NG9 vestapro dans un ciel voil&eacute; de [popupdefinition id=3620]cirrus[/popupdefinition].&nbsp;&copy; Copyright - Frank Tyrlik. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s. http://www.astrosurf.com/astro-clic

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Transit de Mercure - 07 Mai 2003

Les cirrus forment un genre de nuages appartenant à l'étage supérieur. Selon les latitudes et les saisons, on les trouve donc entre 5.000 et 18.000 m d’altitude. Par exemple, aux latitudes tempérées, la base des cirrus se situe entre 5.000 et 12.500 m de hauteur avec une épaisseur de l'ordre de 300 m.
Caractéristiques des cirrus
Ces nuages sont constitués de bancs, de bandes ou de filaments séparés, blancs le plus souvent, qui revêtent un aspect fibreux ou un éclat soyeux (les deux apparences pouvant se conjuguer). Ils sont formés d’une importante quantité de cristaux de glace et ne sont pas directement associés aux précipitations. Néanmoins, ils peuvent être le signe précurseur d’une dégradation des conditions météorologiques.
Les cirrus jouent un rôle certain dans le bilan radiatif de la Terre, tant par la réflexion des rayons solaires que par leur effet thermique qui favorise un réchauffement.

Cirrus

105_transit-de-mercure---07-mai-2003

Mercure prise par [popupdefinition id=4722]Mariner 10[/popupdefinition] (APOD 2/11/2001).

Mercure

Mariner 10 était la dernière sonde du programme américain Mariner, et aussi la première à exploiter les effets d'une réaction de gravitation.
Lancée le 3 novembre 1973 depuis Cap Canaveral, elle a atteint le voisinage de Vénus le 5 février 1974 et en a transmis environ 4000 photographies. Elle a aussi mesuré la vitesse de rotation de la planète (243 jours) et montré que son champ magnétique ne dépassait pas 0,05% du champ magnétique terrestre.
Utilisant Vénus pour incurver sa trajectoire, Mariner 10 a atteint Mercure pour la première fois le 29 mars 1974, survolant la planète à 705 km de la surface et transmettant des images qui révélaient une surface intensément cratérisée. Placée en orbite solaire, Mariner 10 survolera encore Mercure du 20 au 23 septembre 1974 à 48096 km, puis en mars 1975 à seulement 327 km.
Mariner 10 a aussi été le premier engin spatial à utiliser le principe de la voile solaire. Suite à une défaillance du contrôle d'attitude de la sonde, les techniciens ont décidé de positionner les panneaux solaires afin d'utiliser la pression de radiation pour en stabiliser l'orientation sur les trois axes.

Mariner 10

251_mercure

Les sondes Stereo ont d&eacute;couvert que l'[popupdefinition id=21046]exosph&egrave;re[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] &eacute;tait repouss&eacute;e par le [popupdefinition id=2445]vent solaire[/popupdefinition], comme dans le cas des [popupdefinition id=2498]com&egrave;tes[/popupdefinition]. Son remplacement permanent est assur&eacute; par le bombardement de microm&eacute;t&eacute;orites qui arrachent du sol des [popupdefinition id=1990]atomes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=823]sodium[/popupdefinition]. &copy; Nasa

