&Agrave; gauche, illustration montrant le [popupdefinition id=609]survol[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] par un CSM (Command and Service Modules) d'une mission [popupdefinition id=3743]Apollo[/popupdefinition] r&eacute;alis&eacute;e par un artiste du North American Rockwell en 1968. Un grand r&ecirc;ve de l'humanit&eacute; qui est devenu r&eacute;alit&eacute; au cours de la d&eacute;cennie 1960 via le programme Apollo. &Agrave; droite, photo du module de commande d'Apollo 15 prise depuis le module lunaire (LM). &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

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Le module lunaire survolant la Lune

La Nasa (National Aeronautics and Space Administration) est une agence gouvernementale américaine, chargée d’exécuter le programme spatial civil. Aujourd’hui encore, elle est considérée comme un leader dans le domaine de l’aérospatiale. À son palmarès figurent les missions Apollo qui ont permis l’envoi des premiers Hommes sur la Lune, l’exploration de Mars par Curiosity ou encore les découvertes du télescope spatial Hubble.
Fondée le 29 juillet 1958 par le président Eisenhower, la Nasa vient remplacer le Naca (National Advisory Committee for Aeronautics), opérationnel depuis 1915. Guerre froide oblige, sa mission est alors de concurrencer le programme spatial soviétique. © Nasa
De nos jours, la Nasa emploie environ 20.000 personnes réparties dans une vingtaine d’institutions, comme le Goddard Space Flight Center, le Jet Propulsion Laboratory, le Langley Research Center ou encore le Kennedy Space Center. Elle accomplit des missions d’exploration et de recherche dans le domaine spatial et aérospatial par divers moyens : sondes, satellites, missions robotisées, etc. L’agence possède également un volet sciences de la Terre, pour étudier en particulier les effets du changement climatique.
Le Kennedy Space Center, en Floride, est une base de lancement située à proximité de Cap Canaveral. © Nasa
Les missions marquantes en cours et les projets futurs
La Nasa exploite la Station spatiale internationale (ISS), en coopération avec d’autres agences gouvernementales, où sont réalisées des recherches en astronomie, en sciences des matériaux et en biologie. Depuis 1990, l’agence exploite le célèbre télescope spatial Hubble, à l’origine d’avancées importantes dans notre connaissance de l’univers. Le très attendu James Webb Space Telescope viendra lui prêter main-forte en 2019.
Pour explorer Mars, la Nasa a lancé le programme Mars Science Laboratory (MSL), connu pour son rover Curiosity parcourant depuis 2012 le sol de la planète rouge à la recherche de traces de vie ancienne. Curiosity devrait être rejoint par l’atterrisseur InSight (lancement en mai 2018), puis viendra le rover Mars 2020, prévu pour le début des années 2020.
Dans le reste du Système solaire, des missions d’exploration étudient les géantes gazeuses, telle la sonde spatiale Cassini qui a plongé dans l’atmosphère de Saturne mi-septembre 2017 et la sonde New Horizons, toujours en activité, la première à avoir survolé Pluton et poursuit son exploration de la ceinture de Kuiper.

Nasa

Apollo peut désigner un ancien programme spatial américain, ainsi qu’une classe d’astéroïdes géocroiseurs.
Le programme spatial Apollo
Apollo est un programme spatial américain d'exploration humaine de la Lune décidé par le président américain John Fitzgerald Kennedy en 1961.
L'objectif de la Nasa était de faire atterrir au moins un Homme sur notre satellite avant 1970, en réponse à l'avancée du programme spatial soviétique et aux humiliations ressenties par le peuple américain devant les grandes premières réalisées par l'URSS (premier satellite artificiel, premier cosmonaute, première sonde lunaire, etc.).
Le vaisseau Apollo complet se composait de trois éléments : 
le module habitable de 6 tonnes, de forme conique, seul à revenir sur Terre après une mission ;le module de service de 23 tonnes, de forme cylindrique et fixé sous le premier, contenant les réservoirs de gaz et équipé du moteur d'injection en trajectoire translunaire et de retour vers la Terre ;le module lunaire de 15 tonnes (LEM : Lunar Excursion Module), lui-même formé de deux parties, l'étage de descente (10 tonnes) et l'étage de remontée (5 tonnes), ce dernier formant aussi l'habitacle des deux astronautes devant fouler la surface.
De juillet 1969 à décembre 1972, six missions Apollo (11 à 17) ont permis à 12 astronautes de marcher sur la Lune, totalisant 12,5 jours à la surface pour des sorties pouvant dépasser sept heures. Au total, 92,3 km ont été parcourus, à pied ou au moyen de trois « Jeeps » lunaires, et 2.196 échantillons ont été ramenés pour un poids total (terrestre) de 381,7 kg.
Seul Apollo 13 n'a pu atterrir, à cause de l'explosion d'un réservoir d'oxygène à l'intérieur du module de service, exigeant le retour de l'équipage au terme d'une mission avortée. Toutes les missions Apollo à destination de la Lune ont été lancées par la fusée Saturn V, conçue spécifiquement pour cet usage.
Apollo, une classe d’astéroïdes
On appelle aussi Apollo ou Apollon une classe d’astéroïdes géocroiseurs. Leur particularité est de présenter un périhélie inférieur à la distance qui sépare la Terre du Soleil. Au début de l’année 2013, on connaissait plus de 5.000 astéroïdes de cette classe. Un exemple célèbre d’astéroïde Apollo est la météorite de l’Oural, qui a explosé en altitude près de Tcheliabinsk, en Russie, en 2013.

Apollo

Une lune
Une lune avec un « L » minuscule est le satellite d'une planète. Par exemple Phobos et Deimos sont les deux lunes de la planète Mars.
La Lune
La Lune avec un « L » majuscule est l'unique satellite naturel de la Terre ; elle résulte sans doute d'une collision il y a 4,4 milliards d'années entre notre planète naissante et un petit corps céleste appelé Théia. Les Hommes, qui l'observent depuis longtemps, ont remarqué qu'elle présentait des phases successives qui revenaient tous les 29,53 jours, un cycle appelé lunaison. En étudiant sa surface à l'œil nu puis avec des instruments ils ont découvert qu'elle comportait des zones sombres, les mers, et des zones claires. Les mers sont de grandes plaines de lave solidifiée. Ce magma très fluide est remonté des profondeurs après un intense bombardement de la Lune par des astéroïdes il y a un peu moins de 4 milliards d'années. Les épanchements successifs de lave ont cessé il y a environ 1 milliard d'années. Seules les régions les plus élevées ont échappé à ce remplissage. Ce sont les zones claires où l'on découvre au télescope de très nombreux cratères d'impacts et quelques chaînes de montagnes. Ce scénario a été corroboré par l'analyse des échantillons de roches lunaires rapportées par les différentes missions Apollo entre 1969 et 1972.
On pensait la Lune géologiquement morte et dénuée d'intérêt mais différents orbiteurs ont détecté ces dernières années des réserves d'eau au niveau des pôles lunaires. Cette eau a très certainement été amenée par des comètes et a pu se conserver dans le fond obscur et glacé des cratères.

Lune

Exploration rapide sur visu, sans possibilité de modification, du contenu d'une mémoire.Anglais : browsing.

Survol

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&Agrave; gauche, illustration d'un module lunaire en train de se poser sur la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition]. &Agrave; droite, le module lunaire Intrepid d'[popupdefinition id=3743]Apollo[/popupdefinition] 12 durant sa descente. Photo prise du module de commande.&nbsp;&copy; Nasa

Alunissage du module lunaire

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&Agrave; gauche, illustration d'une sonde du programme Surveyor. Sur les sept sondes lanc&eacute;es entre 1966 et 1968, cinq ont r&eacute;ussi&nbsp;leurs missions sur la surface de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition]. Leurs mesures ont permis de mieux caract&eacute;riser le sol lunaire qui allait accueillir les missions [popupdefinition id=3743]Apollo[/popupdefinition]. Novembre 1969, deux ans apr&egrave;s l'alunissage de la sonde lunaire, des [popupdefinition id=14275]astronautes[/popupdefinition] d'Apollo 12 se sont rendus aupr&egrave;s de Surveyor 3 pour r&eacute;cup&eacute;rer sa cam&eacute;ra. En photo, &agrave; droite, Alan Bean, membre d'Apollo 12.&copy; Nasa

Le programme lunaire Surveyor

Le terme « astronaute » désigne tout membre d'équipage à bord d'un véhicule spatial de la Nasa à destination de l'orbite terrestre ou au-delà. Il associe les mots grecs ástron (ἄστρον), qui signifie « étoile », et nautes (ναύτης), voulant dire « navigateur ». Il a été choisi par la Nasa en 1958 pour désigner les membres de son programme spatial à destination de l’espace. Ce nom est souvent employé comme synonyme de cosmonaute qui, lui, désigne en réalité les membres d’un équipage à bord d’un véhicule spatial russe. Le terme pour un membre de l’Esa est spationaute.
L'astronaute canadien Chris Hadfield, qui a été le commandant de la Station spatiale internationale (ISS), a enregistré à bord de la station une chanson, une reprise de Space Oddity de David Bowie. Pendant son séjour sur l'ISS, il a aussi mis en ligne sur les réseaux sociaux plusieurs enregistrements vidéo ou photo pour sensibiliser les jeunes à la conquête spatiale. © Chris Hadfield, YouTube
Depuis environ 50 ans, ce sont plus de 500 personnes (spationautes, astronautes et cosmonautes) qui sont allées au moins une fois dans l’espace. Les premiers voyageurs de l’espace étaient souvent des pilotes militaires avec des aptitudes physiques et un équilibre psychologique très au-dessus de la moyenne, mais l’accès à l’espace est en train de se démocratiser. C’est ce que se proposent de faire des sociétés privées comme Virgin Galactic ou SpaceX.

Astronaute

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En illustration &agrave; gauche, une sonde du programme Pioneer. Parties de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition] au d&eacute;but des ann&eacute;es 1970, Pioneer 10 et 11 ont &eacute;t&eacute; les premi&egrave;res missions &agrave; visiter les [popupdefinition id=4547]plan&egrave;tes g&eacute;antes[/popupdefinition] de notre [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition], [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] et [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition]. &Agrave; droite, photo de Jupiter prise par Pioneer 11, en 1974, lors de son [popupdefinition id=609]survol[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], JPL-Caltech

Pioneer 10 et 11 : en route vers Jupiter et Saturne

Système solaire : qu'est ce que c'est ?On appelle Système solaire, l’ensemble des astres soumis au champ de gravitation du Soleil (notre étoile à elle seule représente 99,8 % de la masse totale du Système solaire !). Le Système solaire évolue dans l’un des bras de notre galaxie spirale, la Voie lactée, à quelque 26.000 années-lumière de son centre. Selon les définitions établies par l’Union astronomique internationale, notre Système solaire comprend notamment :Huit planètes — et leurs satellites naturels ; il y en a plus de 175 connus — que sont Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, par ordre d’éloignement au Soleil. Les quatre premières sont qualifiées de planètes telluriques, les quatre dernières, de planètes gazeuses.Des planètes naines comme Pluton ou Cérès.Plusieurs centaines de milliers d’astéroïdes composés de roches et de minéraux métalliques essentiellement. Leur taille est extrêmement variable, de plusieurs centaines de kilomètres aux grains de poussière. Ils sont regroupés majoritairement dans la Ceinture d’astéroïdes principale, située entre Mars et Jupiter.Des milliers de comètes composées de poussières et de glaces volatiles.D’innombrables petits corps glacés comme les Centaures — qui orbitent entre Jupiter et Neptune — ou encore les objets transneptuniens dans la lointaine Ceinture de Kuiper.Depuis quelques années, Pluton n’est plus considérée comme une planète et il est officiellement admis que notre Système solaire ne compte que huit planètes. Mais cela pourrait changer… © NasaSystème solaire : un monde rempli de surprisesAu-delà de la Ceinture de Kuiper se trouverait un gigantesque ensemble de corps glacés baptisé nuage d’Oort. Sa limite externe marquerait la limite de l’influence gravitationnelle du Soleil. Les astronomes estiment qu’elle se situe quelque part entre 1,6 et 2 années-lumière — soit entre 101.186 et 126.482 unités astronomiques — de notre étoile ! Mais l’héliosphère — cette bulle créée par les vents solaires — ne s’étend pas aussi loin. Le milieu interstellaire l’interrompt dans une direction à une centaine d’unités astronomiques, soit seulement quelque 0,002 année-lumière.Notez que le Système solaire réserve sans doute encore des surprises aux astronomes. Certaines régions comme la zone située entre le Soleil et Mercure sont encore mal connues. Les orbites de plusieurs objets transneptuniens suggèrent qu'une neuvième planète, peut-être 4 fois plus grande que la Terre et 10 fois plus massive, pourrait se cacher aux confins de notre Système solaire, entre 500 et 1.200 unités astronomiques du Soleil.

Système solaire

Le "Jet Propulsion Laboratory" (JPL) basé à Pasadena aux États-Unis est un des nombreux centres de recherches de la NASA. Il est dirigé par le "California Institute of Technology" (Caltech), célèbre université américaine.
Le JPL est le principal centre américain pour l'exploration robotique du système solaire. Il a dirigé plusieurs projets comme les sondes Pioneer, Viking, Voyager et plus récemment la sonde Galileo, les missions Mars Pathfinder et les deux robots de la mission Mars Exploration Rover (Spirit et Opportunity), Cassini-Huygens. 
Site internet du JPL.

