cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
Galaxia
Una galaxia es, en cosmologia, un assemblatge d'estelas, de gas, de poscas e de matèria negra e amb a vegadas un trauc negre supermassiu dins son centre.
La Via Lactèa, la galaxia ont se tròba lo Sistèma Solar, compta qualques centenas de miliards d'estelas (1011) e a una extension de l'ordre de 100,000 annadas lutz. Gaireben totas las galaxias tipicas compòrtan un nombre similar d'astres, mas existís tanben de galaxias nanas comptant qualques desenas de milions d'estelas solament (107), e de galaxias gigantas comptant plusors milièrs de miliards d'estelas (1012). En la basa d'aquelas chifras e de la talha de l'Univèrs observable, pensam qu'aquel comptariá qualques centenas de miliards de galaxias de massa significativa. La populacion de galaxias nanas es pasmens fòrça dificila a determinar, a causa de lor massa e lor luminositat fòrça flacas. L'Univèrs dins son ensemble, que son extension reala es inconeguda, poiriá comptar un nombre immensament pus grand de galaxias.
Las galaxias coma los sistèmas estellars de granda talha foguèron mesas en evidéncia pendent los ans 1920, subretot per l'astronòm american Edwin Hubble. Las galaxias son de tres tipes morfologics principals : ellipticas, espiralas, irregularas. Edwin Hubble donèt una descripcion pus precisa dels tipes de galaxias nomenada dempuèi sequéncia de Hubble.
Totas las estelas son pas situadas dins las galaxias. Se pareis establit qu'es dins las galaxias que se forman las estelas, aquelas pòdon èsser expulsadas, a causa de las interaccions entre las galaxias, o a causa d'encontres prèpa entre una estela e un astre fòrça massís, coma un trauc negre supermassís situat al centre d'una galaxia. Se pòt veire tanben d'estelas dotadas d'una velocitat granda a respièch de lor galaxia, signe qu'aquelas son pas mai ligadas gravitacionalament amb aquesta. Aquelas estelas se nomenan per aquò « estelas en fugida ». Se coneis plusors representantas d'aquela classa, coma SDSS J090745.0+024507 e GRO J1655-40, totas doas fugiguèron la Via Lactèa. La primièra es probablament eissida de l'encontre prèpa amb lo trauc negre al centre de nòstra Galaxia, Sgr A*, la segonda es segur eissida d'una supernòva asimetrica que son residú compacte foguèt expulsat de la region ont se passèt l'explosion.
« univèrs illas » e pus tard « galaxia ».
Qualques òrdres de grandor
Cal mai de dètz miliards d'annadas per que la lutz de las galaxias pus alunhadas venga fins a la Tèrra.
La Via Lactèa
thumb|left|La forma de la [[Via Lactèa coma foguèt deducha per William Herschel en 1785 ; se pensava que lo Solelh èra prèp del centre de la galaxia.]]
Dempuèi l'Antiquitat, los filosòfs an temptat de comprendre la natura de la benda luminosa coneguda del nom de Via Lactèa. Lo filosòf grèc Anaxagòras la concebiá coma « l'efèit de la lutz dels astres que son pas escalustrats pel Solelh ». Democrit suggeriguèt qu'èra a causa d'un grand nombre d'estelas pichonas. Aristòtel pensava que çò qu'observam èra la combustion d'una partida de l'aire, enfuocat pel movement dels astres implicant doncas que se trobèsse dins l'esfèra sublunara.
Dins un tractat de 1755, Immanuel Kant, davançant lo trabalh de Thomas Wright, especulèt plan que nòstra galaxia poiriá èsser un còrs en rotacion d'un nombre incredible d'estelas mantengudas ensemble per de fòrças gravitacionalas, atal meteis coma lo Sistèma Solar. Lo disc d'estelas se pòt atal veire, en perspectiva, coma una benda dins lo cèl, per un observator se trobant en dedins d'aquela. Kant avancèt tanben que de nebulosas del cèl nuechenc poirián èsser de galaxias.
Los autres objèctes nebuloses
thumb|Dessenh de la Galaxia del Revolum, per [[Lord Rosse en 1845.]]
A la fin del sègle XVIII, Charles Messier establiguèt un catalòg contenent 110 « nebulosas ». Aquel catalòg foguèt seguit d'un mai grand, amb 5000 objèctes, establit per William Herschel. En 1845, Lord Rosse construiguèt un novèl telescòpi e foguèt capable de distinguir las nebulosas ellipticas e espiralas.
En 1917, Herber Curtis observèt las fòtos de la supernova SN 1885A dins la « granda nebulosa d'Andromèda » (M31, dins lo catalòg Messier). En cercant dins la fotografia, trobèt 11 nòvas mai. Curtis remarquèt qu'aquelas nòvas èran en mejana 10 magnituds pus flacas qu'aquelas de nòstra galaxia. Mercé a aqueles resultats, foguèt capable de calcular una distància que nos separa d'aquela a prèp de 150,000 parsecs. Ven doncas adèpte de la teoria dels « univèrs illas », disent que las nebulosas espiralas son en realitat de galaxias independentas, mas sa descobèrta demorèt pauc difusada.
En 1920, lo « Grand Debat », concernent la natura de la Via Lactèa, de las nebulosas espiralas, e la talha de l'Univèrs, prenguèt plaça amb coma principals protagonistas Harlow Shapley e Herber Curtis. Per renfortir son idèa que la granda nebulosa d'Andromèda èra una galaxia extèrna, Curtis notèt l'aparéncia de las linhas escuras coma de nívols de posca presents dins la Via Lactèa, e tanben un desencalatge de la lutz degut a l'efèit Doppler-Fizeau.
Lo fach foguèt definitivament establit per Edwin Hubble al començament dels ans 1920 en utilizant un novèl telescòpi. Foguèt capable de resòlvre las partidas extèrnas de qualques nebulosas espiralas coma essent un ensemble d'estelas individualas e identifiquèt qualques variablas nomenadas cefeidas, que lor periòde de variacion de lutz es foncion de la lutz absoluda. Aquò permetèt atal de calcular la distància nos separant de las nebulosas: èran ben tròp alunhadas per èsser dins la Via Lactèa. En 1936, Hubble creèt un sistèma de classificacion de las galaxias qu'es encara utilizat a l'ora d'ara: la sequéncia de Hubble.
