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André Marro, guide gravures rupestres

André Marro et Annie Echassoux,
archéologue départementale

André Marro et Jean Staune, anthropologue, enseignant chercheur

Gigantomachie, J.Romain 16è

L'histoire de l'univers

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Phase cristalline liquide colonnaire hexagonale d'ADN. Pour des concentrations en ADN comprises entre 380 et 670 mg/ml, la phase cristalline liquide devient colonnaire hexagonale. Les molécules d'ADN s'alignent en parallèle et forment un réseau hexagonal en section.

Brin ADN

Interaction entre l'ADN et une hélice alpha (vue perpendiculaire à l'axe de l'ADN).

Cette photo révèle l'analyse à l'aide d'une sonde ionique d'une météorite Bishumpur. On aperçoit la matière noire et les chondres sphériques. L'analyse confirme la possibilité de formation du bore dans le nuage protosolaire. (Réf. CNRS-INFO N°305 Mai

"Tranches" bi-dimensionnelles d'un Univers de matière noire simulé par ordinateur (CRAY 2). Les conditions initiales de la simulation favorise la formation des petites structures. Ceci correspond à un univers de matière noire froide, scénario qui est actuellement privilé

Traitement d’un cliché de la raie H alpha de l'hydrogène neutre, laissant apparaître une éjection de matière dans une protubérance solaire

GG Tau est une jeune étoile double ayant un âge d'environ 1 million d'années. Un disque de matière en forme d'anneau, a été observé autour de se système double. Son bord interne est à 180 unités astronomiques (1 UA = 150 millions de kilomètres) des étoiles centrales et il s'étend jusqu'à 800 UA. Le cliché de gauche a été obtenu avec le télescope Canada-France-Hawaii muni d'un système d'optique adaptative. Ce cliché fait apparaître le bord interne du disque et les étoiles centrales ont été atténuées d'un facteur mille. Le cliché de droite est une image de GG Tau obtenue avec l'interferromètre, situé sur le plateau de Bure, de l'Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) dans la raie à 1,3mm de CO. Les contours en bleu font apparaître le gaz qui se rapproche de l'observateur, les contours rouges, le gaz qui s'éloigne. Des molécules organiques ont été détectées au sein de ce disque protoplanétaire avec le télescope de 30 mètres de l'IRAM situé sur le Pico Veleta en Espagne.

Protubérance active photographiée au spectrohéliogramme de l'Observatoire de Paris à Meudon. Observation dans la raie H alpha de l'hydrogène, traitement fausse couleur. Cette protubérance fait environ 100 000 km de hauteur. La matière, qui est soutenue par les lignes de force du champ magnétique, est relativement froide (10 000 K) par rapport au millieu ambiant.

Cette image, obtenue grâce à l'optique adaptative installée sur le télescope de l'ESO au Chili, laisse apparaître un disque de matière entourant une jeune étoile. Ce disque de poussières et de gaz, pourrait être le prélude à un futur système planétaire.

Mirage gravitationnel dans l’amas de galaxie 2137-23. L’arc en bas de la photo est l’image déformée d’une galaxie située à l’arrière plan de l’amas. Le mirage ainsi créé traduit la courbure de l’espace prédite par la relativité, et nous renseigne sur la matière sombre contenue dans l’amas.

Simulation numérique d’un disque d'accrétion gazeux (une étoile aspirée) autour d’un trou noir. La forte courbure de l’espace déforme l’image du disque et permet d’en voir simultanément le dessus et le dessous. Un disque d'accrétion est produit lorsqu'un nuage de matière est transféré d'une étoile à l'autre (système binaire formé d'une étoile et d'un trou noir). Une certaine quantité de gaz, provenant de l'étoile, tombe lentement vers le trou noir, créant un halo très luminescent.

Comète P/HALLEY le 12 septembre 1985. Jet de matière issu du noyau central. Traitement VIT.

La nébuleuse brillante NGC 2174-2175 est une masse de gaz chauffée par les étoiles brillantes qui y sont récemment nées (cliché Schmidt Mont Palomar, Californie). Image numérisée par la Machine Automatique à Mesurer l'Astronomie (MAMA) et codée en fausses couleurs pour la lisibilit

Galaxie spirale barrée NGC 5128 (Centaurus A). Image en fausses couleurs obtenue par superposition d'une image prise dans le domaine visible et d'une image prise dans le domaine Ha, (en rouge vif : les régions de gaz ionisé (hydrogène excité par des étoiles jeunes et chaudes) en jaune : les régions stellaires ainsi que les étoiles de champ qui sont dans notre propre galaxie.

Nébuleuse trifide M 20. Elle se situe dans la constellation du Sagittaire. La couleur rose est due à l'hydrogène ionisé par un groupe de jeunes étoiles au centre du nuage. Les bandes sombres sont constituées de poussière.

Image de IC 5146 prise au télescope Canada-France-Hawaii. IC 5146 est un nuage moléculaire dans lequel des étoiles viennent de se former. Le nuage est en cours de fragmentation, fragmentation due au vent stellaire provenant des étoiles jeunes et chaudes qui sont présentes au sein du nuage.