Jet Propulsion Laboratory

Les planètes géantes ont un diamètre de plus de 48000 km (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune par exemple).

Planète géante

Jupiter

Saturne

Parmi les huit planètes du Système solaire, la Terre est l’une des quatre planètes telluriques, solides, de composition (roches silicatées et fer) et de densité moyenne voisines (entre 3,9 pour Mars et 6,1 pour Mercure), la densité moyenne de notre planète étant de 5,52.
Structure du globe terrestre
La densité des roches superficielles, égale à 2,7, très différente de celle de la Terre dans son ensemble, a conduit à conjecturer une composition variant avec la profondeur. En combinant la nature surtout granitique des roches de surface, celle, surtout basaltique, des roches issues des magmas rejetés par les volcans et la composition en fer et nickel de la majorité des météorites, on en vint à l’hypothèse d’une composition en trois enveloppes emboîtées. On distingua ainsi le sial — de silice et aluminium — pour la surface, le sima — de silice et magnésium —, au-dessous, jusqu’au nife — de nickel et fer —, au centre de la Terre, en un arrangement qui rend compte de la densité globale de la planète. Au début du XXe siècle, Alfred Wegener usera de cette conception avant qu’elle n’évolue vers celle de croûte-manteau-noyau.
La sismologie allait donner une mesure de ces trois enveloppes. La discontinuité de Mohorovičić, ou Moho, vers 30 kilomètres de profondeur en moyenne, marquée par la réflexion et la réfraction des rais sismiques, constitue la frontière entre la croûte et le manteau terrestre. La discontinuité de Gutenberg, vers 2.900 km de profondeur, est la limite entre le manteau et le noyau. Toutes deux portent le nom de leur découvreur (le Croate Andrija Mohorovičić et l’Allemand Beno Gutenberg), depuis 1909 pour la première, et 1921 pour la seconde. Ultérieurement, la croûte fut divisée en une croûte supérieure et une croûte inférieure, séparées par une discontinuité de Conrad, souvent discutée, tandis qu’une graine était individualisée au centre du noyau, au-delà de 5.000 km de profondeur.
La croûte fit l’objet de précisions essentielles. D’une part, la croûte océanique est différente de la croûte continentale, comme le montra Gutenberg en 1921. La première est basaltique, la seconde granitique, du moins en moyenne. D’autre part, la croûte continentale s’épaissit sous les chaînes de montagnes en une racine qui peut atteindre 70 km d’épaisseur sous la cordillère des Andes du Pérou et de Bolivie.
Une étude plus fine des vitesses de transmission des ondes sismiques dans les parties superficielles — menée dans l’archipel des Tonga, dans le sud-ouest du Pacifique, par Jack Oliver et Bryan Isacks en 1967 — allait permettre de séparer les milieux solides des milieux visqueux, les premiers conduisant les ondes sismiques plus rapidement que les seconds. Ainsi furent distinguées la lithosphère, solide, comprenant sur 100 km d’épaisseur moyenne la croûte et le manteau supérieur, et l’asthénosphère, visqueuse, correspondant au reste du manteau. Ces distinctions, qui englobent celles de croûte et de manteau, mais avec des limites différentes, constituent les fondements de la tectonique des plaques.
Puis l’application des méthodes de sismique-réflexion à écoute longue, adaptées de la sismique pétrolière, apporta des précisions sur la structure de la croûte. On citera le programme américain Cocorp (Consortium for Continental Refraction Profiling), qui eut de nombreux équivalents, dont le programme français Écors (Étude des continents et des océans par réflexion sismique).
Enfin, les progrès accomplis dans l’étude de la propagation des ondes sismiques ont permis de distinguer dans le manteau des zones chaudes, à vitesse lente, et des zones froides, à vitesse plus rapide. Cette tomographie du manteau, en trois dimensions, a ainsi authentifié la conception des courants de convection, ascendants au niveau des rides (médio)océaniques, où remonte le matériel chaud du manteau inférieur, et descendants à la périphérie des océans, où s’enfonce la lithosphère froide. Tandis que des points chauds (hot spots), dispersés à la base du manteau, déterminent des ascendances permanentes qui sont à l’origine d’un volcanisme continu.
Vue complète de la partie éclairée de la Terre par le satellite DSCOVR. © Nasa
Composition chimique de la Terre
Le deutérium, le lithium et le béryllium terrestres ont probablement été formés dans la Galaxie par action des rayons cosmiques galactiques sur le milieu interstellaire, dans la période précédant la formation du Système solaire. De la même façon, les éléments radioactifs (par exemple l’uranium ou le thorium) ont été produits par une ou plusieurs explosions de supernovae dans la Galaxie, avant la formation du Soleil. Un certain nombre d’anomalies d’abondance s’expliquent simplement par évaporation de composés volatils au cours de la formation des planétésimaux.
L’atmosphère terrestre primitive, créée en milieu réducteur, devait essentiellement consister en méthane, ammoniac et vapeur d’eau. Sa composition actuelle résulte d’une part de la dissociation de ces molécules par le rayonnement solaire, suivie de l’évaporation de l’hydrogène et des réactions subséquentes d’oxydation, d’autre part de plusieurs milliards d’années de phénomènes biologiques (assimilation chlorophyllienne) conduisant à la production d’oxygène. Certains éléments, l’hélium notamment, proviennent simplement du broyage par érosion des roches radioactives.
Fiche signalétique
Masse (kg) : 5,976 x 1024Masse (Terre = 1) : 1Rayon équatorial (km) : 6.378,14Rayon équatorial (Terre = 1) : 1Masse volumique moyenne (g/cm3) : 5,515Satellites : 1Distance moyenne du Soleil (km) : 149.600.000Distance moyenne du Soleil (Terre = 1) : 1Période de rotation (jours) : 0,99727Période de rotation (heures) : 23,9345Période orbitale (jours) : 365,256Vitesse orbitale moyenne (km/s) : 29,79Excentricité de l’orbite : 0,0167Inclinaison de l’axe (°) : 23,45Inclinaison de l’orbite (°) : 0Vitesse d’échappement à l’équateur (km/s) : 11,18Gravité de surface à l’équateur (m/s2) : 9,78Albédo géométrique visuel : 0,37Température moyenne de surface : 15 °CPression atmosphérique (bar) : 1,013Composition en volume de l’atmosphère : azote 78 %, oxygène 21 %, autres 1 %

Terre

13174_pioneer-10-et-11-:-en-route-vers-jupiter-et-saturne

&Agrave; gauche, illustration d'une sonde Voyager visitant [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition]. Sa trajectoire depuis la Terre, dans le [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition] interne est dessin&eacute;e. Au cours d'une d&eacute;cennie, entre 1979 et 1989, Voyager 1 et 2 vont explorer les quatre [popupdefinition id=4547]plan&egrave;tes g&eacute;antes[/popupdefinition] : [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition], Saturne, [popupdefinition id=3697]Uranus[/popupdefinition] et [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition]. Les deux sondes voguent vers d'autres [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition] de notre [popupdefinition id=36]Galaxie[/popupdefinition]. Elles sont actuellement &agrave; plus de 20 milliards de kilom&egrave;tres de la Terre et sont sorties (ou sont sur le point de le&nbsp;faire comme c'est le cas pour [popupdefinition id=3631]Voyager 2[/popupdefinition]) de l'[popupdefinition id=3627]h&eacute;liopause[/popupdefinition].&nbsp;&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], JPL-Caltech

L’exploration des sondes Voyager 1 et 2

Inconnue des Anciens, pour lesquels Saturne marquait la limite du système solaire, Uranus n’a été découvert que le 13 mars 1781 par le musicien et astronome William Herschel qui, observant par hasard dans son jardin la constellation des Gémeaux à l’aide d’un télescope de 16 cm d’ouverture, remarqua un objet qui n’était pas ponctuel comme une étoile. Il crut d’abord avoir découvert une nouvelle comète mais le calcul de son orbite révéla vite que cet objet était en fait une planète gravitant sur une orbite circulaire à 2,9 milliards de kilomètres du Soleil en moyenne. Uranus est 19 fois plus loin de notre étoile que la Terre et deux fois plus loin que Saturne. Même si William Herschel souhaitait que la planète porte le nom de Georgium Sidus, il lui sera finalement attribué le nom du dieu du ciel dans la mythologie grecque : Ouranos, sur les recommandations de Johann Bode.
Approximativement de magnitude 6, Uranus est à la limite de la détection à l’œil nu. Un observateur expérimenté peut néanmoins l’apercevoir par une nuit claire ; elle apparaît alors comme une étoile très faible. Uranus avait été porté plusieurs fois sur des cartes du ciel entre 1690 et 1780, ce qui a été très utile par la suite pour déterminer les paramètres de son orbite. Uranus est vu depuis la Terre sous un angle de 4 secondes. Son disque est donc visible dans un télescope mais apparaît comme une petite tache bleu verdâtre sur laquelle on ne discerne aucun détail. Depuis 1994, cependant le télescope spatial Hubble en obtient des images toujours plus détaillées, sur lesquelles on distingue diverses caractéristiques de son atmosphère.
Avec un diamètre de 51.118 km, Uranus est quatre fois plus grand que la Terre. Sa masse est 14,5 fois supérieure à celle de notre planète. Comme les autres planètes géantes gazeuses, la septième planète du Système solaire est composée à 99 % d’hydrogène et d’hélium. Géante glacée, Uranus possède 13 anneaux et un système de 27 satellites. Sa période de rotation est de 17 heures et 14 minutes. Mais contrairement aux autres planètes, l’axe de rotation d’Uranus se trouve pratiquement dans son plan orbital ; le plan équatorial d’Uranus ainsi que le plan orbital de ses satellites connus sont quasi perpendiculaires au plan de son orbite autour du Soleil. La période de révolution d’Uranus est de 84 ans.
Image infrarouge prise depuis le télescope Keck II équipé d'optique adaptative, et reproduite en fausses couleurs où le bleu, le vert et le rouge représentent 1,26, 1,62 et 2,1 microns de longueur d'onde. Crédit : L. Sromovsky, Univ. Wisconsin, Keck obs.
Découverte d’Uranus par les sondes spatiales
Le 24 janvier 1986, Voyager 2 survolait Uranus. Ce qui, depuis deux cent cinq ans, n’était qu’un petit point de lumière bleuâtre s’est révélé en quelques heures un monde particulièrement riche avec un environnement d’anneaux surprenants et de satellites beaucoup plus actifs que prévu, en particulier l’étonnante Miranda.
L’essentiel des caractéristiques connues du système d’Uranus provient de cette brève rencontre ; il faut cependant faire remarquer la parfaite complémentarité des mesures effectuées depuis la Terre et par Voyager 2. Par exemple, l’étude des anneaux depuis notre planète par l’observation d’occultations stellaires a permis d’obtenir sur leur structure des résultats que n’a pu fournir la sonde. Inversement, les petites particules détectées par la sonde au sein des anneaux sont invisibles depuis la Terre.
Uranus : quelle sera la prochaine mission, 30 ans après Voyager 2 ?
Sept mille images du système uranien, dont deux mille au moment du passage au plus près, des milliers de spectres dans l’infrarouge et dans l’ultraviolet, des millions de mesures radio et magnétiques ont été alors transmis à la Terre.
Uranus photographié par Hubble dans le proche infrarouge le 28 juillet 1997. Des nuages dans l’atmosphère ont été observés et 8 des 27 lunes d’Uranus sont visibles dans le plan de ses anneaux. © Nasa, JPL, STScI
L’atmosphère d’Uranus
Les images ont révélé la présence de nuages, de bandes parallèles à l’équateur et de couches de brume. En particulier, le pôle qui fait actuellement face au Soleil est couvert d’une calotte de brume. Le mouvement des nuages a permis de mesurer la période de rotation de l’atmosphère d’Uranus. L’atmosphère d’Uranus tourne en sens inverse des aiguilles d’une montre et plus rapidement que l’intérieur de la planète ; les vents viennent tous de l’ouest. La haute atmosphère d’Uranus tourne de manière différentielle. Contrairement à ce qui se passe sur Saturne, la rotation est plus rapide vers les pôles que vers l’équateur : la période est de 17 heures vers 25 degrés de latitude et de 16 heures vers 40 degrés de latitude.
À partir des spectres dans l’infrarouge et de l’expérience d’occultation radio par l’atmosphère, on a pu estimer l’abondance de l’hélium à environ 15 %, ce qui correspond à la quantité d’hélium présente dans le Soleil. Il semblerait donc que l’atmosphère, ayant la même composition que le Soleil et que la nébuleuse primitive, soit primordiale et non le fruit d’une évolution ultérieure de la planète.
Hubble observe pour la première fois des aurores sur Uranus
Uranus a une structure interne très différente de celles de Jupiter et de Saturne. En son centre, la température serait de l’ordre de 7000 kelvins, et la pression vaudrait environ vingt millions de fois la pression atmosphérique terrestre. En partant du centre, on trouve probablement successivement un noyau "rocheux" d’un rayon d’environ 7.500 kilomètres, chaud, solide ou liquide, composé pour l’essentiel de silicates et de fer, puis un manteau de plus de 10.000 kilomètres d’épaisseur composé de glaces d’eau, de méthane, d’ammoniac, et enfin une épaisse enveloppe gazeuse d’hydrogène et d’hélium qui forme l’atmosphère observée depuis notre planète. Cette enveloppe est environ quatre fois plus massive que la Terre.
Détail des anneaux d’Uranus en fausse couleur. Photo prise par Voyager 2 le 21 janvier 1986, à 4,1 millions de km de distance. © Nasa, JPL-Caltech
Champ magnétique et magnétosphère d’Uranus
Avant la rencontre avec Voyager 2, on ignorait tout sur le champ magnétique d’Uranus : le rayonnement radio de Jupiter est aisément détecté depuis la Terre ; celui de Saturne avait été observé par les sondes Voyager, à une distance considérable, plus d’un an avant les rencontres ; mais, dans le cas d’Uranus, le voile n’a été levé qu’au dernier moment, quelques heures avant le passage de la sonde au plus près. Une des grandes surprises de la mission Voyager 2 est venue de la découverte que l’axe du champ magnétique n’était pas plus ou moins aligné avec l’axe de rotation de la planète, mais au contraire fortement incliné, d’environ 60 degrés, par rapport à celui-ci. Le champ magnétique est intrinsèquement cinquante fois plus fort que celui de la Terre ; ce qui, compte tenu de la plus grande taille d’Uranus, correspond à une intensité un peu plus faible en "surface". Ce champ magnétique est probablement engendré par effet dynamo au sein de l’épais manteau liquide qui contient de nombreux atomes ionisés. L’existence de ce fort champ magnétique et l’interaction avec le vent solaire entraînent l’existence de zones analogues aux ceintures de Van Allen au voisinage de la Terre.
Avis de tempête sur Uranus
L’atmosphère d’Uranus est à une température d’environ 50 kelvins et l’étude spectroscopique a permis d’y découvrir la présence de méthane et d’hydrogène moléculaire. La sonde Voyager a détecté une atmosphère étendue d’hydrogène moléculaire et une couronne encore plus étendue d’hydrogène atomique.