Mitan interstellar
Lo mitan interstellar es lo gas fòrça tèune qu'existís entre leis estèlas e lor environament pròche. Sa densitat se situa generalament entre 10 e 100 particulas per litre. Es present dins lei galaxias espiralas, espiralas barradas e irregularas mai rar dins lei galaxias ellipticas. Es principalament fach de gas coma idrogèn (90%) e èli (10%). Lei gas d'elements pus pesants existisson solament sota la forma de traças. Enfin, lo mitan interstellar a tanben una fasa solida qu'es la possa interstellara. Aquela fasa solida representa aperaquí 1% de la massa totala dau mitan interstellar. Es facha de compausats variats coma de grafits, de silicats o de carbonats.
La matèria escura
Dins los ans 1970, se comprenguèt que la massa totala vesible de las estelas e de gas, dins las galaxias, explicava pas correntament la velocitat de rotacion d'aquelas, qu'es totjorn anormalament nauta a respièch d'aquela qu'auriá degut èsser amb aquela massa vesibla. Aquò menèt a postular l'existéncia d'una novèla forma de matèria, nomenada matèria escura. Aquela emet pas ges de radiant, mas son existéncia se revela per l'influéncia de son camp gravitacional sus la dinamica de las estelas. Al començament dels ans 1990, lo telescòpi espacial Hubble aportèt un grand melhorament dins las observacions alunhadas. Aquelas novèlas observacions permetèron entre autres d'establir que la matèria escura de nòstra Galaxia se pòt pas compausar solament d'estelas flacas e pichonas. D'autras observacions cosmologicas menan a la meteissa conclusion, atestant l'idèa que la matèria escura es una novèla forma de matèria inconeguda en laboratòri.
Tipes e morfologia
thumb|360px|Los diferents tipes de galaxias, segon la [[classificacion de Hubble : lo tipe E correspond a un galaxia elliptica, lo S a una galaxia espirala e lo SB a una galaxia espirala barrada.]]
I a tres grands tipes de galaxias : las ellipticas, las espiralas, e las irregularas. Una descripcion detalhada de diferents tipes de galaxias basada sus lor aparéncia es establida per la sequéncia de Hubble. A l'epòca de la realizacion de sa classificacion, Hubble pensava que los diferents tipes de morfologias galacticas correspondián a un gra d'evolucion variable d'aqueles objèctes, anant d'un estat esferic sens estructura (tipe E0), puèi s'aplatussant progressivament (tipe E1 a E7), abans de produire los braces espiralats (tipes Sa, Sb, Sc, ou SBa, SBb, SBc). Aquela ipotèsi d'evolucion foguèt dempuèi totalament invalidada, mas los tèrmes de « galaxia precòça » (early-type galaxy en anglés) per las ellipticas e « galaxia tardièra » (late-type galaxy) per las espiralas, per contra, s'utilizan encara.
Galaxias ellipticas
thumb|left|La galaxia elliptica giganta [[ESO 325-G004.]]
Lo sistèma de classificacion de Hubble compta las galaxias ellipticas sus la basa de lor excentricitat (es a dire de l'aplatiment de lor imatge projectat sul cèl), anant de E0 (gaireben esferica) a E7 (fòrtament alongada), la chifra aprèp lo « E » correspondent a la quantitat, ont a e b son lo semiaxe major e lo semiaxe menor de la galaxia de biais que s'obsèrva. Aquela galaxias an un perfil ellipsoïdal, lor donant una aparéncia elliptica quin que siá l'angle de vista. Lor aparéncia mòstra pauc d'estructuras e possedisson pas fòrça de matèria interstellara. En consequéncia, aquelas galaxias contenon pauc d'amasses dubèrts e an un taus de formacion estellara pauc elevat. De las estelas mai ancianas e evolucionadas, tornejant a l'entorn de lor centre de gravitat comun de manièra aleatòria, dominant doncas aquelas galaxias. Atal, presentan coma una similitud amb los amasses globulars, mas amb escala pus granda.
Las galaxias pus grandas son las ellipticas gigantas. Se pensa que de nombrosas galaxias ellipticas son formadas mercé a une interaccion de galaxias qu'acabèron per fusionar. Pòdon aver de talhas enòrmas (en comparason a las galaxias espiralas, per exemple). D'autre part, aquelas galaxias ellipticas gigantas sovent se trobèron al còr dels grands amasses de galaxias. Las galaxias amb subresaut d'estelas (ditas galaxias starburst) son sovent lo resultat d'un tust de las galaxias. La galaxia elliptica giganta pus prèpa de nòstra Galaxia es M87, dins la constellacion de la Verge, a 60 milions d'annadas lutz.
Galaxias espiralas
thumb|La galaxia espirala [[M63 (galaxia)|M63.]]
Las galaxias espiralas forman la classa pus emblematica de las galaxias. Son fachas d'un disc en rotacion e compausadas d'estelas e de mitan interstellar, amb un bulbe central d'estelas en general pus ancianas. D'aquel bulbe emergisson de braces pro brilhants. Dins l'esquèma de classificacion de Hubble, las galaxias espiralas correspondon al tipe S, seguit d'una letra (a, b, o c), qu'indica lo gra d'envolopament dels braces espirals coma que la grandor del bulbe central. Una galaxia Sa es dotada de braces pas plan definits e possedisson una region centrala relativament importanta. Al contrari, una galaxia Sc possedís de braces fòrça dubèrts, plan traçats e amb un bulbe fòrça pichon.
Dins las galaxias espiralas, los braces espirals forman una espirala logaritmica aproximativa, un esquèma que pòt èsser, en teoria, lo resultat d'un desreglament dins la massa d'estelas rotativas unifòrmas. Los braces espirals tornejan a l'entorn del centre, del meteis biais de las estelas, mas amb una velocitat angulara constanta. Çò que vòl dire que las estelas dintran e sortisson dels braces espirals; las estelas prèpa del centre galactic orbitan pus aviat que los braces alara que las estelas exterioras se desplaçan mens aviat que los braces. Se pensa que los braces espirals son de zònas ont la densitat de matèria es pus nauta, se pòdon doncas veire coma « ondas de densitat ». Quand las estelas travèrsan un braç, la velocitat de cada sistèma estellar se modifica a causa de las fòrças gravitacionalas complementàrias produsidas per una densitat de matèria pus elevada (aquela velocitat torna a la normala quand l'estela sortís del braç). Es lo meteis efèit d'onda qu'arriba pendent un alentiment dins una autorota saturada de veituras.