Le centre de gravité du système solaire. Mouvement des 9 planètes rapporté à leur centre de gravité, et sa trajectoire par rapport à Jupiter et Saturne.

Photographie du soleil prise à bord de SKYLAB (1973). La lumière (ultraviolet lointain) est émise par un atome de magnésium qui a perdu 9 électrons. Le pôle du Soleil apparaît sous forme de cavité ; cette cavité sombre a reçu le nom de trou coronal ; elle correspond à un champ magnétique ouvert. C'est vraisemblablement à partir des trous coronaux qu'est émis le vent solaire.

Les simulations numériques sont capables aujourd'hui de reproduire un certain nombre de caractéristiques de l'onde de choc planétaire. Ce profil représente une iso-fonction de distribution en vitesses des électrons F, mesurée localement en aval du choc magnétosphérique terrestre. Cette distribution met en valeur deux structures : une "coquille" d’ions directement transmis à travers le front et un "anneau" d’ions réfléchis contre le front de choc. Ce genre de simulations se révèle constituer un outil fort précieux et maintenant indispensable à l'étude de telles structures.

Le masque codé est un dispositif qui est placé devant le détecteur de photons gamma. Ce masque projette sur le détecteur une ombre caractéristique de la direction d'arrivée des photons. L'ensemble détecteur-masque permet d'obtenir des images du ciel dans le domaine des photons gamma. (Courrier du CNRS : Imagerie Scientifique, janvier 1987)

Une trace d'électron (aisément identifiable par le développement d'une gerbe: un électron énergique rayonne en se freinant et les photons émis se matérialisent en paires e+ e-) apparait isolée dans la chambre Gargamelle (à droite du cliché). Elle est due à un électron atomique heurté par un neutrino qui ne change pas sa nature. Il s'agit là d'un exemple d'une interaction dite " à courants neutres ". Au contraire, dans les interactions dites " à courants chargés ", le neutrino qui interagit se transforme en un lepton chargé (électron pour le neutrino associé à l'électron, muon pour le neutrino associé au muon). Les interactions " à courants neutres " furent découvertes en 1973 dans Gargamelle opérant au CERN. ( Observé à Aachen, RFA ).

Marche aléatoire des photons s'échappant du Soleil.

Représentation 3D du nucléon. Structure en quarks et gluons du proton.

Structure en quarks du proton : vue stéréoscopique d'un proton (oeil gauche) tel qu'il est décrit dans le cadre d'une interaction forte.

La nébuleuse du Crabe est un reste de supernova qui a été observée par les astronomes chinois en 1054. Cette masse de gaz et de poussière s'éloigne d'un objet central, une étoile à neutron, avec une vitesse d'expansion de plus de 1500km/s. Cette image a été prise au téléscope de 3,6 m Canada-France-Hawaii.

Image de la supernova de Vela prise au télescope Canada-France-Hawaii. Ce nuage de gaz et de poussière est une partie des restes de la supernova de Vela. Cette étoile très massive, en explosant il y a 10 000 ans, a formé un nuage de gaz qui s'étend dans l'espace sur plusieurs années-lumière. L'onde de choc produite par l'explosion chauffe le gaz environnant et la couleur rouge provient de l'hydrogène ionisé par cette onde de choc.

Partie visible du spectre de l'atome d'hydrogène.

Panache d’hélium dans l’air : écoulement où le mouvement est dû à la différence de destinée par rapport au fluide ambiant (forces d’Archimède). Vitesses légèrement supérieures à la valeur critique séparant les régimes stables et instables. Perturbations développées avec dégénerescence en turbulence. La région turbulente se rapproche de la buse lorsque la vitesse croît : V = 0,8 m/s. Visualisation par interférométrie différentielle.

Diagramme U-B/B-V/Z pour 910 quasars et Seyferts I de décalage spectral Z connu. Les objets à faible Z figurés en bleu sont les noyaux Seyfert I. Le nuage des points représentatifs est étiré en spirale par le passage des fortes raies d'émission des quasars dans les bandes passantes de filtres U (ultra-violet), B (bleu), V (visible) au fur et à mesure que Z croît.

Au centre du carré rouge : objet extragalactique quasi-stellaire de type BL Lacertae OJ287 apparenté aux quasars. L'objet brillant en haut et à droite est l'une des 120 000 étoiles observées par le satellite européen HIPPARCOS . Sans déplacements apparents sur la sphère céleste en raison de leurs grandes distances (plusieurs milliards d'années-lumière), les quasars serviront à la définition du système de référence auquel seront rapportés les positions et les mouvements des étoiles HIPPARCOS.
Cliché original pris en 1903 à l'Observatoire de Paris dans le cadre de la Carte du Ciel lancé en 1887. Image numérisée par la Machine Automatique à Mesurer l'Astronomie (MAMA) et codée en fausses couleurs pour la lisibilité.

Répartition sur le ciel de 4144 quasars et noyaux Seyfert I, avec le plan du Superamas local placé le long de l'axe horizontal. La projection de Flamsteed utilisée conserve les densités superficielles. La couleur des points varie avec le décalage vers le rouge Z de l'objet représenté