Uranus

Une galaxie est un ensemble d'étoiles, de poussières et de gaz interstellaires dont la cohésion est assurée par la gravitation. Les galaxies présentent une grande diversité de taille (entre 2.000 et 500.000 années-lumière de diamètre) et de forme. Le rayonnement provenant des galaxies permet de répartir ces dernières en galaxies normales et galaxies actives, parmi lesquelles se trouvent les quasars. Les regroupements de galaxies que l'on observe dans l'univers sont appelés amas et superamas.
La galaxie à laquelle appartient le système solaire est la Voie lactée. La grande galaxie la plus proche de la Voie lactée, Andromède, est située à 2,3 millions d'années-lumière. Notre galaxie possède toutefois deux petites galaxies satellites (le grand et le petit Nuages de Magellan) situées respectivement à environ 150.000 et 200.000 années-lumière.
Voilà moins d’un siècle que l’on est sûr que des objets comme la galaxie d’Andromède ou M87 sont bien des concentrations d’étoiles similaires à la Voie lactée, mais n’en faisant pas partie. Confirmant les intuitions de Thomas Wright et Emmanuel Kant, cette découverte a été faite par Edwin Hubble au début des années 1920. Plus tard, l’astronome et cosmologiste donna même une classification des galaxies, censée représenter un schéma évolutif. La séquence de Hubble n’est plus considérée comme telle aujourd’hui mais on continue à présenter la classification morphologique des galaxies qu’elle constitue. 
Elle comporte trois grands types. Il y a les spirales, contenant d’importantes quantités de gaz et de poussières, avec un disque où l’on trouve de jeunes étoiles et un bulbe plus ou moins important contenant des vielles étoiles. Viennent ensuite les elliptiques, principalement constituées de vieilles étoiles et pauvres en gaz et poussières, qui ont une structure sphéroïdale. Et enfin les irrégulières, de plus petite taille et riches en jeunes étoiles.
Les collisions de galaxies sont des phénomènes essentiels pour l'apparition de la vie. En effet, ces collisions peuvent entraîner la formation d'un type d'étoile qui fabrique de l'oxygène. Cette vidéo est extraite du projet multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine www.dubigbangauvivant.com © Groupe ECP-YouTube
Des nuages de gaz aux étoiles dans les galaxies
Les galaxies spirales comme la Voie lactée sont les plus nombreuses. Elles ont la forme d'un disque en rotation autour de son centre, le noyau (ou bulbe), très dense, entouré d'un halo peu dense. Le disque se prolonge fréquemment par un ou deux bras spiralés composés d'étoiles, de poussières et de gaz.
D'après les théories de la formation stellaire, les étoiles, que l'on compte par centaines de milliards au sein des galaxies, sont façonnées par la condensation de nuages moléculaires de gaz. Ce phénomène tend à raréfier ce gaz dans le milieu interstellaire au cours de l'évolution des galaxies. Le gaz est quasiment absent dans les galaxies anciennes. Les positions et les trajectoires des étoiles y dépendent de la classe à laquelle elles appartiennent.
On pense que les elliptiques résultent de la fusion de plusieurs galaxies spirales suite à des collisions entre galaxies. Il s’agirait donc d’un état avancé de l’évolution des galaxies, évolution qui a commencé par la formation de galaxies naines. Pendant les premiers milliards d’années de l’univers observable, les interactions gravitationnelles et les collisions entre ces galaxies naines étaient importantes, donnant lieu à la formation de galaxies irrégulières et de grandes galaxies par fusion.
Lors des collisions avec fusion, des flambées d’étoiles se produisaient, consommant le gaz interstellaire présent. Dans cette logique, on comprend bien que les galaxies les plus évoluées soient aussi les plus pauvres en gaz et poussières, comportant le plus de vieilles étoiles. Ce serait donc bien les elliptiques. Elles forment environ 20 % des galaxies observées contre 77 % pour les spirales.

Galaxie

Voyager 2 a été lancée le 20 août 1977, suivi par le lancement de Voyager 1 seize jours plus tard. Aujourd'hui ces sondes ont quitté le système solaire. Voyager 1 a dépassé la sonde Pioneer 10 et est maintenant l´objet terrestre le plus éloigné de nous. 
Parties de la Terre en 1977, les sondes Voyager arrivèrent à Jupiter en 1979 et à Saturne en 1980. Seule Voyager 2 continua vers Uranus atteinte en 1986 et Neptune en 1989. La mission des sondes Voyager fut l´une des missions qui apporta les informations les plus extraordinaires sur les planètes géantes et leur cortège de satellites. De nouveaux mondes non encore imaginés s´ouvraient alors à l´exploration humaine.
Jupiter
En arrivant dans le système jovien, les sondes Voyager firent une moisson de données. Elles découvrirent : 
-un anneau autour de Jupiter ;-les mouvements de la haute atmosphère de Jupiter ;-des aurores boréales au dessus de Jupiter ;-des orages provoquant de gigantesques éclairs ;-les volcans très actifs du satellite Io ;-la nature de glace du satellite Europe.
Saturne
Les découvertes les plus importantes des sondes Voyager dans le système de Saturne concernent les anneaux, plus nombreux que prévus (près de mille nouveaux anneaux découverts) dont certains très ténus, "gardés" par des petits satellites qui confinent leur matière par leur influence gravitationnelle.
Uranus
La planète Uranus est restée mystérieuse : la sonde Voyager 2 nous a montré une planète de couleur uniforme contrairement aux autres planètes géantes. 
Neptune
La planète Neptune, si lointaine que l´on en connaissait peu de choses, dévoila la structure de ses nuages et de sa tache sombre.

Voyager 2

Neptune, huitième planète du Système solaire, gravite sur une orbite quasi circulaire à environ 4,5 milliards de kilomètres du Soleil qu'elle met 165 ans à parcourir. Son plan équatorial est incliné de près de 30° par rapport au plan de son orbite. Bien que trois fois plus petit que Jupiter, Neptune est une planète géante qui est composée à 99 % d'hydrogène et d'hélium. Avec un diamètre de 49.520 kilomètres, Neptune est à peine plus petit qu'Uranus. Cependant, sa masse est légèrement supérieure, de l'ordre de 17,2 fois celle de la Terre (contre 14,5 fois pour Uranus), ce qui lui confère la masse volumique moyenne la plus élevée des planètes géantes (1,76 g/cm3). Comme Neptune est notablement moins massif que Jupiter ou Saturne, donc moins "comprimé" par la gravité, il contient une plus grande proportion d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. 
La découverte de Neptune eut un très grand retentissement au XIXe siècle. Elle fait date dans l'histoire des sciences car elle marque le triomphe de la mécanique céleste : le calcul permettait de découvrir un objet situé à plus de 4 milliards de kilomètres de la Terre ! Dès la fin du XVIIIe siècle, les astronomes eurent de la peine à accorder les observations d'Uranus avec ses positions calculées. Alexis Bouvard, astronome à l'Observatoire de Paris, fut un des premiers à remarquer les "irrégularités" du mouvement d'Uranus. Grâce en particulier à François Arago, l'idée qu'un corps inconnu perturbait son orbite se fit alors jour, et, indépendamment, l'Anglais John Couch Adams en 1843 et Urbain Jean Joseph Le Verrier en 1846 calculèrent la position et la masse de ce corps avec une précision suffisante pour permettre sa découverte dans la constellation du Verseau.
La prédiction d'Adams fut peu exploitée : l'université de Cambridge ne possédait pas de cartes à jour de la constellation du Verseau, et les collègues d'Adams n'aidèrent pas beaucoup ce nouveau chercheur, qu'ils considéraient comme trop jeune pour pouvoir faire une telle prédiction. En revanche, le 23 septembre 1846, le jour même de la réception d'une lettre de Le Verrier, Johann Gottfried Galle découvrait la nouvelle planète à l'observatoire de Berlin, à moins de 1 degré de la position prédite. Par un curieux hasard de l'histoire, deux cent trente-trois ans auparavant, Neptune était angulairement proche de Jupiter pendant l'hiver de 1612 à 1613, et Galilée, observant Jupiter le 28 décembre 1612 et le 22 janvier 1613, avait fait figurer Neptune sur ses croquis, pensant qu'il s'agissait d'une étoile. 
Objet de huitième magnitude, donc invisible à l'œil nu, Neptune se présente au télescope comme un disque bleu-vert d'un diamètre apparent de l'ordre de 2 secondes d'angle ; on discerne très difficilement quelques marques dans son atmosphère.
Les satellites
Avant le survol de Neptune par la sonde Voyager-2, seuls deux satellites, Triton et Néréide, étaient connus. Ils sont dits irréguliers car leurs orbites sont insolites : Triton a un mouvement rétrograde sur une orbite très inclinée par rapport au plan équatorial de Neptune, et Néréide gravite sur une orbite fortement excentrique. En 1989, les images prises par Voyager-2 ont révélé six nouveaux satellites qui forment un système régulier tournant dans le sens direct sur des orbites circulaires et peu inclinées. 
Triton a été découvert le 10 octobre 1846 par William Lassel, dix-sept jours seulement après la découverte de la planète elle-même.
La surface de Triton, vue par Voyager 2 le 25 août 1989.
Les anneaux
Comme les autres planètes géantes, Neptune possède des anneaux, mais ceux-ci sont très particuliers : ils présentent en effet des arcs de matière. La découverte de ces arcs depuis la Terre grâce à l'observation d'occultations d'étoiles en 1984 et 1985 a conduit à modifier le programme de Voyager-2 afin de mieux étudier l'environnement de Neptune. La sonde a ainsi révélé que la planète était entourée d'un système complet d'anneaux ténus sertis d'arcs brillants. 
Les astronomes se sont longtemps demandé pourquoi Saturne semblait être la seule planète entourée d'anneaux. La mise en évidence, en une décennie, d'anneaux autour de Jupiter, d'Uranus et de Neptune a montré que ce phénomène était naturel autour des planètes géantes. Cependant, ces quatre systèmes d'anneaux sont bien différents les uns des autres : qu'il s'agisse d'anneaux, de satellites ou de planètes, le système solaire présente une stupéfiante diversité d'aspects !
Les anneaux de Neptune. La planète est ici occultée afin d'éviter le halo lumineux.
L'atmosphère
L'envoi par Voyager-2 d'ondes radio à travers l'atmosphère a permis de sonder cette dernière et de compléter les observations effectuées dans le visible, l'ultraviolet et l'infrarouge. 
Comme Uranus, Neptune possède une atmosphère réductrice, riche en hydrogène (contrairement à la Terre, qui possède une atmosphère oxydante, riche en oxygène) ; elle contient environ 25 % d'hélium et au moins 1 % de méthane. La couleur bleue de cette planète est en grande partie due à l'absorption de la lumière rouge par le méthane. Dans la haute atmosphère, à une pression de l'ordre de quelques hectopascals, les molécules de méthane (CH4), dissociées par le rayonnement solaire, se recombinent pour former des hydrocarbures tels que l'éthane (C2H4) et l'acétylène (C2H2), qui ont été détectés par Voyager-2. Plus bas, à un niveau de l'ordre de 1.300 hectopascals, le méthane se condense en cristaux de glace. Encore plus bas, à 3.000 hectopascals, la présence d'une couche opaque de sulfure d'hydrogène (H2S) est suspectée. Il n'est pas impossible que de l'ammoniac (NH3) soit aussi présent à ce niveau. Les détecteurs infrarouges de Voyager-2 ont mesuré une température moyenne de - 214°C (59 K). Les régions équatoriales et polaires ont approximativement la même température ; les zones intermédiaires sont plus froides de quelques degrés. Là où l'éclairement du Soleil est maximal actuellement, c'est-à-dire à ces latitudes intermédiaires, le gaz monte et se refroidit, comme sur Uranus. Vers l'équateur et les pôles, il redescend, est compressé et réchauffé. Quand on fait le bilan de l'énergie renvoyée par Neptune dans l'espace, on constate que la planète émet 2,7 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. L'origine de ce surplus d'énergie n'est pas encore élucidée. 
Huit jours avant le survol de Neptune, Voyager-2 a détecté à intervalles réguliers des "bouffées" d'ondes radio, premières manifestations du champ magnétique de la planète. Comme celui-ci est engendré par des courants électriques se déplaçant à grande profondeur, les scientifiques en ont déduit une période de rotation interne égale à l'intervalle entre deux bouffées (16 h 7 min). Neptune est légèrement aplati du fait de sa rotation. Mesuré à un niveau de pression de 1.000 hectopascals (la pression au niveau de la mer sur Terre), le rayon polaire est légèrement inférieur au rayon équatorial : 24.340 et 24.764 kilomètres, respectivement.
Gros plan sur Neptune par Voyager 2 le 25 août 1989.
Magnétosphère
Neptune possède une magnétosphère dont l'axe du dipôle magnétique est incliné à 47° par rapport à l'axe de rotation. Il est aussi asymétrique : la source du champ magnétique n'est pas localisée dans le noyau, mais à mi-chemin entre le centre et l'extérieur de la planète. Quand Voyager-2 a survolé Neptune, le pôle magnétique pointait à moins de 20° de la direction du Soleil, et la sonde a pénétré dans la magnétosphère de Neptune par le cornet polaire, là où les particules du vent solaire peuvent s'enfoncer profondément avant d'être repoussées. C'était la première fois, à l'exception de la Terre, qu'une telle région polaire magnétique était explorée par une sonde spatiale. Ces observations sont très importantes pour mieux connaître les magnétosphères des planètes. Celle de Neptune est la moins intense du système solaire : le long de l'équateur magnétique, là où les particules chargées sont le plus concentrées, Voyager-2 n'a trouvé que 1,4 proton ou particule plus lourde par centimètre cube, soit trois fois moins qu'autour d'Uranus et trois mille fois moins qu'autour de Jupiter. 
L'instrument ultraviolet a détecté une aurore (beaucoup plus faible que celles qui ont été observées autour des autres planètes géantes) et une légère luminescence diffuse du côté nuit de Neptune.
Caractéristiques de Neptune