Los braces son vesibles a causa del nombre d'estelas joves e brilhantas que contenon, en rason de la fòrta densitat de matèria qu'aisisson la formacion de las estelas. E coma las estelas pus luminosas son las pus massissas, e an una durada de vida fòrça brèva (qualques milions d'annadas contra 10 miliards d'annadas pel Solelh), las zònas pus luminosas son al vesinatge dels luòcs de formacion d'estelas, las estelas massissas an pas lo temps de s'alunhar.
Galaxias espiralas barradas
thumb|La galaxia espirala barrada [[NGC 1300.]]
La majoritat de las galaxias espiralas an una benda d'estelas linearas en lor centre, a partir que emergís los braces espirals. Dins la classificacion de Hubble, son designadas amb SB, seguit d'una letra minuscula (a, b, o c), indicant encara un còp la forma e la disposicion dels braces espirals. Se pensa que las barras son d'estructuras temporàrias que çò pòt arribar aprèp un radiacion de densitat del còr cap a l'exterior, o aprèp una interaccion amb una autra galaxia fasent intervenir la fòrça de marèia. Fòrça galaxias espiralas barradas son activas, benlèu de gas canalizat lo long dels braces.
Nòstra pròpria galaxia es une granda galaxia espirala barrada d'environ 30,000 parsecs de diamètre e de 1000 parsecs d'espessor. Conten aproximativament 2×10 estelas e a una massa totala de prèp de 6×10 massas solaras.
Morfologias particularas
thumb|L'[[objècte de Hoag, una galaxia annulara.]] thumb|left|La galaxia lenticulara [[NGC 5866.]]
Las galaxias particularas son de formacions galacticas desvolopant de proprietats inabitualas a causa de las interaccions gravitacionalas amb d'autras galaxias, las fòrças de marèia, responsablas d'aquelas desformacions. Las galaxias anularas, possedisson una estructura formada d'estelas e de gas en forma d'anèl a l'entorn del centre galactic; son de bons exemples de galaxias particularas. Una galaxia anulara se pòt formar quand una galaxia pus pichona passa a travèrs lo centre d'una galaxia espirala. Un tal eveniment benlèu se produguèt sus la galaxia d'Andromèda, que presenta plusors anèls en infraroge.
Una galaxia lenticulara es una forma de transicion, avent las proprietats d'una galaxia elliptica coma espirala. Dins la sequéncia de Hubble, se nomena S0. Possedisson de braces, encara que mal definits, e una aureòla d'estelas ellipticas (las galaxias lenticularas barradas son de tipe SB0).
En mai de las morfologias mencionadas supra, existís un nombre de galaxias que dintran pas dins cap de sas categorias. Son las galaxias irregularas. Una galaxia Irr-I possedís coma una estructura, mas se pòt pas raprochar pas d'un tipe de la sequéncia de Hubble. Las galaxias Irr-II possedisson pas cap d'estructura comparabla a qué que siá dins l'esquèma de Hubble.
Galaxias nanas
Malgrat la preeminéncia de las grandas galaxias ellipticas e espiralas, pareis que gaireben totas las galaxias de l'univèrs son de galaxias nanas. Aquelas galaxias minusculas an una grandor de mens d'1 % d'aquela de la Via Lactèa, e contenon sol qualques miliards, quitament qualques centenas de milions d'estelas. De galaxias nanas ultracompactas, que trobèron i a pauc, fan sol 100 parsecs de long.
La majoritat de las galaxias nanas orbitan a l'entorn d'una galaxia pus granda; la Via Lactèa a almens una dotzena de satellits nans, nombre probablament inferior al nombre total de satellits d'aquel tipe. Las galaxias nanas pòdon elas meteissas èsser classificadas coma ellipticas, espiralas, o irregularas.
Rotacion de las galaxias
thumb|Corba de rotacion galactica : perdut (A) e observat (B).
Prèp del centre galactic, la velocitat es proporcionala a la distància al centre galactic. La velocitat angulara de rotacion es doncas constanta coma dins un solide. La corba ven apuèi parabolica, çò que correspond a una densitat de massa d'estelas constanta. Aprèp lo maximum, la corba es generalament plata, la densitat d'estelas descreis. Enfin, fòrça luènh del centre galactic ont la densitat d'estelas es fòrça flaca, se pòt observar las leis de Kepler, que se pòdon verificar solament en preséncia d'estelas pro luminosas que fan partida de la galaxia en question.
Activitats excepcionalas
thumb|left|Las [[Galaxias deis Antenas, un parelh de galaxias en interaccion anant probablament fins a fusionar dins 400 milions d'annadas .]]
Interaccion
La distància mejana separant las galaxias dins un amàs es relativament pichona. Per consequéncia, las interaccions entre galaxias son pro frequentas, e an un ròtle important dins lor evolucion. Quand doas galaxias se mancan de pauc, subisson pasmens de desformacions a causa de la fòrça de marèia, e pòdon cambiar una quantitat de gases e de poscas,.
Los tusts se produson quand doas galaxias passan dirèctament una al travèrs de l'autra e an un moment angular relatiu sufisent per pas fusionar. Las estelas d'aquelas galaxias en interaccions subiràn la traversada sens entrar se tustar las unas amb las autras. Pasmens, lo gas e la posca presents dins las doas galaxias interagiràn. Aquò pòt provocar un subresaut de formacion d'estelas perque lo mitan interstellar foguèt bolegat e compressat. Un tust pòt sevèrament destòrcer las doas galaxias, formant d'estructuras coma de barras, d'anèls, o de longas coas,.
L'interaccion pus violenta es la fusion galactica. Dins aquel cas, lo moment relatiu de las doas galaxias es insufisent per lor permetre de se liberar de l'empresa de l'autra e de perseguir lors camins. Al contrari, fusionan per formar una galaxia unica, pus granda. Las fusions apòrtan de cambiaments enòrmes dins la morfologia de las doas galaxias de despart. Pasmens, dins lo cas qu'una de las doas galaxias es fòrça pus massissa que l'autra, se pòt veire un fenomèn de canibalisme galactic. Dins aquel cas, la galaxia pus granda demòra pauc cambiada mentre que la pus pichona s'estraça a l'interior de l'autra. La Via Lactèa absorbís a l'ora d'ara la Galaxia elliptica nana del Sagitari e la Galaxia Nana del Grand Can,.
