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By James Lequeux

Notre perception actuelle de l'Univers n'a plus guère à voir avec celle que l'on en avait il y a cent ans. Bien qu'il n'existe pas encore de réponse à certaines questions fondamentales, comme los angeles nature de los angeles matière noire ou l'existence de los angeles vie ailleurs que sur los angeles Terre, les progrès récents de l'astronomie ont été si spectaculaires que l'essentiel de l'Univers nous est aujourd'hui dévoilé. Ce sont l'histoire et les moyens de ces progrès que décrit ce livre sous une forme basic et vivante, mais sans négliger los angeles rigueur scientifique. Le preferable chapitre couvre les années 1910 à 1950, et le moment nous amène à 1970. Ensuite, le rythme des découvertes s'accélère tant que les trois décennies suivantes qui ont vu se développer puissamment les strategies d'observation au sol et dans l'espace nécessitent chacune un chapitre entier. L'ouvrage se termine par un exposé détaillé de l'état actuel de nos connaissances, avec quelques projections vers le futur. Un grand nombre d'Illustrations, des encadrés, un glossaire, une desk des sigles et de nombreuses références à des articles de recherche agrémentent et complètent l. a. lecture, et peuvent stimuler des approfondissements. James Lequeux, astronome à l'Observatoire de Paris, est actif depuis cinquante ans dans différents domaines de l'astronomie, principalement l'étude de los angeles matière interstellaire et des galaxies. Auteur de plusieurs ouvrages destinés aux spécialistes ou au grand public, il a été pendant quinze ans Rédacteur en chef du magazine Astronomy & Astrophysics où les astronomes de toute l'Europe publient les résultats de leurs recherches : il s'est ainsi trouvé au centre de l'astronomie energetic, dans une place clé pour en écrire l'histoire.

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16), HH 211 consiste en deux jets de matière émis par une étoile très jeune. Ces jets interagissent avec un nuage moléculaire, formant un choc à l’interface. Les molécules du nuage affectées par ce choc émettent des raies : celles de los angeles molécule H2 dans l’infrarouge (en grisé) et celles de l. a. molécule CO en radio (contours). Au centre, les qualities épais indiquent l’émission thermique radio à 1,3 mm de longueur d’onde des poussières du disque circumstellaire, disque à peine résolu par l’interféromètre. L’ascension droite est en abscisses, l. a. déclinaison en ordonnées. Les observations radio, dont l. a. résolution angulaire est indiquée par le petit cercle, ont utilisé l’interféromètre de l’IRAM6. 154 L’Univers dévoilé observé jusqu’à ce que l. a. corrélation entre les deux soit maximale, et on mesure alors le déplacement relatif en longueur d’onde de l’ensemble du spectre de comparaison, obtenant ainsi le décalage spectral, d’où l. a. vitesse radiale. Encadré 6. 1. l. a. recherche des planètes extrasolaires determine 6. 18. adaptations de los angeles vitesse radiale de l’étoile fifty one Pegasi12. Elles résultent de l. a. présence d’une planète, au cours de l. a. révolution de cette planète en 2,45 jours. los angeles vitesse radiale est portée en ordonnées, et le temps en abscisses, normalisé à l. a. période de révolution de los angeles planète. Les issues sont les résultats de mesure, affectés de leurs barres d’erreur. Ces observations ont permis los angeles découverte de los angeles première planète en dehors du Système solaire. Sa masse est de l’ordre de 1,2 fois celle de Jupiter. los angeles plupart des planètes extrasolaires ont été découvertes par l’effet de leur gravité sur l’étoile autour de laquelle elles tournent, essentiellement par le groupe de Michel Mayor en Suisse et celui de Geoffrey W. Marcy aux États-Unis. Dans le système shapeé par une étoile et une planète tournant l’une autour de l’autre, le centre de gravité est un aspect fixe, situé très près de l’étoile motor vehicle elle est beaucoup plus significant que los angeles planète : il se trouve le plus souvent à l’intérieur même de l’étoile. Il s’ensuit que los angeles vitesse de révolution de l’étoile autour de ce aspect fixe est faible, de l’ordre de quelques mètres ou dizaines de mètres par seconde, même si celle de los angeles planète est grande (30 km/s pour los angeles Terre). l. a. planète étant beaucoup moins lumineuse que l’étoile, on ne voit que celle-ci dans un télescope. Il est attainable de mesurer l. a. vitesse d’éloignement ou de rapprochement de cette étoile (vitesse radiale) grâce à l’effet DopplerFizeau qui produit un petit déplacement en longueur d’onde, respectivement vers le rouge ou vers le bleu, de l’ensemble de son spectre. Si l’on evaluate les longueurs d’onde d’un grand nombre de raies spectrales de l’étoile avec celles d’un spectre fixe de référence, on peut mesurer l. a. vitesse radiale avec une grande précision, qui est actuellement plus limitée par l. a. stabilité du spectrographe utilisé que par le flux lumineux de l’étoile. Par des mesures répétées, on discover les adaptations de los angeles vitesse radiale, qui sont périodiques (Fig.

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