Neptune

Limite où le vent solaire rencontre le milieu interstellaire ou le vent stellaire (des autres étoiles).

Héliopause

Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire, c'est-à-dire de l’ordre de plusieurs millions de degrés. Ces réactions thermonucléaires libèrent de l’énergie lumineuse qui s’oppose à la contraction de l’étoile sous sa propre gravité. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de ces deux forces et se trouve sur la séquence principale de ce qu’on appelle le diagramme de Hertzsprung-Russell.L’étoile la plus proche de la Terre est le Soleil, qui fait partie des naines jaunes. Le Soleil est une étoile assez ordinaire, dont la masse est de l'ordre de 1030 kg. Son diamètre est d’environ un million et demi de kilomètres, modeste par rapport à certaines étoiles, comme Antarès ou Bételgeuse, qui ont un diamètre des centaines de fois supérieur. Comme une étoile évolue dans le temps, en particulier lorsqu’elle quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge, son diamètre n’est pas constant dans le temps. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques, comme RR Lyrae et les Céphéides.Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESOAu début de sa vie, une étoile est majoritairement composée d’hydrogène et d’hélium, mais les réactions de fusion font évoluer sa composition chimique, et en particulier sa métallicité. Il s’agit de la quantité Z des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile, ou plus exactement celle déterminée à sa surface. Le Soleil possède une métallicité de 0,02, soit 2 % de la masse du Soleil. Ces « métaux » sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer.Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre de 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium 4He, mais aussi du deutérium 2H, suivant une réaction de fusion dite du cycle proton-proton. Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle découvert par Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker.Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © CnesIl existe ce qu’on appelle des systèmes binaires et même multiples, formés de deux ou plusieurs étoiles gravitationnellement liées et qui se déplacent généralement l’une autour de l'autre sur des orbites stables. Quand deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles peuvent faire partie d'une structure gravitationnellement liée beaucoup plus large, comme les amas ouverts, les amas globulaires et bien sûr les galaxies. Notre Voie lactée contiendrait environ 200 à 300 milliards d’étoiles selon les estimations des astronomes.La plupart des étoiles ont un âge compris entre un et dix milliards d'années. L’une des plus anciennes étoiles découvertes est l’étoile de Caffau, dont l’âge serait supérieur à 13 milliards d’années. Plus une étoile est massive, plus elles brûlent rapidement son carburant nucléaire. Les étoiles les plus massives vivent quelques millions d'années, tandis que des étoiles comme les naines rouges brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines, voire des centaines de milliards d'années.L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois celle du Soleil. Une étude de l'amas ouvert des Arches suggère que la valeur de 150 masses solaires constitue la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite proviendrait en partie de la limite d’Eddington, qui définit la luminosité maximale au-delà de laquelle une étoile est soufflée dans l’espace à cause de son propre rayonnement. Toutefois, les premières étoiles qui se sont formées après le Big Bang étaient probablement plus massives, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d’éléments plus lourds que le lithium dans leur composition.La naissance des étoilesGrâce à une multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine, Jean-Pierre Luminet et Hubert Reeves répondent à vos questions sur le site du projet Du Big Bang au vivant. © Dubigbangauvivant, ECP Productions, YouTubeLes grandes lignes de la formation des étoiles sont connues, mais lorsqu’on cherche à entrer dans les détails, les mystères s’accumulent. On sait que pour que s’amorce la formation d’une étoile, il faut qu'apparaissent des fluctuations de densité de matière qui possèdent certaines caractéristiques. Ainsi, un nuage de poussières et de molécules doit avoir, pour s’effondrer, une masse supérieure à ce que l’on appelle la masse de Jeans. Celle-ci dépend de la densité et de la température du nuage. S'il est trop chaud ou trop peu dense, la contraction gravitationnelle aboutissant à une étoile n’est pas possible. Bien souvent, lorsqu’un nuage se condense, il se fragmente en zones plus denses et plus chaudes, et c’est ainsi que des centaines d’étoiles peuvent se former presque simultanément à partir d’un seul nuage moléculaire.Ces nuages sont très froids, avec des températures de l’ordre de 10 K. Ils peuvent contenir jusqu’à un million de masses solaires et atteindre une taille de l’ordre de 150 années-lumière environ. Ils rayonnent peu, et surtout sont opaques à la lumière visible… mais pas à la lumière infrarouge.La vie et la mort des étoilesExtrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet parle de l'évolution des étoiles de type solaire et de leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © Jean-Pierre Luminet, ECP Production, YouTubeLes étoiles dont la masse est environ huit à dix fois inférieure à celle du Soleil finiront leur vie sous forme de naine blanche, et finalement de naine noire lorsqu’elles n’émettront plus de lumière (l’univers est encore trop jeune pour cela). Une naine blanche est un astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km, et un centimètre cube de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte, mais lorsqu’il fait partie d’un système binaire, vient un moment où il arrache du gaz à l’étoile voisine. Un disque d’accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovae que l'on appelle des SN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'univers et l'énergie noire.Extrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet évoque l'évolution des étoiles massives qui finiront leur vie en explosant sous forme de supernova et donneront des cadavres stellaires, comme les étoiles à neutrons ou même un trou noir. © Jean-Pierre Luminet, ECP Productions, YouTubeLes étoiles plus massives, dépassant les dix masses solaires, exploseront en donnant des supernovae SN II, laissant comme cadavres stellaires des étoiles à neutrons et parfois des trous noirs. Avant cela, elles auront le temps de synthétiser des éléments plus lourds que le carbone en allant jusqu’au fer avec des réactions thermonucléaires de plus en plus complexes. Il faut pour cela qu’une de ces étoiles dépasse en son cœur la température de trois milliards de kelvins à un moment de sa vie. La « combustion » du carbone en néon, sodium et magnésium, puis celle du néon en oxygène et enfin celle de l'oxygène en silicium, sont alors possibles. Les « cendres » de chacune de ces réactions s'accumulent au centre de l'étoile pour servir de carburant à la combustion suivante, de sorte que l'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer et une enveloppe d'hydrogène.

Étoile

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&Agrave; gauche, illustration de la sonde Cassini-Huygens ([popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition] et [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition]). Partie de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition] en 1997, le vaisseau est arriv&eacute; dans le syst&egrave;me de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] en 2004. Durant 13 ans, le vaisseau a explor&eacute; la [popupdefinition id=4547]plan&egrave;te g&eacute;ante[/popupdefinition], ses anneaux et ses [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition], r&eacute;alisant de nombreuses d&eacute;couvertes et des images extraordinaires et in&eacute;gal&eacute;es de ces mondes situ&eacute;s &agrave; 1,3 milliard de kilom&egrave;tres du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition].&copy; Nasa, ESA

Cassini explore Saturne et ses mondes

Etoile centrale du système solaire. 
Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, dont elle est distante d'environ 150 millions de kilomètres. Le Soleil est situé à 8,5 kparsecs du centre de la Voie lactée. Dans la classification des étoiles, le soleil est une étoile de type G2.
La masse du Soleil représente la majeure partie de la masse du système solaire. Elle est utilisée comme unité de masse pour les étoiles. L'énergie solaire, d'une importance capitale pour la Terre et notamment pour la vie, est produite par les réactions nucléaires qui se déroulent au coeur du Soleil. Agé d'environ 5 milliards d'années, le Soleil continuera à briller, avec une luminosité augmentant lentement, pendant une durée équivalente, avant d'évoluer en géante rouge et finalement de mourir.
Le mouvement apparent du Soleil par rapport à la Terre donne lieu aux saisons, dues à l'inclinaison du plan de l'écliptique par rapport à celui de l'équateur terrestre. 
La rotation de 27 jours du Soleil autour de lui-même a été découverte par Galilée en 1611. 
On distingue dans le Soleil diverses couches parmi lesquelles le noyau ou coeur, la zone radiative, la zone de convection, la photosphère (qui émet la majeure partie de la lumière solaire), la chromosphère et sa partie extérieure, la couronne. La densité décroît avec l'altitude, du noyau vers l'atmosphère. La température régnant dans le noyau est de l'ordre de 15 millions de kelvins. Elle décroît dans les zones radiatives et convectives. Dans la photosphère, qui constitue la surface visible du Soleil, elle est de l'ordre de 5800 K en moyenne. Dans les plus basses couches de la chromosphère, la température décroît avec l'altitude jusqu'à environ 4500 K, avant de croître à nouveau, surtout dans la zone de transition, où cette croissance est très forte sur une épaisseur réduite. La température de la couronne atteint des températures de l'ordre de 106 K. Cette température extrêmement élevée n'est pas encore totalement expliquée. 
L'atmosphère solaire est un milieu complexe constitué de plasma soumis à un champ magnétique intense, siège d'éruptions solaires et qui émet le vent solaire. Les taches solaires, qui apparaissent sombres à cause de leur température plus basse sont, comme la couronne, des radiosources. L'activité solaire liée à ces phénomènes varie de manière cyclique.
Récemment, l'héliosismologie a permis de mieux appréhender la structure interne du Soleil. La couche convective interne n'est connue que par les ondes étudiées dans cette discipline et par l'étude des neutrinos solaires, produits au cours des réactions nucléaires se déroulant dans le coeur. Le déficit des neutrinos solaires observés par rapport à ceux attendus est l'une des interrogations de l'astrophysique solaire. 
L'observation du spectre solaire s'effectue grâce à des spectrohéliographes. Ce spectre comprend des raies, connues depuis Fraunhofer (1814), qui signalent la présence d'hydrogène et d'hélium principalement et d'une soixantaine d'autres éléments. Il comprend également des bandes qui trahissent la présence de molécules dans l'atmosphère solaire.