Starburst
thumb|left|[[M82 (galaxie)|M82, paradigma de las galaxias starburst.]]
Las estelas son creadas dins las galaxias a partir del gas fred que se formèt dins los nívols moleculars gigants. Qualques galaxias, las galaxias starburst, an un taus de formacion d'estelas extraordinari. Pasmens, se continuèsson de foncionar atal, aquelas galaxias agotarián lors resèrvas de gas abans la durada normala de lor vida. En consequéncia, un tal eveniment despassa pas en general 10 milions d'annadas, aquò es relativament cort a respièch de l'istòria de la galaxia. Las galaxias starburst contribuisson a l'ora d'ara de gaireben 15 % al taus de formacions d'estelas total.
Las starburst son sovent associadas amb las galaxias en interaccion o en fusion. Lo paradigma de galaxia subissent un starburst es M82, que i a pauc interagís amb M81, mai grand. Las galaxias irregularas presentan sovent de noses o de taus de formacion es particularament elevat.
Nuclèu actiu
thumb|[[M87, una radiogalaxia elliptica emetent un giscle de particulas.]]
Qualques galaxias se dison activas. Aquò vòl dire qu'una partida significativa de l'energia totala es produsida per de fonts autras que las estelas, la posca, o lo mitan interstellar.
Lo modèl estandard descrivent una galaxia se basa sul disc d'acrecion present a l'entorn del trauc negre supermassís de la galaxia. La radiacion eissida de las galaxias activas ven de l'energia potenciala gravitacionala de la matèria quand tomba del disc cap al trauc negre. Gaireben 10 % d'aqueles objèctes presentan un parelh de giscles de particulas que lor velocitat es prèpa d'aquela de la lutz.
Las galaxias activas emetent una radiacion nautament energetica sos forma de rais X son nomenadas galaxias de Seyfert o qüasars, segon lor luminositat. Se pensa que los blazars son de galaxias activas emetent de giscles puntats cap a tèrra. Una radiogalaxia emet una radiacion situada dins las ondas ràdio amb sos giscles.
Formacion e evolucion
L'estudi de la formacion e de l'evolucion galactica permet de respondre a las questions concernent l'evolucion de las galaxias a travèrs l'istòria de l'univèrs. Dins aquel domeni, qualques teorias foguèron acceptadas, mas es encara un camp fòrça actiu de l'astrofisica.
Formacion
Los modèls cosmologics actuals descrivent la formacion de l'univèrs son basats sus la teoria del Big Bang, que l'espaci temps, e amb aquel tota la matèria e l'energia compausant l'univèrs, gisclèt dins una expansion sens comuna mesura, mentretant qu'èra comprimit dins una grandor infinitesimala. 300,000 ans aprèp aquel eveniment inicial, la temperatura baissèt pro per permetre la formacion dels atòms d'idrogèn e d'èli, dins un fenomèn nomenat Recombinason. Gaireben tot l'idrogèn èra neutre (non-ionizat) e absorbissiá doncas la lutz, las estelas èran pas encara formadas; per aquela rason, aquel periòde se nomena l'Edat escura. Es a partir de las fluctuacions de densitat que las pus grandas estructuras de la matèria comencèron de se formar. Las aglomeracions de matèrias barionicas se condensèron dins d'aureòlas de matèria escura freda. Aquelas estructuras primordialas venon finalament las galaxias qu'observam ara.
Evolucion
thumb|left|[[I Zwicky 18 (en bas a esquerra) pareis a una galaxia recent formada.]] Un miliard d'annadas aprèp la formacion de la galaxia, las estructuras clau començan d'aparéisser: amàs globulars, trauc negre supermassís centrala e bulbe galactic constituit d'estelas de populacion II. La creacion d'un trauc negre supermassís sembla d'aver un ròtle major perque regula activament la creissença de las galaxias en limitant la quantitat totala de matèria aponduda. A aquela epòca, las galaxias subisson un subresaut major de formacion d'estelas.
Pendent los dos miliards d'ans seguents, la matèria acumulada s'installa dins lo disc galactic. Una galaxia continua d'absorbir los materials a l'entorn pendent tota sa vida. Aqueles materials se constituisson subretot d'idrogèn e d'èli. Lo cicle de naissença e de mòrt de las estelas aumenta lentament la quantitat de material pesants, çò que pòt eventualament menar a la formacion de planetas.
L'evolucion de las galaxias pòdon èsser fòrça afectada per una interaccion o un tust. Las fusions de las galaxias foguèron frequentas dins lo passat, e la majoritat de las galaxias avián de morfologias particularas. Donada la distància entre las estelas, la granda majoritat dels estelums seràn pas bolegats per un tust. Pasmens, l'estraçament gravitacional de gas e de posca interstellars produtz una longa tranada d'estelas. De talas estructuras, causadas per la fòrça de marèia, se pòdon veire sus las Galaxias de las Mirgas o de las Antenas.
La Via Lactèa e la Galaxia d'Andromèda s'apròchan una de l'autra amb una velocitat de, e poiràn ben dintrar en tust dins 5 a 6 miliards d'ans. Mentre que la Via Lactèa jamai tustèt una galaxia tan granda coma Andromèda, lo nombre de pròvas de tust de la Via Lactèa amb de galaxias nanas aumenta.
De talas interaccions de granda escala son raras. Dins lo passat, las fusions de dos sistèmas de grandor egalas venián mens frequentas. Gaireben totas las galaxias brilhantas demorèron practicament pas cambiada pendent los darrièrs miliards d'ans, e lo taus net de formacion d'estelas probablament atenguèt son maximum fa aproximativament 10 miliards d'ans .
Tendéncias futuras
Ara, gaireben totas las estelas se forman dins las pichonas galaxias, ont lo gas fred es pas agotat. Las galaxias espiralas, coma la Via Lactèa, produson d'estelas de novèlas generacions fins qu'ajan de nívols d'idrogèn molecular denses. Las galaxias ellipticas ja en granda partida sens mai aquel gas ne forman doncas pas d'estelas. Las resèrvas de matèria creant las estelas son limitadas: un còp que las estelas an convertit tot l'idrogèn disponible en elements pus pesants, la formacion de novèlas estelas s'acaba.
