Evolving Universe , Cambridge (Wielka Brytania), Wiley,2002, 8 th  ed. , 552  s. ( ISBN  978-0-521-80090-7 , zawiadomienie BNF n o  FRBNF38807876 , prezentacja on-line ).
23. (w) Hinshaw Gary, „  Kosmologia 101: Badanie Wszechświata  ” , NASA WMAP13 lipca 2006(dostęp 10 sierpnia 2006 ) .
24. (w) "  Galax Clusters and Large-Scale Structure  " , University of Cambridge (dostęp 8 września 2006 ) .
25. (w) Preuss Paul, „  Dark Energy Fills the Cosmos  ” , Departament Energii Stanów Zjednoczonych, Berkeley Lab (dostęp 8 września 2006 ) .
26. (w) "  Widmo Elektromagnetyczne  " , NASA ( dostęp 8 września 2006 ) .
27. (i) Cox (red.), Astrophysical Ilości Allen , New York, Springer-Verlag,2000, 719  s. ( ISBN  978-0-387-98746-0 , prezentacja online ).
28. (en) FH Shu, Fizyczny Wszechświat: Wprowadzenie do astronomii , Mill Valley, California, University Science Books,1982, 584  s. ( ISBN  978-0-935702-05-7 , prezentacja online ).
29. (en) P. Moore, Philip's Atlas of the Universe , Wielka Brytania, George Philis Limited,1997( ISBN  978-0-540-07465-5 ).
30. (w) Uwolnienia danych dla obserwowanych stanów nieustalonych , Centrum Otwartej Nauki o Falach Grawitacyjnych, LIGO .
31. (w) „  The American Meteor Society  ” (dostęp 24 sierpnia 2006 )
32. Jerry Lodriguss, „  Catching the Light: Astrophotography  ” (dostęp 24 sierpnia 2006 ) .
33. (w) F. Ghigo, „  Karl Jansky i odkrycie kosmicznych fal radiowych  ” , National Radio Astronomy Observatory,7 lutego 2006(dostęp 24 sierpnia 2006 )
34. (w) "  Cambridge Amateur Radio Astronomers  " (dostęp 24 sierpnia 2006 ) .
35. (w) „  The International Ocultation Timing Association  ” (dostęp 24 sierpnia 2006 )
36. (w) „  Edgar Wilson Award  ” , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (dostęp 24 sierpnia 2006 )
37. (w) „  Amerykańskie Stowarzyszenie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych  ” , AAVSO (dostęp 24 sierpnia 2006 ) .

Bibliografia

• Ksenofont ( przekład  Pierre Chambry), Les Helléniques. Apologia Sokratesa. Pamiątki: Ksenofont, Dzieła Wszystkie , cz .  III, Flammarion ,1967
• Pascal Mueller-Jourdan , Inicjacja w filozofię późnego antyku: lekcje z Pseudo-Elias , Éditions du Cerf ,2007, 143  s. ( ISBN  978-2-204-08571-7 ). 
• Paul Couderc , Historia astronomii , tom.  {CLXV}, Paryż, Presses Universitaires de France , coll.  "  Co ja wiem?  ",1966( Rozrod.  6 th ed. 1974) ( 1 st  ed. 1945), 128  , str. 
• André Brahic , Dzieci Słońca: historia naszych początków , Paryż, Odile Jacob ,1999, 366  s. ( ISBN  978-2-7381-0590-5 , prezentacja online )
• François Forget , François Costard i Philippe Lognonné , Planeta Mars: historia innego świata , Paryż, Éditions Belin , coll.  „Biblioteka naukowa”,2003, 144  s. ( ISBN  978-2-7011-2657-9 )
• Jean-Pierre Luminet , Przeznaczenie wszechświata: czarne dziury i ciemna energia , Paryż, Fayard , coll.  „Czas nauki”,2006, 588  s. ( ISBN  978-2-213-63081-6 )

Zobacz również

Powiązane artykuły