Soleil

L'ESA (European Space Agency) est l'Agence spatiale européenne. Equivalent de la NASA en Europe. 
L'Agence spatiale européenne représente pour l'Europe une porte d'accès à l'espace. Sa mission consiste à façonner les activités de développement des capacités spatiales européennes et à faire en sorte que les citoyens européens continuent à bénéficier des investissements réalisés dans le domaine spatial. 
L'ESA compte 18 États membres. En coordonnant les ressources financières et intellectuelles de ses membres, elle peut entreprendre des programmes et des activités qui vont largement au-delà de ce que pourrait réaliser chacun de ces pays à titre individuel. 
Que fait l'ESA ?
L'ESA a pour mission d'élaborer le programme spatial européen et de le mener à bien. Les projets de l'Agence sont conçus pour en apprendre davantage sur la Terre, sur son environnement spatial immédiat, sur le système solaire et sur l'Univers ainsi que pour mettre au point des technologies et services satellitaires et pour promouvoir les industries européennes. L'ESA travaille également en étroite collaboration avec des organisations spatiales hors d'Europe de manière à ce que les bienfaits de l'espace profitent à l'humanité entière. 
Qui fait partie de l'ESA ?
Les 18 États membres de l'ESA sont l'Autriche, la Belgique, la République tchèque, le Danemark, la Finlande, la France, l'Allemagne, la Grèce, l'Irlande, l'Italie, le Luxembourg, les Pays-Bas, la Norvège, le Portugal, l'Espagne, la Suède, la Suisse et le Royaume-Uni. La Roumanie deviendra membre de l'ESA en 2011. De plus, la Hongrie, la Pologne, l’Slovénie et l’Estonie sont des États européens coopérant avec l’ESA. Le Canada participe à certains projets de l'ESA au titre d’un accord de coopération. 
Comme il ressort de cette liste, tous les pays membres de l'Union européenne ne sont pas membres de l'ESA et inversement tous les États membres de l'ESA ne sont pas membres de l'UE. L'ESA est une organisation entièrement indépendante bien qu'elle entretienne des relations étroites avec l'UE en vertu d'un accord-cadre conclu entre les deux organisations. L'ESA et l'UE partagent une même stratégie européenne pour l'espace et élaborent ensemble une politique spatiale européenne. 
En 2011, son budget s'est élevé à 4 milliards d'euros. Bien moins que sa consœur la NASA. 
Tout savoir sur l'ESA >

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Transport&eacute; par Cassini, Huygens a fait le voyage de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition] jusqu'&agrave; [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] avec la sonde spatiale. D&eacute;but 2005, le module plongeait dans l'&eacute;paisse [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3709]Titan[/popupdefinition], la plus grande [popupdefinition id=2550]lune[/popupdefinition] de Saturne, pour se poser sur son sol glacial. Un rendez-vous historique qui a permis aux [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] de faire plein de d&eacute;couvertes et de mieux conna&icirc;tre ce monde.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], ESA

Plongée dans l’atmosphère de Titan

Chargé d’étudier l’origine et l’évolution de l’univers, ainsi que des objets et des phénomènes qui le constituent, l’astronome peut se spécialiser dans différentes branches de son métier : la mécanique céleste, l’astrométrie (qui consiste à mesurer la position des astres dans le ciel) ou encore l’astrophysique. Il étudie les corps célestes et les systèmes plus vastes en s’intéressant à leur mouvement, leur lumière, leur composition, leur histoire et leur évolution. Soleil, comètes, étoiles, matière interstellaire, galaxies, planètes, nébuleuses, supernovae… Le champ d’étude est aussi vaste que l’univers !Pour mener à bien ses observations, il peut se déplacer sur le terrain dans le cadre de missions mais passe la majorité de son temps dans son laboratoire à analyser et interpréter les données recueillies grâce aux sondes spatiales, aux satellites, aux télescopes ou autres instruments d'observation et de mesure à sa disposition. Les observatoires sont généralement situés loin des pollutions lumineuses que constituent les villes et se positionnent dans les déserts ou à haute altitude.Scientifique de terrain mais aussi chercheur, l’astronome publie ses recherches dans des revues spécialisées et partage ses connaissances avec l’ensemble de ses confrères au niveau international. Il participe également à des colloques et peut tenir des conférences.L'astronome peut être principalement observateur, s'occupant alors de l'acquisition et du traitement des données. S’il est astronome théoricien, il va chercher à établir des théories ou modèles mathématiques ou physiques afin d’interpréter les données observées. L’astronome peut également participer à l’amélioration ou la création d’instruments de mesure astronomiques.S’il est enseignant-chercheur, l’astronome donnera des cours en université.Aujourd’hui les métiers d’astronome et d’astrophysicien tendent à se confondre.Découvrez les meilleures offres de formation dès maintenant Les principales compétences et qualités à avoir L’astronome requiert des compétences et qualités propres aux chercheurs :maîtriser les instruments de mesures et d’observation ;être aussi à l’aise en observation sur site qu’en analyse en laboratoire ;savoir interpréter les résultats obtenus à l’aide de modèles issus des mathématiques, de la physique et de la chimie ;savoir émettre, confronter et vérifier des hypothèses et théories ;maîtriser l’anglais ;publier ses résultats de recherches et participer à des colloques internationaux ;aimer le travail en équipe ;assurer une veille scientifique et technologique ;être organisé, passionné et avoir le sens de l’observation.L’astronome peut exercer au sein d’un observatoire, que ce soit en France ou à l’étranger. Une des missions de l’astronome : l’observation de nuit, sur le terrain, ici à l’Observatoire du Pic du Midi. © Alain Sallez, picdumidi.org. Les conditions de travail d'un astronomeSur le terrain, l’astronome ne compte pas vraiment ses heures. Il peut travailler de jour comme de nuit, sur le terrain pour réaliser ses observations ou en laboratoire pour en éplucher les fruits. C'est dans les laboratoires de physique, d'astronomie ou d'astrophysique que s'effectue l'essentiel de son travail, ceux-ci étant souvent rattachés à des observatoires. Grâce aux puissants instruments de mesures, l’astronome a accès à de nombreuses données sans avoir forcément à se déplacer. Il peut néanmoins se rendre à l’étranger dans le cadre de missions d’observation ou alors, et c’est plus courant, pour assister à des colloques ou conférences. Il faut dans ce cas avoir une bonne condition physique car les observatoires sont généralement situés en altitude ou dans des lieux reculés tels que les déserts et donc soumis à des conditions difficiles. Sachez par ailleurs qu’il y a très peu de postes d’astronomes en France. La concurrence est donc féroce et les possibilités d’emplois sont rares. Comment devenir astronome ? Un bac + 8 voire + 11 est demandé pour exercer le métier d’astronome. Voici quelques diplômes possibles :Master Sciences et technologies, mention astronomie, astrophysique et sciences de l’espace, spécialité astronomie et astrophysique ;Master Sciences de l’univers et techniques spatiales ;Master Astrophysique, sciences de l’espace et planétologie ;Master Physique, option Astrophysique ;Grandes écoles ou écoles d’ingénieurs spécialisées en optique ou physique ;Doctorat puis postdoctorat.Le salaire d’un astronomeSelon son statut, un astronome débutant percevra une rémunération brute comprise entre 1700 et 2500 euros.En observatoire ou à l’université, un astronome maître de conférences gagne par exemple aux alentours des 2100 euros à ses débuts.Au CNRS, un ingénieur débutant gagne environ 1700 euros et finit sa carrière avec un salaire brut mensuel de 4000 euros. Les perspectives d’évolution d’un astronomeUn astronome maître de conférences peut évoluer vers un poste de professeur des universités. Quant au chargé de recherche, il peut à terme devenir directeur de recherche. Un astronome évolue surtout grâce à la publication d’articles scientifiques et à la participation à des colloques internationaux. C’est comme ça qu’il se fait connaître et repérer. Entreprises qui emploient des astronomesCNRS ;observatoires en France et à l’étranger ;universités.Accédez aux meilleures offres de formation

Astronome

Titan (Saturne VI) a été découvert par Huygens en 1655. Sa période de révolution est de 16 jours. 
Titan possède une atmosphère opaque qui nous empêche d'apercevoir le sol. La pression atmosphérique au sol doit être de 1,5 bar (1,5 fois la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer).
La sonde Huygens s'est posée à sa surface le 14 janvier 2005. Elle a permis de prendre des photos exceptionnelles et de commencer à percer les secrets de ce satellite de Saturne.

Titan

L’atmosphère est, au sens large, une couche gazeuse qui enveloppe certains astres. La Terre ainsi que d’autres planètes ou les étoiles en sont pourvues. Une atmosphère peut contenir des particules en suspension (poussières, aérosols, etc.) ou atteindre des températures très élevées, comme c’est le cas pour les étoiles, engendrant alors une émission de lumière.Composition de l'atmosphère terrestreL’atmosphère terrestre est la partie la plus proche du sol de la Terre. C'est une couche de gaz qui entoure le globe maintenue par la force gravitationnelle et qui l'empêche de se disperser dans l'univers. Elle correspond à la couche de gaz et de particules qui entoure notre planète. L’air, inodore et incolore, se compose très majoritairement de diazote (78 %), de dioxygène (21 %) et d’autres gaz, dont l’argon et le dioxyde de carbone. Ceux-ci, cumulés aux particules en suspension, jouent un rôle fondamental dans le maintien de la vie : absorption partielle du rayonnement ultraviolet, tampon thermique ou réchauffement de la surface par effet de serre. Ainsi, entre le jour et la nuit, les températures fluctuent peu. Autre gaz, la vapeur d'eau peut se modifier et contenir aussi bien des éléments liquides tels que les embruns, la pluie…) ou solides tels que les grêlons, flocons de neige, particules de poussières. L'atmosphère transporte également des corps étrangers, résultant de l'activité humaine (pesticides, oxydes d’azote…) ou de processus naturels (pollens, particules issues d'éruption volcanique).L'atmosphère terrestre. © meteotek08, Flickr, Wikimedia Commons, CC by-sa 2.0Les couches de l'atmosphère terrestreSa limite est difficile à déterminer car il n’existe pas de frontière nettement dessinée. La Fédération aéronautique internationale a placé la frontière entre l'atmosphère et l'espace à 100 km et a baptisé cette limite Ligne de Kármán.Néanmoins, l’atmosphère terrestre se compose de plusieurs couches :
la troposphère, présente au niveau du sol jusqu’à une dizaine de kilomètres d’altitude et concentrant la majeure partie de la masse de l’air et des phénomènes météorologiques ;
la stratosphère, qui compose le niveau supérieur, jusqu’à 50 km d’altitude, et héberge la couche d’ozone, absorbant une grande partie du rayonnement solaire ;
la mésosphère, située entre 50 et 80 km d’altitude ;
la thermosphère, jusqu’à 800 km d’altitude ;
l’exosphère, qui se poursuit jusqu’à 50 000 km d’altitude, avec une densité gazeuse très faible.
L’atmosphère comme unité de pressionEn métrologie, symbolisée atm, l’atmosphère peut aussi désigner une unité de pression non incluse dans le système internationale. Elle équivaut à la pression atmosphérique normale au niveau de la mer, soit 101 325 pascals (Pa).

Atmosphère

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&Agrave; gauche, illustration de [popupdefinition id=3607]New Horizons[/popupdefinition] survolant [popupdefinition id=3691]Pluton[/popupdefinition]. Situ&eacute;e &agrave; plus de 4,5 milliards de kilom&egrave;tres de la Terre, la [popupdefinition id=5149]plan&egrave;te naine[/popupdefinition] n'avait encore jamais &eacute;t&eacute; visit&eacute;e par une sonde spatiale. Le 14 juillet 2015, New Horizons nous d&eacute;voilait enfin le vrai visage de Pluton et de son compagnon [popupdefinition id=3692]Charon[/popupdefinition]. Des images &agrave; couper le souffle qui ont r&eacute;v&eacute;l&eacute; une grande diversit&eacute; g&eacute;ologique.&nbsp;New Horizons fonce d&eacute;sormais vers Ultima Thule, un objet de la [popupdefinition id=3865]Ceinture de Kuiper[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], SwRI, JHUAPL

New Horizons dévoile Pluton

L'Union Astronomique Internationale (IAU) a ainsi défini l’appellation de Planète naine :
Être en orbite autour du Soleil (ce qui exclut les satellites d’autres planètes) ;Posséder une masse suffisante pour que sa force de gravitation l’emporte sur les forces de cohésion et le maintienne en équilibre hydrostatique (sous une forme presque sphérique) ;Ne pas avoir fait place nette dans son voisinage orbital.
Adoptée le 24 août 2006, cette appellation se justifie par les nombreuses polémiques qui se sont produites au sujet du classement de certaines planètes, telle Pluton, qui se différenciaient mal des plus gros astéroïdes. Sont aujourd’hui (février 2015) considérées comme planètes naines cinq astres, soit, en ordre décroissant de taille, Éris (transneptunien), Pluton (ancienne planète), Cérès (dans la ceinture d'astéroïdes principale), Makémaké et Hauméa (objets de la ceinture de Kuiper).
Parmi les planètes naines, l'IAU a défini les plutoïdes, qui sont au-delà de l'orbite de Neptune. Pour le moment (février 2015), n'en font partie que Cérès , Pluton, Éris et Makémaké.

Planète naine

La ceinture de Kuiper s’étend aux confins du Système solaire, au-delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et 55 UA (1 UA correspond à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil). Outre Pluton, au moins trois autres planètes naines occupent cette région peuplée de centaines de milliers de corps glacés de plus de 100 km et de plusieurs milliards de comètes (leur période orbitale est d'environ 200 ans). Leur origine date de la formation de notre Système solaire, il y a près de 4,6 milliards d’années.
Une vue de la ceinture de Kuiper avec quelques-unes de ses planètes naines ainsi que la trajectoire de la sonde New Horizons. © Nasa, JHUAPL, SwRI, Alex Parker
Premières découvertes dans la ceinture de Kuiper
La ceinture de Kuiper doit son nom à Gerard Kuiper qui avait prédit son existence en 1951. Les premières preuves furent apportées en 1992, plus de 18 ans après sa mort, avec la mise en évidence de 1992QB1, premier objet de Kuiper découvert (KBO pour Kuiper Belt Object).
La ceinture de Kuiper garderait la trace d'une cinquième planète géante
Le plus célèbre de tous les corps de la ceinture de Kuiper est bien sûr Pluton. Le 14 juillet 2015, l’humanité découvrait enfin à quoi ressemble l’ex-neuvième planète du Système solaire devenue planète naine en 2006 et aussi son compagnon Charon et leurs petits satellites. La sonde New Horizons qui a fait le voyage, vogue désormais vers l’objet de Kuiper 2014 MU69 qu’elle survolera le 1er janvier 2019. Ce sera une première.
Planète X : à quoi ressemble la neuvième planète du Système solaire ?