L'epòca actuala d'estelas naissentas deuriá contunhar pendent encara cent miliards d'ans. Mas l'« Èra Estellara » s'acabarà dins dètz a cent mil miliards d'ans (10 a 10, quand las estelas mens massivas (e doncas aquelas qu'an la pus granda durada de vida), las minusculas nanas rojas, de prèp de 0,08 massa solar, acabaràn lor « combustion » e s'afondraràn.
A la fin de l'Èra Estellara, las galaxias seràn compausadas solament d'objèctes compactes: nanas brunas, nanas blancas se refregissent (que, quand son fredas, venon nanas negras), estelas de neutrons, e traucs negres; e tanben planetas. Aprèp, tota la matèria tombarà dins los traucs negres centrals o serà dispersada dins l'espaci intergalactic,.
Estructuras a pus granda escala
thumb|Lo [[Sextèt de Seyfert es un exemple de grop de galaxias compacte.]]
Gaireben totas las galaxias son gravitacionalament religadas amb d'autras. Los grops de galaxias son los tipes de grops galactics pus corrents dins l'univèrs, e aqueles contenon la majoritat de las galaxias presentas dins l'univèrs. Compòrtan de desenas de membres. La Via Lactèa fa partida d'un grop de galaxias nomenat Grop local que n'es lo membre pus massís amb la Galaxia d'Andromèda(M31),.
Quand una concertacion de galaxias conten mai d'una centena de galaxias situadas dins una zòna de qualques megaparsecs, es alara nomenat amàs. Los amàs de galaxias son sovent dominats per una galaxia elliptica giganta. Amb lo temps, aquela destrutz sos satellits, que venon apondre lor massa a la seuna, per lo biais de las fòrças de marèia. L'amàs al qual aparten lo Grope local se nomena amàs de la Verge, del nom de la constellacion ont es son centre.
Gropes, amàs e superamàs son pas d'estructuras palficadas. Las galaxias que los compausan interagisson entre elas, e pòdon fusionar. D'autras galaxias i pòdon nàisser dempuèi la matèria presenta pas encara condensada en galaxias.
Observacions a longors d'onda multipla
Inicialament, la majoritat de las observacions se fasián en lutz vesibla. Coma las estelas difusan l'essencial de lor lutz dins aquel domeni de l'espèctre electromagnetic, l'observacion de las estelas formant las galaxias extèrnas a la Via Lactèa es un compausant major de l'astronomia optica. Pasmens, es tanben utila per l'observacion de las regions HII ionizats e de braç poscós.
La posca presenta dins lo mitan interstellar es opaca a la lutz vesibla. Al contrari, ven pus transparenta dins l'infraroge alunhat; aquò pòt èsser util per l'observacion de l'interior dels nívols moleculars gigants e dels nuclèus galactics. L'infraroge se pòt tanben utilizar per observar las galaxias alunhadas e descaladas cap al roge que se formèron d'ora dins l'istòria de l'Univèrs. Coma la vapor d'aiga e lo dioxid de carbòni absorbisson de partidas utilas de l'espèctre infraroge, los observatòris d'infraroges se situan en nauta altitud o dins l'espaci.
Lo primièr estudi non visual de las galaxias, en particular de las galaxias activas, se faguèt en ondas ràdio. L'atmosfèra es en efèit gaireben transparenta a las ondas ràdio situadas entre e  (l'ionosfèra terrèstra blòca lo senhal en dejós d'aquela plaja). De grands interferomètres ràdio s'utilizèron per cartografiar los giscles emés per las galaxias activas. Los radiotelescòpis se pòdon tanben utilizar per observar l'idrogèn neutre, inclusent potencialament la matèria non ionizada del començament de l'univèrs que forma las galaxias quand s'afondran.
Los telescòpis d'ultraviolet permeton de metre melhor en evidéncia las estelas caudas, sovent massissa e de durada de vida limitada, metent tanben en evidéncia lo fenomèn de formacion d'estelas dins las galaxias. Dins lo domeni dels rais X, s'obsèrva la matèria fòrça mai cauda, subretot la distribucion del gas caud al sen dels amàs de galaxias, e mai los fenomèns energetics al sen del còr de las galaxias ont se tròba sovent un trauc negre supermassís que sa preséncia es entre autres traida per l'existéncia de volutas de gas fòrça caud van cap a s'englotir pel trauc negre central.
Bischoffsheim
Bìsche en alemanic (Bischoffsheim en francés, Bischofsheim en alemand) es una comuna francesa del departament del Bas Ren e de la region del Grand Èst.
Geografia
thumb|left|Bòsc de Bischoffsheim, dessin de [[Gustave Brion, 1844]] Communément trucat Bischen-am-Berg lo vilatge de Bischoffsheim fa partida del costat de Rosheim e del arrondissement de Molsheim. Situat al pè de la montanha dicha Bischenberg (363 mètres a lo-dessus del nivèl de la mar) sus la rota en connectant Rosheim a Hipsheim
Communément appelé Bischen-am-Berg le village de Bischoffsheim fait partie du canton de Rosheim et de l'arrondissement de Molsheim. Situé au pied de la montagne dite Bischenberg (363 mètres au-dessus du niveau de la mer) sur la route reliant Rosheim à Hipsheim
Istòria
Al cors de trabalhs efectuats sul territòri de la municipalitat, de nombrosas descobèrtas an #èsser fachas al fil dels ans. Testifiquen La preséncia de l'òme sul luòc de Bischoffsheim dempuèi la préhistoire (Neolític rubané 5 a 6000 abans J.C.). Los desparièrs vestigis e trobalhas recensés pròvan qu'aquel luòc aviá a l'epòca romaine ja de l'importància.Protegissiá probablament un camp militar romain. Passat jol domeni dels Alamans de contunh dels Mérovingiens, la localité es de contunh donada a la avesque de Estrasburg, #que i a un tribunal episcopal mencionat dempuèi 1070. Lo nom de la municipalitat significa « pòble de l'avesque », e es d'ailà #que ven lo sieu blason. Bischoffsheim #Èsser coma Bishheim-a lo-Saum, donat per Clovis a Sant Rémy #qu'en #dispausar en benefici de lo sieu glèisa. Bischoffsheim #Èsser a divèrsas recuperacions dévasté al cors dels sègles, sustot en lo moment de la Guèrra de las paysans e de la Guèrra de Trenta Ans.