Ceinture de Kuiper

La mission New Horizons est la première du programme d’exploration planétaire New Frontiers de la Nasa, avec Juno et Osiris-Rex. D’une masse de 478 kg au départ, la sonde embarque plusieurs instruments scientifiques (30 kg en tout) dont des spectromètres dans l’infrarouge et le visible (MVIC et Leisa, regroupés dans l’instrument Ralph), un imageur couleur et panchromatique (Lorri) et d’autres instruments capables de mesurer les particules chargées et la poussière environnante.Son énergie lui vient d’un générateur thermoélectrique à radioisotope. Du plutonium naturellement radioactif produit de la chaleur qui est convertie (en partie) en électricité.New Horizons a été lancée par une fusée Atlas V-551 le 19 janvier 2006, depuis le pas de tir du Centre spatial Kennedy, en Floride. Sa vitesse d’injection sur l’orbite est la plus élevée pour une sonde après son départ de la Terre : 16,26 km/s (58.536 km/h) par rapport à notre planète et 45 km/s (162.000 km/h) par rapport au Soleil (puisque s’y ajoute la vitesse de la Terre). Elle a atteint l’orbite de la Lune en 9 heures (3 jours pour les missions Apollo) puis Jupiter en 13 mois (6 ans pour Galileo). La vitesse a diminué ensuite continûment.Le périple de New Horizons à travers le Système solaire pour rejoindre Pluton en 2015. © Nasa, JHUAPLDe la Terre à Pluton, neuf ans et demi de voyageLe passage près de Jupiter, en février 2007, a été l’occasion d’observations scientifiques et d’une assistance gravitationnelle, qui a augmenté la vitesse héliocentrique de 3,83 km/s, de 17 à 21 km/s (soit 75.600 km/h). La vitesse a continué à baisser ensuite et l’engin humain le plus rapide actuel reste Voyager 1 (qui a bénéficié de quatre assistances gravitationnelles).La sonde a ensuite poursuivi sa croisière interplanétaire vers Pluton avec 18 périodes d’hibernation et des mesures de poussières interplanétaires grâce à l’instrument VBSDC (Venetia Burney Student Dust Counter). Le survol de Pluton a été effectué comme prévu le 14 juillet 2015, à 12.500 km de distance, de même que celui de Charon, à 28.800 km. Les autres satellites, Nix, Hydre, Kerbéros et Styx, découverts peu avant et après le départ de la sonde, ont été observés de loin mais n’ont pas fait l’objet d’expériences spécifiques.New Horizons a pu effectuer une cartographie de la surface de Pluton et de Charon durant son approche et ensuite, durant les quelques jours suivant son éloignement. Lors des survols de Pluton et de Charon, un seule moitié de chacun de ces deux corps a pu être observée avec la meilleure résolution. La fine atmosphère de Pluton été observée au moment d’une occultation du Soleil (en UV, avec l’instrument Alice) et, grâce à un signal radio envoyé de notre planète, d’une occultation de la Terre (expérience Rex). Elle a également étudié la perte de cette atmosphère et ses interactions avec le vent solaire local (instruments Swap et Peppsi).Avec un débit de 1.000 bits/s à 4.000 bits/s dans le meilleur des cas, le téléchargement vers la Terre des premières images recueillies le 14 juillet a pris 2 mois. Le retour de toutes les données dura 16 mois et s’est achevé en novembre 2016.Pluton et Charon photographiés par New Horizons lors de sa visite historique le 14 juillet 2015. © Nassa, SwRI, JHUAPLPluton et Charon révélées par New HorizonsLes données recueillies ont montré un nouveau visage de Pluton et de Charon, tous deux plus actifs qu’on ne le pensait. Sur Pluton, le relief est varié et des glaces forment des surfaces semblant très jeunes (car dépourvues de cratères). Le cas le plus spectaculaire est celui de la plaine Spoutnik, dans la région Tombaugh (le « cœur » de Pluton, devenu célèbre), où sont visibles des structures polygonales.La sonde continue son chemin au sein de la ceinture de Kuiper vers une cible, qui a été choisie en octobre 2015. Découvert en 2014 par le télescope Hubble et provisoirement baptisé 2014 MU69 (surnommé Ultima Thulé en 2018), cet objet de Kuiper sera à 43,4 UA (unités astronomiques), soit quelque 6,5 milliards de kilomètres du Soleil, lors de son survol par New Horizons, le premier janvier 2019. Ce corps d'environ 25 kilomètres de long pourrait être double.La mission prendra fin, en principe, en 2020, mais la sonde aura suffisamment d’énergie pour continuer à fonctionner encore quelque temps. New Horizons, dont la vitesse est supérieure à celle de la libération du Soleil à cette distance, poursuivra ensuite sa route et finira par quitter le Système solaire.

New Horizons

Charon est la plus grosse lune de Pluton. Elle a été découverte le 22 juin 1978 par l’astronome américain James Christy, lorsque ce dernier a remarqué des protubérances anormales sur des images de Pluton, qui apparaissaient de façon régulière – tous les 6,4 jours – d’un côté et de l’autre de la planète naine, anciennement neuvième planète de notre Système solaire. C’est la première lune de Pluton découverte, sachant que le système plutonien comporte quatre autres satellites. 
Charon est un cas à part sur bien des aspects. Elle tourne autour de Pluton en 6,4 jours terrestres, mais les deux corps orbitent autour d’un centre de gravité commun. D’autre part, Charon mesure presque la moitié de la taille de Pluton et fait un huitième de sa masse. Dans notre Système solaire, c’est le satellite naturel le plus gros par rapport au corps principal qu’il orbite. Ce qui fait dire à certains astronomes que Pluton et Charon forment un couple de planètes naines.
Cette image composite a été réalisée avec les données fournies par la sonde New Horizons qui a survolé le système plutonien en juillet 2015. La sombre et grisâtre Charon, en haut à gauche, se cache timidement derrière Pluton. © Nasa, JHUAPL, SwRI
Une lune glacée encore bien mystérieuse
Pluton et Charon sont encore plus proches qu’on l’imagine, physiquement et symboliquement. Seuls 19.600 km environ les séparent. Elles sont de plus liées par un phénomène de rotation synchrone exceptionnel : elles se montrent mutuellement toujours la même face. Pluton et sa lune partagent également une histoire commune dans la mythologie grecque : Charon navigue sur le Styx, transportant sur sa barque les âmes à destination des Enfers, dont Pluton est le dieu (équivalent d' Hadès dans la mythologie romaine).
Comme Pluton, Charon est un corps glacé. Elle est constituée majoritairement de glaces de méthane et d’azote. Elle pourrait posséder également de la glace d’eau, ainsi qu’un cœur rocheux. Aucune sonde ne s’est posée à sa surface, mais des télescopes terrestres ainsi que le télescope spatial Hubble l’ont observée, révélant sa surface grisâtre et la présence possible d’une forme de cryovolcanisme. La sonde New Horizons, affectée à l’étude du système plutonien et des corps de la ceinture de Kuiper, a survolé Charon en 2015. Elle a acquis des images plus détaillées de sa surface et des informations sur sa topographie. Charon est notamment déchirée par un canyon monstrueux s’étendant sur 700 km, plus long que le Grand Canyon.
L’origine de Charon n’est pas encore établie. Les astronomes ont deux théories. La première suppose que la lune a été formée il y a 4,5 milliards d’années par accrétion des débris d’impact suite à la collision entre Pluton et un autre corps de la ceinture de Kuiper. La seconde veut qu’une collision se soit produite entre les jeunes Pluton et Charon encore en formation, sans pour autant provoquer leur destruction.

Charon

Pluton
À sa découverte par Clyde Tombaugh en 1930, Pluton a été considérée comme la neuvième planète du Système solaire. Mais, dès la fin du XXe siècle, d'autres objets assez similaires ont été découverts, dont notamment Eris, qui le dépassait légèrement en taille. Il est bien rapidement apparu que ces petits corps, dont il en reste encore beaucoup à découvrir, ne présentaient pas les caractéristiques permettant de les classifier parmi les planètes à part entière et l'Union Astronomique Internationale (UAI) a été amenée à redéfinir la notion de planète en août 2006.
C'est ainsi qu'a été créée la catégorie de planètes naines, dont font à présent partie Pluton, Eris et Cérès. Sur sa lancée, l'UAI a fort logiquement décidé de rendre les honneurs à Pluton en en faisant le prototype d'une nouvelle catégorie d'objets transneptuniens : les plutoïdes.
Suite à ces modifications, le Système solaire a vu le nombre de ses planètes réduit à huit. Quant à Pluton, elle s'est vu attribuer le numéro 134.340 dans le catalogue des objets mineurs.
Généralités
Même au voisinage de son périhélie, Pluton a un diamètre apparent de l'ordre de 0,2 seconde d'angle, inférieur à la limite de résolution de la plupart des télescopes terrestres. Sur les plaques photographiques impressionnées au foyer, il apparaît donc comme un point faiblement lumineux noyé parmi les vingt millions d'étoiles qui, sur la voûte céleste, sont au moins aussi brillantes que lui. Seul son mouvement révèle Pluton : quand on compare deux photographies du même champ d'étoiles prises à plusieurs heures d'intervalle, on constate qu'un point lumineux s'est déplacé par rapport aux étoiles du champ (au moment de l'opposition, le mouvement peut atteindre 1 seconde d'angle par jour). C'est en utilisant cette méthode de comparaison que Clyde William Tombaugh identifia Pluton le 18 février 1930.
Comme les autres planètes, elle reçut un nom provenant de la mythologie grecque : Pluton. Le nom a été proposé, via un astronome britannnique, par une jeune Anglaise de 11 ans, Venetia Burney, décédée en 2009 et qui a rencontré une partie de l'équipe de New Horizons (un des instruments porte son nom). La dénomination a été retenue parce qu'elle fait référence au dieu des enfers et aux initiales de sir Percival Lowell, l'astronome amateur qui en avait entrepris la recherche sur la base des perturbations constatées dans les orbites d'Uranus et de Neptune dès 1894. Décédé en 1916, il avait laissé en héritage une part importante de son immense fortune personnelle afin de poursuivre les travaux de recherche, et surtout l'observatoire de Flagstaff, en Arizona, où eut lieu la découverte de Pluton et qui est toujours consacré à cette région du Système solaire.
Des mesures ultérieures ont infirmé l'origine mathématique de la découverte de Pluton, car non seulement sa masse était beaucoup trop faible pour perturber de façon notable les mouvements d'Uranus et de Neptune mais de plus, ceux-ci avaient été largement surestimés suite à des erreurs d'observation. Il apparaît donc que la découverte était le pur fruit du hasard, mais que des erreurs de calcul avaient conduit les astronomes à chercher au bon endroit !
Physique de Pluton
Vue de la Terre, Pluton se réduit à quelques pixels de large sur les images du télescope spatial Hubble et son étude a été ardue. En 1976, des observations spectroscopiques révèlent que la surface de Pluton est recouverte, au moins partiellement et peut-être même en totalité, de méthane gelé. En 1978, on lui découvre un satellite, Charon. Entre 1979 et 1995, le diamètre et la masse de Pluton sont correctement mesurés : avec 2.300 kilomètres de diamètre, ce planétoïde est plus petit que la Lune et sa masse cinq cents fois plus faible que celle de la Terre. En 1988, l'observation d'une occultation d'étoile par Pluton met en évidence son atmosphère. Durant les années 1980, des occultations de Pluton par Charon ont permis de construire une carte bien plus détaillée que les clichés bruts de Hubble. Jusqu'au survol de la planète par New Horizon en juillet 2015, elles sont restées durant trois décennies les meilleures images de Pluton. Elles montraient déjà une surface contrastée, avec des zones couvertes de glace (méthane et azote principalement) et des régions sombres, dont on soupçonnait déjà la nature organique (des molécules à base de carbone, donc).
Pluton effectue une révolution autour du Soleil en 248 ans sur une trajectoire qui n'est ni circulaire ni située dans le plan de l'écliptique, inclinée à 17 degrés. Cette inclinaison exceptionnelle l'amène à s'écarter du plan de l'écliptique de 1,25 milliard de kilomètres, soit approximativement la valeur de la distance Soleil-Saturne. L'excentricité de cette orbite (0,25) amène Pluton à pénétrer à l'intérieur de celle de Neptune, ce qui s'est produit entre 1989 et 1999.
Neptune et Pluton, bien que leurs orbites semblent se croiser, n'entreront cependant jamais en collision car la différence des plans d'inclinaison de leurs orbite est telle qu'elle laisse une très grande marge de sécurité, les deux corps ne pouvant s'approcher à moins de 2,5 milliards de kilomètres.
Non seulement le périhélie de Pluton est éloigné de l'orbite de Neptune, mais les mouvements de Pluton et de Neptune sur leurs orbites sont synchronisés de telle manière que, au moment où Pluton passe au périhélie, Neptune est situé sur son orbite à plus de 60 degrés par rapport au Soleil. La période moyenne du mouvement de Pluton autour du Soleil est exactement égale à 1,5 fois celle de Neptune, ce qui signifie que tous les 495 ans (temps au bout duquel Neptune a effectué trois révolutions autour du Soleil, et Pluton deux) les deux planètes se retrouvent dans la même position relative. Au moment où Neptune, dans son mouvement sur son orbite, dépasse Pluton, celle-ci est à l'aphélie. Ce synchronisme n'est évidemment pas accidentel, il s'agit d'un phénomène dynamique appelé résonance stable.
De tels effets de résonance jouent un rôle essentiel dans le mouvement des planètes et des satellites du système solaire, et permettent d'en expliquer en grande partie la configuration actuelle. Les planètes et leurs principaux satellites ont des mouvements tels que tout risque de collision est nul. Si une petite force perturbatrice était actuellement exercée sur Pluton pour l'amener à modifier son mouvement autour du Soleil, la résonance avec Neptune la ramènerait dans l'état de résonance actuel. Si, dans un passé lointain, Pluton était sur une orbite non résonante proche de l'orbite actuelle, la force perturbatrice de Neptune a changé son orbite jusqu'à la verrouiller pour toujours dans l'état actuel de résonance.
Les observations dans le domaine infrarouge ont permis d'identifier la présence de méthane à la surface de Pluton. Elles semblent indiquer que la surface de la planète est sombre et rougeâtre à l'équateur et que des zones polaires sont recouvertes de glace de méthane. La brillance de ces calottes polaires évolue à mesure que la distance au Soleil varie. Des phénomènes saisonniers liés à la sublimation des glaces chauffées par le Soleil se développent à la surface de Pluton. En revanche, la surface de Charon ne semble pas recouverte de méthane, mais de glace d'eau. 
L'observation de l'occultation d'une étoile de douzième magnitude par Pluton le 9 juin 1988, puis deux autres, survenues en juillet et en août 2002 (cette dernière ayant été vue de l'observatoire d'Hawaï) a mis en évidence une atmosphère autour de Pluton, qui semble composée de méthane ainsi qu'un gaz plus lourd (peut-être de l'oxyde de carbone ou de l'azote). La pression atmosphérique à la surface n'atteint qu'un cent-millième de la pression atmosphérique terrestre. Les caractéristiques de l'atmosphère de Pluton varient dans d'importantes proportions au cours des saisons, la pression étant maximale au périhélie suite à la vaporisation des gaz et pouvant se réduire d'un facteur dix à l'aphélie.
Satellites
Charon a été découvert en 1978. Son diamètre est la moitié de celui de Pluton, et le barycentre des deux corps se trouve au-delà de la surface de Pluton, à un peu plus de deux rayons plutoniens.
L'orbite de Charon est inclinée de 118° par rapport à celle de Pluton dans son mouvement autour du Soleil. Au cours de son mouvement autour de Pluton, Charon passe devant et derrière la planète. Ces éclipses et occultations, observées depuis 1985, ont permis de mesurer les diamètres de ces deux corps ainsi que leurs pouvoirs réflecteurs. Charon gravite à environ 19.000 kilomètres de Pluton et son diamètre accuse environ 1.190 kilomètres. La période de révolution du satellite (6,387 jours) est égale à sa rotation mais aussi à la période de rotation de Pluton. En d'autres termes, Charon est immobile dans le ciel de Pluton (comme la Terre dans le ciel de la Lune) et présente toujours la même face à Pluton (comme la Lune dans le ciel de la Terre). Et réciproquement : les deux corps se font donc face comme deux danseurs qui tournent en regardant dans les yeux.
L'albédo de Pluton est de l'ordre de 50 % et celui de Charon de 37 %. Ces deux corps ont une densité de l'ordre de 2.
Deux satellites plus petits, nommés Hydre et Nix (connus jusqu'en juin 2006 par leurs désignations provisoires S/2005 P 1 et S/2005 P 2), ont été découverts en 2005. En 2011 et 2012, deux autres satellites ont été repérés (de nouveau par Hubble dans le cadre d'observations menées pour préparer le survol par la sonde New Horizons), et baptisés Kerbéros (nom grec de Cerbère) et Styx.
Exploration
La sonde américaine New Horizons, lancée le 19 janvier 2006, est le seul engin à avoir survolé Pluton. Après avoir bénéficié d'une assistance gravitationnelle au large de Jupiter, elle a frôlé Pluton et Charon le 14 juillet 2015, après un voyage de 6,4 milliards de kilomètres. Les observations, débutées en février 2015, se sont sont poursuivies jusqu'aux premières semaines après le survol. Les instruments d'imagerie, de spectrométrie et de mesures des particules chargées ont permis de caractériser la surface de Pluton et de Charon, d'étudier l'atmosphère de Pluton (composition, interactions avec le vent solaire et taux d'évasion).
Pluton s'est révélée très contrastée, couverte de glaces d'azote, de méthane et de monoxyde de carbone, avec un substrat constitué de glace d'eau. Elle s'avère également plus active que prévu avec des mouvements de glaces. Son atmosphère s'étend loin au-dessus de la surface et a paru stratifiée en deux couches au moment du survol.
Après le téléchargement complet des données, qui dura 16 mois, la sonde a été dirigée vers un objet de la ceinture de Kuiper, identifié pour l'instant par son code (486958) 2014 MU69, ou plus simplement MU69. Le survol, à environ 12.000 km de la surface, est prévu le premier janvier 2019. Un second objet de Kuiper pourrait peut-être être survolé ensuite.
Caractéristiques
Demi-grand axe en unités astronomiques (UA) : 39,54470 Demi-grand axe en km : 5.915.803.000 Excentricité de l'orbite : 0,2488 Inclinaison sur l'écliptique : 17,1422 °Période de révolution sidérale : 247 ans et 362 joursAnnée plutonienne (tropique) : 248 ans 7 jours 7,32 heuresPériode de rotation : 6,387 joursVitesse orbitale : 4,67 km/s en moyenne (de 3,71 à 6,10 km/s)Diamètre apparent équatorial à la plus petite distance de la Terre (valeur maximale) : 0,1" Diamètre en km : 2.368 km Diamètre équatorial (Terre=1) : 0,1874 Magnitude visuelle à l'opposition : 15,1 Masse (Soleil=1) : 1/156.000.000 Masse (Terre=1) : 0,00218 Masse Pluton+Charon (Soleil=1) : 1/135.000.000 Masse Pluton+Charon (Pluton=1) : 1,156 Densité (eau=1) : 1,73 Gravité à la surface (Terre=1) : 0,06 Vitesse de libération : 1.220 m/s Réflectivité (albédo géométrique) : 0,3 Température de surface : -236 °C Atmosphère : très ténue, azote et méthane Nature de la surface : eau, méthane, azote et monoxyde de carbone gelés ; matière organique.

Pluton

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Mars Science Laboratory (MSL) alias Curiosity, avant et apr&egrave;s sa conception. D&eacute;barqu&eacute; sur Mars en ao&ucirc;t 2012, le [popupdefinition id=2591]rover[/popupdefinition] continue son exploration du crat&egrave;re Gale, lequel, comme il l'a montr&eacute;, &eacute;tait un ancien lac. Il gravit le mont Sharp (au centre du crat&egrave;re), toujours dans le cadre de son enqu&ecirc;te sur le pass&eacute; de la Plan&egrave;te rouge.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], JPL-Caltech, MSSS

Curiosity enquête sur le passé de Mars

C'est une sonde qui est capable de se déplacer sur un astre. Par exemple Opportunity (2004), Spirit (2004) et Sojourner (1997) sont des rovers qui ont roulé sur Mars.

Rover

La Nasa (National Aeronautics and Space Administration) est une agence gouvernementale américaine, chargée d’exécuter le programme spatial civil. Aujourd’hui encore, elle est considérée comme un leade...

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Vesta (&agrave; gauche) et [popupdefinition id=3864]C&eacute;r&egrave;s[/popupdefinition] (&agrave; droite) furent les deux [popupdefinition id=851]astres[/popupdefinition] que [popupdefinition id=4260]Dawn[/popupdefinition] a explor&eacute;s. Propuls&eacute;e par un [popupdefinition id=878]moteur ionique[/popupdefinition], la sonde de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition] fut la premi&egrave;re de l'histoire &agrave; pouvoir rejoindre deux corps distants. [popupdefinition id=4261]Vesta[/popupdefinition] et C&eacute;r&egrave;s, v&eacute;ritables [popupdefinition id=1091]fossiles[/popupdefinition] de la formation du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition], sont les deux plus gros objets de la Ceinture d'[popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition].Dawn a achev&eacute; sa mission d&eacute;but novembre 2018. La moisson d'observations, mesures et d&eacute;couvertes est consid&eacute;rable.&copy; Nasa, JPL-Caltech, UCLA, MPS, [popupdefinition id=2570]DLR[/popupdefinition], IDA

Vesta et Cérès dévoilées par la sonde Dawn

Un astéroïde est un corps céleste composé de roches et de métaux, dont la taille peut aller de quelques centimètres à plusieurs kilomètres. Contrairement à ce que l’on pense, il n’erre pas de façon erratique dans l’espace, mais tourne autour d’une étoile. La naissance des astéroïdes remonte aux origines de notre Système solaire, il y a 4,56 milliards d’années. L’hypothèse la plus communément admise aujourd’hui est qu’ils résultent de fragments de roche qui n’ont pas pu s’agglomérer pour former une planète, en raison notamment de l’influence de Jupiter. Les astéroïdes sont parfois appelés planète mineure.
Comète, météorite, astéroïde, étoile filante : quelle est la différence ?
Les familles d'astéroïdes
Le premier astéroïde, Cérès, a été découvert en 1801 par Giuseppe Piazzi, alors directeur de l’observatoire de Palerme, en Sicile (Cérès est à présent considérée comme une planète naine). Depuis, on en a dénombré plus de 523.000, dont la majorité se situe dans la zone comprise entre Mars et Jupiter, appelée la ceinture d’astéroïdes (ou ceinture principale). D’autres astéroïdes sont découverts en dehors de cette zone, soit parce qu’ils possèdent une orbite qui les fait s’éloigner de la ceinture principale, soit parce qu’ils sont dans une autre zone du Système solaire.
On distingue notamment :
Les Troyens, qui circulent sur l’orbite de planètes, la plupart autour de Jupiter mais Mars, Uranus et Neptune en possèdent également quelques-uns.Les Centaures, généralement de petite taille, qui tournent autour du Soleil entre les orbites de Jupiter et de Neptune.Les transneptuniens, qui circulent sur une orbite très excentrique. On retrouve dans cette catégorie les astéroïdes de la Ceinture de Kuiper, une zone annulaire à l’instar de la Ceinture d’astéroïdes mais 20 fois plus étendue. 
Les astéroïdes géocroiseurs (Near-Earth Objects ou NEA en anglais), quant à eux, évoluent à proximité de la Terre. De par leurs trajectoires qui croisent l'orbite terrestre, ces objets sont traqués afin de mieux les identifier et prévenir d'une collision avec notre planète. Il en existerait plus de 10.000. Heureusement, le risque de collision est relativement faible : une météorite de la taille d’un stade de football, susceptible de dévaster la zone d’impact et ses environs s’écrase en moyenne tous les 2.000 ans. Quant aux gros astéroïdes comme, par exemple, celui qui a provoqué la disparition des dinosaures, il y a 66 millions d’années, la moyenne estimée est d'un tous les 100 millions d’années. Désormais, ces astéroïdes géocroiseurs sont surveillés étroitement par la Nasa.
Des milliers d’astéroïdes croisent l'orbite de la Terre. © Nasa, JPL-Caltech
Comment sont nommés les astéroïdes ?
Une fois détecté et que leur trajectoire est clairement établie, l’astéroïde se voit attribuer un numéro par le MPC (Minor Planet Center), une branche de l’Union astronomique internationale (UAI). Ce numéro, parfois accompagné d’un nom propre, ne dépend pas de l’ordre de sa découverte mais de celui où l’on a pu déterminer son orbite exacte. Il reprend donc d’abord entre parenthèses son ordre d’attribution, puis le chiffre de l’année, suivi d’une lettre qui indique la moitié du mois et une lettre qui indique l’ordre de la découverte dans cette moitié de mois. Par exemple 249.516 Aretha (2010 CV60).

Astéroïde

Un fossile est une trace de vie qui a bien souvent été préservée dans des roches sédimentaires qui se sont formées avant la période géologique actuelle. Il peut s'agir de coquilles, d'excréments, de galeries, de morceaux de bois, d'os, de pollens, de traces de pas, etc.
Des fossiles majoritairement formés par minéralisation
Ces traces de vie peuvent tout aussi bien être animales que végétales. Elles sont étudiées par des paléontologues ou des géologues.
Bien souvent, les fossiles se forment par minéralisation. Au cours du temps, les tissus de l'organisme mort sont progressivement remplacés par des minéraux. Dans de plus rares cas, de la matière organique peut être conservée, notamment quand le cadavre est conservé dans le froid (par exemple au sein du pergélisol), dans du bitume (cas de momification) ou dans de la résine (comme dans l'ambre jaune).

Fossile

Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR), agence spatiale allemande. Partenaire de l'ESA, le DLR participe à la construction de l'ISS.

Moteur utilisant des ions accélérés pour se propulser, par opposition au moteur chimique, qui brûle du carburant pour ce faire.La sonde Deep Space 1 utilise du xénon, qui est ionisé puis accéléré électriquement à la vitesse de 30 km/s. Les ions de xénon sont émis à cette vitesse hors du vaisseau et le propulsent donc dans la direction opposée.