Bischoffsheim I aviá antany dos castèlx, la Oberschloss e lo Niederschloss: lo primièr i aguèt vendut pendent la Revolucion e démoli, lo segond es plan conservat e forma, amb las siás dependéncias una vasta e polida proprietat.
Sul Bischerberg, una image de la Vèrge douloureuse atrasiá dempuèi longtemps un grand pelegrinatge, quand Jean de Manderscheidt, avesque d'Estrasburg, i #far bastir una glèisa en 1590.En 1663, un coatz de Franciscàs #èsser édifié al Bischerberg, la Revolucion #escampilhar los religioses e la glèisa #èsser délaissée. En 1825 los paires liguoriens se #establir en lo monastèri abandonat e dempuèi alavetz lo pelegrinatge a trobat lo sieu ancian splendeur.
Al, las municipalitats copropriétaires en indivision del Ried e de la bòsc regulatz los sieus litiges e se partejan las tèrras. Après las guèrras de la Revolucion e de la Empèri, Bischoffsheim tròba la siá vocacion agricòla. Lo òrdi, lo avoine, lo blat e la poma de tèrra i an conreat. Lo vilatge es alavetz réputé per la siá produccion de fruchas, de cerises sustot. La viticulture es egalament fòrça present dins lo pòble, aital coma çò ramaderia. A la fin del la municipalitat patida un important èxode rural al ponch de pas mai comptar que deu agricultors e viticulteurs. A present la municipalitat s'investís en l'implantacion de zònas d'activitat artesanala e de desvolopament de quartièrs residenciales per una populacion #que se desplaçan en las grandas aglomeracions.
Au cours de travaux effectués sur le territoire de la commune, de nombreuses découvertes ont été faites au fil des années. Elles attestent la présence de l’homme sur le site de Bischoffsheim depuis la préhistoire (Néolithique rubané 5 à 6000 avant J.C.). Les différents vestiges et trouvailles recensés prouvent que ce site avait à l’époque romaine déjà de l’importance.Il abritait probablement un camp militaire romain. Passé sous la domination des Alamans puis des Mérovingiens, la localité est ensuite donnée à l'évêque de Strasbourg, qui y tient une cour épiscopale mentionnée dès 1070. Le nom de la commune signifie « village de l'évêque », et c'est de là que vient son blason. Bischoffsheim fut comme Bishheim-au-Saum, donné par Clovis à Saint Rémy qui en disposa au profit de son église. Bischoffsheim fut à plusieurs reprises dévasté au cours des siècles, notamment lors de la Guerre des paysans et de la Guerre de Trente Ans.
Bischoffsheim avait autrefois deux châteaux, l'Oberschloss et le Niederschloss: le premier fut vendu pendant la Révolution et démoli, le second est bien conservé et forme, avec ses dépendances une vaste et belle propriété.
Sur le Bischerberg, une image de la Vierge douloureuse attirait depuis fort longtemps un grand pèlerinage, lorsque Jean de Manderscheidt, évêque de Strasbourg, y fit construire une église en 1590.En 1663, un couvent de Franciscains fut édifié au Bischerberg, la Révolution dispersa les religieux et l'église fut délaissée. En 1825 les pères liguoriens s'établirent dans le monastère abandonné et depuis lors le pèlerinage a retrouvé son antique splendeur.
Soleu
Lo Soleu (var. Solelh, Sorelh, Solei) o lo Sol o lo Só es una estela situada au centre dau Sistèma Solar. La Tèrra e totei leis autrei planetas dau Sistèma Solar viran a l'entorn dau Soleu.
Bischoffsheim
Istòria
Au, les communes copropriétaires en indivision du Ried et de la forêt règlent leurs litiges et se partagent les terres. Après les guerres de la Révolution et de l'Empire, Bischoffsheim retrouve sa vocation agricole. L'orge, l'avoine, le blé et la pomme de terre y sont cultivés. Le village est alors réputé pour sa production de fruits, de cerises surtout. La viticulture est également très présente dans le village, ainsi que l'élevage. À la fin du la commune subi un important exode rural au point de ne plus compter que dix agriculteurs et viticulteurs. À présent la commune s'investit dans l'implantation de zones d'activité artisanale et de développement de quartiers résidentiels pour une population qui se déplacent dans les grandes agglomérations.
Soleu
Caracteristicas fisicas
Lo Soleu es una estèla dau tipe G que representa 99,8632% de la massa totala dau Sistèma Solar. Sa forma es quasi una esfèra amb una diamètre mejan egau a. Es fach de plasma. Son interior es pas dirèctament visible per leis ondas electromagneticas. Dins aquò, coma ambé leis ondas sismicas, lei scientifics utilizan leis ondas de pression emesas per lo Soleu per estudiar son estructura intèrna.
Lo Soleu a pas de limits clarament definits coma per lei planetas telluricas. D'efèct, la densitat dau plasma demenís exponencialament dempuei lo centre fins a agantar un ponch ont la concentracion e la temperatura son tròp feblas per emetre de lutz. Aquelei ponchs forman la fotosfèra qu'es considerada coma lo limit dau Soleu.
Composicion
Lo Soleu es principalament compausat d'idrogèn e d'èli que representan 74,9% e 23,8% de sa massa totala au nivèu de la fotosfèra. Leis autreis elements, 2% de la massa, son dichs « metaus » per leis astronòms. Lo pus frequent es l'oxigèn (1%) puei lo carbòni (0,3%), lo neon (0,2%) e lo fèrre (0,2%). Aquela composicion es considerada coma representativa de la composicion generala dau Soleu. L'idrogèn e l'èli foguèron creats per la nucleosintèsi entraïnada per lo Big Bang e lei metaus per la nucleosintèsi se debanant dins d'estèlas ancianas e disparegudas.
Aquela composicion foguèt pas totjorn identica. D'efèct, d'elements de la fotosfèra son probablament dispersats au luench per lo vent solar. Ansin, d'èli e 16% dei metaus aurián dispareguts a respèct dau proto-Soleu. Ansin, la composicion de la fotosfèra iniciala seriá estada 71,1% d'idrogèn, 27,4% d'èli e 1,5% de metaus. De mai, coma lei zonas interioras dau Soleu son radiativas, lo percentatge dei partidas pròchas dau centre aurián de quantitats importantas d'èli en causa dei fenomèns de fusion nucleara. Aqueu percentatge seriá egau a 60% amb una concentracion de metaus identica.
Estructura intèrna
L'estructura intèrna dau Soleu tèn tres zonas principalas dichas nuclèu, zona radiativa e zona convectiva. Lo nuclèu es la region ont se debana lo fenomèn de fusion nucleara e donc la produccion d'energia. Enviroutant aquela region, la zona radiativa tèn una densitat de plasma sufisenta per transmetre la cauda dau nuclèu per raionament termic. Aquela proprietat dispareis dins la zona convectiva. Lo transferiment termic es adonc realizat per de movements de conveccion.
Nuclèu
Lo nuclèu solar se situa entre lo centre de l'estèla e un rai estimat a 0,2-0,25 rai solar. Sa densitat es quasi egala a 150 e sa temperatura a. Es la region onte se debana la fusion nucleara, e donc 99% de la produccion d'energia solara, per lo mecanisme dich cadena proton-proton. Entraïna la produccion d'èli à partir d'idrogèn au taus de 9,2.1037 còps per segonda. L'energia producha es donc egala a 3,846×1026 W/s o 9,192 megatonas de TNT per segonda.
La produccion d'energia varia segon la distància au centre. Vèrs lo centre, seriá egala a 276,5 W.m-3. Aquela densitat d'energia es pus similara au metabolisme d'un reptil qu'a una explosion nucleara. Lo maximum de produccion d'energia dins lo Soleu es egau au desgatjament causat per un mecanisme coma lo compostatge. Ansin, lo flux d'energia fòrça important produch per lo Soleu es mai causat per la talha de l'estèla que per una energia volumica auta.
Zona radiativa
La zona radiativa es situada entre 0,25 e 0,7 rais solars a respèct dau centre dau Soleu. I a ges de movements de conveccion dins aquela zona car la densitat de matèria es sufisenta per permetre un transferiment de calor per raionament. La temperatura varia de 7,000,000 a e la densitat de 20 a 0,2. Lo raionament es realizat per d'emissions de fotons dempuei leis ions idrogèn e èli vèrs d'autreis ions.
Zona convectiva
Lo jaç exterior dau Soleu es la zona convectiva situada entre 0,7 e 1,0 rai solar. Dins aquela region, lo raionament pòu pas se perseguir car la densitat dei plasmas es plus sufisenta. La temperatura tomba de 2,000,000 a e la massa volumica de  a. Ansin, lei transferiments termics son assegurats per de movements de conveccion dichs colomnas termicas. Aquelei colomnas termicas son de cellulas de Bénard. An una forma exagonala qu'influéncia l'aspèct de la superficia solara.
Fotosfèra
La fotosfèra es la superficia visibla dau Soleu. Es lo jaç onte lo Soleu vèn opac a la lutz visibla. Delà, la lutz visbla pòu se propagar librament e son energia quitar lo Soleu. La rason d'aqueu cambiament es la diminucion de la concentration d'ions H– qu'absorbisson facilament lei radiacions compausant la lutz visibla. A l'invèrs, aquelei radiacions son produchas per la reaccion entre d'electrons e d'atòms d'idrogèn que produson d'ions H–. L'espessor de la fotosfèra varia entre quauquei desenaus e quauquei centenaus de quilomètres. Sa temperatura es estimada a aperaquí en utilizant lo modèl dau còrs negre.
Atmosfèra
thumb|Durant un eclipsi totau, lo corona solara vèn visibla pendant quauquei minutas coma en [[1994.]]
Lei zonas situadas au dessús de la fotosfèra son consideradas coma l'atmosfèra solara. Aquela atmosfèra, visibla dins leis espèctres visibles, radio o gamma, tèn cinc regions principalas : Lo region dicha minimum de temperatura tèn la temperatura solara mens auta. Es situada vèrs au dessús de la fotosfèra amb una valor egala a. Es sufisent per permetre l'existéncia de moleculas d'aiga o de monoxid de carbòni detectadas per lor espèctres d'absorcion.
La cromosfèra, la region de transicion e la corona an de temperaturas pus autas que la superficia solara. Pasmens, maugrat d'ipotèsis coma l'influéncia d'ondas d'Alfvén per la corona, l'explicacion d'aquelei fenomèns es pas coneguda a l'ora d'ara. La cromosfèra es una zona situada après lo minimum de temperatura que tèn una espessor egala a. Es caracterizada per d'espèctres d'emission e d'absorcion de linhas. Son nom vèn dau fach que la cromosfèra apareis coma un lamp acolorit durant lo començament e la fin d'eclipsis. La temperatura i aumenta gradualament ambé l'altitud per montar a. L'èli es donc parcialament ionizat dins lei partidas superioras de la cromosfèra.
La region de transicion es un pichon jaç d'una espessor de 200 km caracterizat per una aumentacion fòrça de la temperatura de a. Aquela aumentacion es facilitada per l'ionizacion complèta deis atòms d'èli. D'efèct, en causa d'aquela ionizacion, lo refrejament dei plasmas demenís. Aquela zona a pas una altitud constanta. Forma puslèu de nívols o de filaments facilament visibles per leis aparelhs d'observacions ultravioletas dei sondas espacialas.
La corona es la partida exteriora de l'atmosfèra solara e son volum es pus important que lo Soleu. De mai, son expansion entraïna la formacion dau vent solar qu'escoba tot lo Sistèma Solar. Sa temperatura mejana es entre e  mai pòu montar a 8-. Dins lei regions bassas de la corona, la quantitat de particulas es environ 1015-. Enfin, l'eliosfèra es la cavitat creada a l'entorn dau Soleu per lo vent solar. Se situa entre 20 rais solars e lei frontieras dau Sistèma Solar fins a l'eliopausa. Un frònt de tuert existís adonc entre lo vent solar e lei particulas dau mitan interestellar.
Camp magnetic
thumb|Espirala de Parker e representacion dau camp magnetic solar.
Lo Soleu es una estèla magneticament activa amb un camp poderós que sei direccions cambian environ cada onze annadas vèrs lo maximum de l'activitat solara. Aque camp magnetic entraïna divèrseis efècts dichs activitat solara coma la formacion dei tacas sornas, d'erupcions solaras o de variacions dins lo vent solar. D'autreis efècts de l'activitat solara son, per exemple, la formacion d'auròras polaras o de perturbacions dins lei transmissions ràdios. De mai, l'activitat solara cambia l'estructura de l'atmosfèra exteriora de la Tèrra.