Moteur ionique

En astronomie, un astre désigne tout corps céleste et visible par lui-même (comme le soleil) ou empruntant sa clarté à un autre corps (comme la Lune).
Voici une liste d’objets célestes pouvant être dénommé astre (non exhaustive) :
Étoile.Planète.Exoplanète.Satellite.Galaxie.Astéroïde.Comète.Supernova.Galaxie.Quasar.Amas d’étoiles.Nébuleuse.
À l’inverse, un satellite artificiel, même visible, ne pourra pas prétendre à l’appellation astre. 
La luminosité des astres
La luminosité d’un astre est mesurée par sa magnitude, qui peut être apparente (mesurée depuis la Terre) ou absolue (véritable quantité de lumière émise par l’étoile). Plus l’astre est lumineux, plus la magnitude sera faible. La soleil a par exemple une magnitude apparente de -26,7 et la Lune de -12,6. La limite de visibilité pour un œil humain depuis la surface de la Terre se situe environ à +6,7 : tous les astres dont la magnitude est inférieure sont visibles et les autres sont invisibles.
Comment sont nommés les astres ?
Depuis 1922, c’est l’Union astronomique internationale (UAI) qui décide des noms des astres. La plupart sont issus de traditions astronomiques préexistantes, comme le nom des planètes du Système solaire (Mercure, Mars, Venus…). Si ces noms se réfèrent donc souvent à la mythologie gréco-latine, l’UAI a récemment baptisé de nouvelles étoiles faisant référence à des peuples aborigènes, chinois, hindous, mayas, polynésiens, ou encore sud-africains, comme Khoikhoi, Xamidimura ou Pipirima.
Par ailleurs, aucun nom ayant une connotation politique, militaire ou religieuse ne peut être utilisé (sauf pour des hommes politiques antérieurs au XIXe siècle), et l’attribution d’un nom de personne doit être réservé à des personnalités reconnues sur le plan international et décédées depuis plus de 3 ans.
En astrologie, seuls le soleil, la Lune et les planètes sont dénommés astres et envisagés comme ayant une influence sur les êtres humains et leurs comportements.

Astre

L'astéroïde Vesta a été découvert le 29 mars 1807 par l'astronome allemand Heinrich Olbers qui avait débusqué Pallas 5 ans plus tôt. Après Cérès en 1801 et Junon, Vesta devenait ainsi le quatrième membre de la ceinture d'astéroïdes qu'on rencontre entre Mars et Jupiter. Avec un diamètre moyen de 500 kilomètres, Vesta représente à lui tout seul 9% de la masse totale de cette ceinture d'astéroïdes. 
Vesta recevra en 2011 la visite de la sonde américaine Dawn qui se satellisera à 2500 kilomètres de l'astéroïde. Dawn permettra sans aucun doute de mieux connaître cet étrange astéroïde. Vesta intrigue en effet beaucoup les scientifiques. Des mesures spectroscopiques de sa surface indiquent que comme la Lune, elle est principalement composée de pyroxène. Mais à la différence de notre satellite, l'action abrasive du vent solaire ne semble pas intervenir sur Vesta ; les chercheurs ont émis l'hypothèse que l'astéroïde pourrait posséder un champ magnétique le protégeant des ions solaires. 
Autre singularité, le relief de Vesta : la cartographie réalisée par le télescope Hubble révèle la présence d'une dizaine de collines et surtout d'un gigantesque cratère de 460 kilomètres de diamètre dont le pic central s'élève à 18 kilomètres d'altitude. L'impact à l'origine de ce cratère a projeté une multitude de fragments dans l'espace dont certains ont fini leur course sur Terre sous forme de météorites après un très long voyage.

Vesta

La mission de la sonde Dawn (« Aurore » en français), de la Nasa, est de déterminer les conditions qui régnaient à l'aube de notre Système solaire, par le biais de l'analyse de deux des plus larges protoplanètes restées intactes depuis cette époque : Cérès, considéré aujourd'hui comme une planète naine, et Vesta, tous deux situés entre Mars et Jupiter dans la ceinture d'astéroïdes principale. Nantie de trois moteurs ioniques, offrant une poussée faible mais pouvant fonctionner très longtemps (70 % de la durée du voyage vers Vesta, par exemple), la mission comprend deux mises en orbite successives autour de Vesta puis autour de Cérès, une première dans l'exploration spatiale.
Reporté deux fois, le lancement a finalement lieu le 27 septembre 2007. Avec l'assistance gravitationnelle de Mars, Dawn atteint Vesta en juillet 2011 et reste en orbite jusqu'en juillet 2012. Elle s'en éloigne ensuite et poursuit sa route vers Cérès qu'elle devait atteindre en février 2015. Suite à des incidents (un rayon cosmique a endommagé la propulsion et deux roues de réaction sont en panne), le rendez-vous avec Cérès est reporté au 6 mars 2015 et la mise en en orbite en avril. Différentes trajectoires sont prévues jusqu'en novembre 2015. Dawn devrait rester ensuite un satellite de Cérès.

Dawn

Cérès est une planète naine d'environ 950 kilomètres de diamètre située dans la Ceinture principale d'astéroïdes, entre Mars et Jupiter. Elle porte le nom de la déesse romaine de l'agriculture et de la fécondité.
Cérès, une planète naine
Découverte en 1801 par l'astronome italien Giuseppe Piazzi (directeur de l'Observatoire de Palerme en Sicile), elle est sans doute constituée de différents composés hydratés et de glace d'eau en surface, avec, en son centre, un noyau rocheux. C'est sa forme sphérique qui lui a valu de quitter la catégorie des astéroïdes et d'être reclassée comme planète naine en 2006 par l'Union astronomique internationale.
La magnitude de Cérès varie de 6,7 au périhélie (sa distance à la Terre est alors inférieure à 2 unités astronomiques, UA) à 9,3, ce qui permet de suivre son déplacement au milieu des étoiles avec une paire de jumelles.
Cérès observée par la sonde Dawn
Cérès a été photographiée en 2004 par le télescope spatial Hubble. Depuis mars 2015, la sonde américaine Dawn est installée en orbite autour d'elle et fournit des informations détaillées, notamment sur sa surface gelée. Les régions d'intensités lumineuses différentes traduisent la présence d'accidents topographiques (comme des cratères), des zones de composition chimique différente voire des signes de mouvements dans des volumes d'eau liquide internes ou même des geysers.

Cérès

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Appolo

Pioneer 10

Mission Pioneer 11

Pioneer 11

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Nasa : 10 sondes et vaisseaux qui nous ont fait découvrir le Système solaire

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Astronomie

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Scientifique en recherche fondamentale, l’astrophysicien cherche à comprendre les mécanismes, la formation et l’évolution de l’Univers ainsi que des objets qui le constituent. À l'origine sous-branche de l'astronomie, le métier est de plus en plus confondu avec celui d'astronome. Traditionnellement, l'astronomie consiste à étudier le mouvement et la position des objets célestes, tandis que l'astrophysique considère ses propriétés physico-chimiques. Ces distinctions ne se vérifient plus vraiment aujourd'hui. Pour cela, il prend comme objet d’étude les planètes, les étoiles, le Système solaire, les galaxies, les trous noirs, les nébuleuses, la matière noire, etc., et s’intéresse à leur formation, à leur position dans l’espace ou encore à leur composition. Pour étudier ces phénomènes, il utilise notamment de nombreux instruments de mesure perfectionnés tels les télescopes, les satellites ou encore les sondes spatiales, et fait appel à des modèles informatiques afin de simuler et interpréter les résultats de ses observations. L’astrophysicien peut se spécialiser aussi bien sur une discipline ou un objet d’étude que sur une technique de travail. De nombreuses spécialités existent en effet en astrophysique : les étoiles, les galaxies, les planètes, la matière noire, la physique solaire, l’astrochimie, l’astrobiologie, la cosmologie, sont autant de domaines d'étude possibles.D’un point de vue professionnel, l’astrophysicien peut s’orienter vers trois spécialisations : l’observation, la théorie et l’instrumentalisation.S’il se consacre à l’observation, l’astrophysicien cherchera à récolter, étudier et interpréter les données recueillies par le biais de ses observations. Il va ainsi chercher à tester, confirmer ou déterminer de nouvelles théories. L’astrophysicien rédige et publie ensuite des articles scientifiques afin de partager ses découvertes avec les experts du monde entier.S’il se consacre à la théorie, l’astrophysicien va se concentrer sur le développement de modèles théoriques afin d’expliquer la formation, le mouvement et les propriétés des astres. Ils regardent ensuite si ces modèles collent aux observations. S’il travaille comme ingénieur instrumentaliste, l’astrophysicien doit alors concevoir ou faire progresser d’un point de vue technologique les instruments d'observation et de mesure astronomiques tels que les télescopes ou ceux présents à bord de missions spatiales.Découvrez les meilleures offres de formation dès maintenantLes principales compétences et qualités à avoir L’astrophysicien est polyvalent et doit faire preuve de multiples compétences et qualités :maîtriser les outils informatiques et les instruments de mesure ;avoir des connaissances pluridisciplinaires en physique, mathématiques, chimie et informatique ;maîtriser l’analyse statistique ;savoir analyser, modéliser et interpréter les données des observations ;maîtriser l’anglais oral et écrit ;rédiger et publier ses résultats de recherches ;participer à des colloques internationaux ;savoir travailler en équipe ;faire une veille scientifique et technologique ;être rigoureux, organisé, passionné et avoir le sens de l’observation.L’astrophysicien utilise des télescopes et des instruments ultra-puissants pour observer les astres et les plus grandes structures de l'univers. © F. Kamphues, ESO Les conditions de travailL’astrophysicien partage son temps de travail entre observation et analyse en laboratoire. Il peut être amené à se déplacer régulièrement et loin de son lieu d’habitation, avec des horaires très étendus. Il participe également à de nombreux colloques internationaux afin de partager et de prendre connaissances de nouvelles découvertes avec les astrophysiciens du monde entier. Il peut exercer dans le secteur public, dans un observatoire ou dans certaines grandes entreprises privées du secteur spatial. Comment devenir astrophysicien ?Un bac + 8 est exigé pour pouvoir devenir astrophysicien. Voici quelques formations possibles :Master Physique fondamentale et sciences pour l’ingénieur, spécialité Astronomie, astrophysique, ingénierie spatiale ;Master Physique fondamentale et sciences pour l’ingénieur, spécialité Dynamique des systèmes gravitationnels ;Master Astronomie, astrophysique et ingénierie spatiale ;Doctorat en astrophysique. Le salaire d’un astrophysicien Son salaire va dépendre de son lieu d’exercice, en fonction du secteur public et du privé. En moyenne, voici les salaires d’un astrophysicien en fonction de son statut :En moyenne, un astrophysicien débutant gagne entre 1500 et 1900 euros bruts par mois.En tant que maître de conférences, un astrophysicien gagne entre 2100 et 2500 euros bruts par mois.En tant que professeur des universités sa rémunération est comprise entre 3200 et 6600 euros bruts par mois.En tant que chargé de recherche au CNRS, l’astrophysicien gagne entre 1900 et 4200 euros bruts mensuels du début à la fin de sa carrière.En tant que directeur de recherche, il perçoit une rémunération comprise entre 3200 et 7400 euros bruts par mois.Dans le secteur privé, le salaire moyen se situe autour des 2700 euros bruts par mois mais peut atteindre les 6000 euros bruts mensuels selon le poste occupé et l’ancienneté. Les perspectives d’évolution d’un astrophysicien Selon son poste de départ, un astrophysicien pourra évoluer vers des postes de professeur des universités ou de directeur de recherche. Entreprises qui emploient des astrophysiciens CNRS ;observatoire en France et à l’étranger ;universités ;CNES ;Agence spatiale européenne.Accédez aux meilleures offres de formation

Astrophysicien

Le mot orbite vient du latin orbita qui était employé pour désigner la trace laissée par une roue. Il est utilisé aussi bien en astronomie qu’en anatomie, avec des sens très différents.L’orbite en astronomieCette photo, prise depuis la Station spatiale internationale, en orbite autour de la Terre, représente notre Planète bleue, gravitant elle-même sur une orbite parcourue en une année autour du Soleil, en arrière-plan. © Nasa's Marshall Space Flight Center, Flickr, cc by nc 2.0En astronomie, l’orbite désigne la trajectoire fermée suivie par un corps céleste autour d’un autre corps céleste de manière périodique, sous l’influence de la gravitation et de forces d’inertie. Cette orbite peut être circulaire, elliptique, parabolique ou hyperbolique.Le terme peut être employé pour décrire le mouvement d’une planète tournant autour d’une étoile, comme dans le cas de la Terre et du Soleil. Il est aussi employé lorsqu’il est question de la trajectoire d’un satellite naturel ou artificiel gravitant autour d’une planète, comme dans le cas de la Lune autour de la Terre. Dans le cas d’une orbite centrée sur notre Planète, on parle d’orbite géocentrique, une catégorie dans laquelle se placent aussi l’orbite géosynchrone et l’orbite géostationnaire, par exemple. Les comètes ou les astéroïdes décrivent aussi des orbites autour d’autres astres.Plusieurs paramètres peuvent être utiles à caractériser une orbite. Sa période ou son inclinaison. Son excentricité également. Lorsque celle-ci est nulle, la trajectoire de l’objet en orbite est circulaire.L’orbite en anatomieLe terme orbite est aussi bien employé en astronomie, qu’ici, en anatomie, pour désigner la cavité osseuse dans laquelle repose notamment le globe oculaire. © oka, Adobe StockEn anatomie, l’orbite correspond à la cavité osseuse dans laquelle reposent les yeux et leurs composants (globes oculaires, muscles oculomoteurs, nerf optique, vaisseaux sanguins, etc.). Elle se forme grâce aux prolongements de sept os crâniens. Sur l’avant, la base de l’orbite est large et ouverte, de quelque 40 sur 35 mm. Sur l’arrière, en moyenne 45 mm en profondeur, elle est plus étroite.En tant que cavité osseuse, l’orbite peut être affectée de divers troubles tels que des fractures, des inflammations ou même des tumeurs. La cellulite orbitaire, par exemple, peut se propager à l’orbite à partir des sinus. C’est une infection fréquente chez l’enfant. Elle se caractérise par des douleurs, des gonflements et des rougeurs, des troubles de la vision et de la fièvre, notamment. Elle se soigne par antibiotiques.