En causa de sa temperatura fòrça auta, lei plasmas compausant lo Soleu an una rotacion diferenciala, valent a dire que la rotacion a l'eqüator es pus rapida qu'ai pòls amb environ 25 jorns contra 35. La consequéncia es que lei linhas dau camp magnetic son deformadas e tòrtas causant l'aparicion dei tacas sornas o d'erupcions solaras. Aquela deformacion causa tanben un efèct dinamo per lo Soleu e l'existéncia de cicles d'onze ans per l'inversion dei pòls magnetics solars.
Lo camp magnetic s'estènd luench dau Soleu per formar lo camp magnetic interplanetari. Son intensitat varia entre 50 e vèrs la fotosfèra solara es egau a  au nivèu de la Tèrra. Pròche dau Soleu, aqueu camp es organizat radialament mai, au luench, pren una forma en espirala dicha espirala de Parker.
Cicle dei tacas solaras
thumb|250px|Tacas sornas a la superficia dau Soleu.
Lei tacas sornas son lo fenomèn pus visible de l'activitat solara. Apareisson coma de tacas negras ben definidas a la superficia dau Soleu. En fach, son de zonas pus freja a respèct dau rèsta de la superficia onte la conveccion es blocada per de camps magnetics fòrça importants. Puei, lo camp magnetic entraïna una aumentacion de la temperatura de la corona causant la formacion de regions activas que son la fònt d'erupcions solaras. La superficia dei tacas sornas pòu montar a de desenaus de miliers de quilomètres carrats.
La quantitat de tacas sornas varia ambé l'activitat solara. Vèrs lo minimum, se forman ai latituds autas e lor nombre pòu meme, de còps, èsser nul. Ambé l'aumentacion de l'activitat, lei zonas de formacion dei tacas se raprochan de l'eqüator e lor nombre aumenta. Generalament, lei tacas existisson per pareu amb una polaritat inversada.
Aqueu cicle a una influéncia importanta sus lo clima terrèstre car la luminositat es en relacion ambé l'activitat magnetica. Ansin, un minimum d'activitat solara correspònd amb un minimum de temperatura per la Tèrra. Per exemple, pendent la màger part dau sègle XVII, l'activitat solara foguèt fòrça febla. Aqueu periòde veguèt de recòrds de freg en Euròpa.
Autre cicle
De cicles de duradas pus lòngas que lo cicle dei tacas sornas podrián existir ambé de periòdes de 41,000 o 100,000 ans. Aquelei cicles serián una explicacion possibla per lei periòdes glacièrs.
Orbita e rotacion
thumb|Movement dau centre de massa dau Sistèma solar
Lo movement dau Soleu dins lo Sistèma Solar es generalament complicat en causa de l'influéncia dei planetas. Aqueu movement evoluciona entre de trajectòrias prograda o retrògrada amb un periòde de quauquei centenaus d'annadas.
Formacion e evolucion
Lo Soleu es una estèla de populacion I, richa en elements pesants, amb un periòde d'environ 4,57 miliards d'annadas. I a dos biais per datar sa formacion : de simulacions informaticas e la nucleocosmocronologia. Lei materiaus pus ancians detectats per de mesuras radiometricas an un periòde similar de 4,567 miliards d'annadas. La formacion dau Soleu foguèt probablament entraïnat per l'influéncia de l'explosion d'una supernova causant l'afondrament d'un nívol de gas.
A l'ora d'ara, lo Soleu es una estèla de la sequéncia principala que transforma l'idrogèn en èli per de reaccions de fusion. Deuriá restar sus aquela sequéncia pendant dètz miliards d'annadas e donc durant encara quasi cinc miliards d'annadas. Après, lo Soleu deuriá venir una estèla giganta roja. La temperatura de son centre podriá montar a e la fusion de l'èli en elements pus lords acomençar. En causa de l'aumentacion de la temperatura, lo diamètre solar deuriá èsser 250 còps pus grand, destrusent Mercuri, Vènus e probablament la Tèrra. Lo destin de la Tèrra es pas encara segur car la pèrda de massa dau Soleu causada per lei reaccions de fusions aluncha pauc a pauc lei planetas. Dins aquò, la vida terrèstra serà destrucha per la temperatura auta entraïnada per la proximitat dau Soleu. Puei, après aquela fasa, lo Soleu serà de pulsacions que emporterián au luench sei jaç superiors formant una nebulosa planetària. Lo nuclèu vendriá una naneta blanca, puei, après unei miliards d'annadas de refrejament, una naneta bruna. Aqueu scenari es classic per una estèla dau tipe solar.
Observacion e efècts
L'observacion dirècta dau Soleu per l'uelh uman pòu èsser dolorosa mai es pas normalament perilhosa per un uelh non dilatat. Pasmens, l'energia solara receupuda durant l'observacion pòu caufar la retina a entraïnar una pèrda de sensibilitat de l'uelh per veire lei causas lusentas. De mai, lei radiacions ultravioletas blanquisson pauc a pauc la retina e pòdon causar la formacion de cataractas. Enfin, aquelei radiacions pòdon causar de cremaduras de la retina après environ 100 segondas d'observacions, especialament se la lutz solara es intensa o se l'observacion a luòc dempuei una montanha o quand lo Soleu es au zenit.
Enfin, leis eclipsis solars parciaus son egalament dangeirós per que l'uelh es pas acostumat a la lutz particulara d'aquelei fenomèns. Ansin, l'uelh recebe dètz còps l'energia solara normala. La retina pòu donc subir de degalhs fòrça importants. De mai, aquelei lesions son renforçadas per l'abséncia de dolors immediatas.
Desvolopament dei conoissenças scientificas
Lei premiereis observacions dau Soleu foguèron probablament fachas per leis astronòms babilonians au començament dau Millenni I avC. Descurbiguèron lei movements irregulars dau Soleu a respèct dau plan ecliptic mai pas lor explicacion. Dins la Grècia antica, Anaxagòras declarèt que lo Soleu èra pas lo carri d'Eliòs mai una bola de metaus en fusion e que la Luna rebat la lutz solara. Puei, vèrs lo sègle III avC, Eratostènes estimèt probablament corrèctament la distància Tèrra-Soleu entre 148 e 153 milions de quilomètres. Enfin, au sègle I, l'astronòm Ptolemèu donèt una distància egala a 1,210 rais terrèstres.