La queue de Mercure

Le terme « mercure » est employé pour désigner un élément chimique et une planète.Chimie : le mercure, un élément chimiqueLe mercure est l'élément voisin de l’or dans le tableau périodique des éléments et l’un des favoris des alchimistes. Il présente la particularité d’être le seul métal liquide à température ambiante. Il existe à l'état naturel sous forme de sulfure, le cinabre, et est utilisé pour les instruments de physique et l'extraction de l'or principalement.Le mercure est le seul métal liquide à température ambiante. © W. Oelen, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0GénéralitésSymbole : HgNuméro atomique : 80Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 3Masse atomique : 1,008 uIsotopes les plus stables : 202Hg stable avec 122 neutrons (29,86 %), 200Hg stable avec 120 neutrons (23,1 %), 199Hg stable avec 119 neutrons (16,87 %), 201Hg stable avec 121 neutrons (13,18 %), 198Hg stable avec 118 neutrons (9,97 %), 204Hg stable avec 124 neutrons (6,87 %), 196Hg stable avec 116 neutrons (0,15 %)Série : métaux de transitionGroupe, période, bloc : 12, 6, dDensité : 13,546Point de fusion : -38,842 °CPoint d’ébullition : 356,62 °CHistorique du mercureConnu dès l’Antiquité, le mercure a très vite servi à amalgamer l’or. Il était désigné sous le nom de vif-argent du XVIe au XIXe siècle. Les alchimistes l’associaient à la planète Mercure, ce qui explique son nom actuel. Le symbole Hg, lui, provient du grec hydrargyrum pour « argent liquide ». L’or est un métal qui, à l’état naturel, est considéré comme rare. Mais serait-il possible d’en créer artificiellement à partir de plomb ou de mercure par exemple ? Unisciel et l’université de Lille 1 on exploré la question au cours de cet épisode de Kézako.Propriétés du mercureLe mercure se présente sous la forme d’un liquide argenté. En dehors des gaz rares, le mercure est le seul élément qui existe sous la forme d’une vapeur monoatomique. Il forme des alliages appelés amalgames avec presque tous les métaux, sauf le fer, le nickel et le cobalt. Dans l’air sec, il ne s’oxyde pas mais forme un oxyde en présence d’air humide.Utilisation du mercureLes amalgames dentaires contiennent souvent du mercure, ainsi que certaines piles. Les lampes à vapeur de mercure produisent un violet profond. Pendant longtemps, les thermomètres ont contenu du mercure, qui a par la suite été banni à cause de sa toxicité. La chimie nucléaire emploie aussi le mercure. Enfin, l’une des principales applications du mercure consiste à amalgamer l’or pour l’extraire plus facilement.Toxicité du mercureLe mercure est un élément très toxique pour l’Homme, quels que soient le composé et le degré d’oxydation. Il se fixe facilement dans la matière organique ainsi que les processus métaboliques. On le trouve alors sous forme méthylée. De plus, il est très mobile, puisqu’il est volatil à température ambiante. Parmi ses méfaits sur l’organisme, il affecte les fonctions cérébrales, ainsi que les reins. Il pourrait aussi constituer un perturbateur endocrinien et être responsable de cancers. Le mercure est aussi cytotoxique envers les cellules souches du système nerveux central.Astronomie : Mercure, la planète la plus proche du SoleilMercure, la planète la plus proche du Soleil, est aussi la plus petite depuis que Pluton n'est plus considérée comme une planète. Sa trajectoire apparente dans le ciel rend son observation depuis la Terre extrêmement difficile : Mercure ne s'écarte jamais de plus de 28° du Soleil et la meilleure résolution télescopique ne dépasse pas 700 kilomètres.Jusque-là très fragmentaires et approximatives, la plupart de nos connaissances sur Mercure ont été apportées par la sonde américaine Mariner 10, qui a survolé son objectif à trois reprises en mars 1974, septembre 1974 et mars 1975.Son orbite, d'une excentricité de 0,206 et d'une inclinaison de 7° sur le plan de l'écliptique, fait de Mercure une remarquable planète du Système solaire (là encore, seule Pluton possédait une orbite aussi elliptique et aussi inclinée) ; par ailleurs, la période de rotation sidérale de Mercure sur elle-même (58,646 jours) est exactement égale aux deux tiers de sa période de révolution sidérale autour du Soleil (87,97 jours). Cette commensurabilité entre rotation et révolution dans le rapport 2/3 est due à l'action de frein des marées solaires sur la rotation de Mercure. Théoriquement, ce freinage devrait aboutir à un rapport 1/1, alors que la synchronisation observée, dite métastable dans le rapport 2/3 ne peut être conservée que si l'orbite est fortement elliptique, ce qui est effectivement le cas, et si la planète présente une forte anomalie de répartition de masse, ce qui est donc fortement soupçonné. Nous pouvons d'ailleurs remarquer que le plus important cratère d'impact de Mercure, le bassin Caloris, se trouve à proximité de la position théorique de cette anomalie de masse.Mariner 10 a aussi mesuré avec précision la pression au sol (10-12 atmosphère, soit 10-9 hectopascals) ainsi que les températures diurne (430 °C près du périhélie et au voisinage du point subsolaire) et nocturne (- 170 °C dans les régions équatoriales). La forte densité de Mercure indique une proportion de fer très élevée par rapport aux silicates. Si la constitution interne de la planète est différenciée, cela correspond à un noyau ferreux de 1.830 kilomètres de rayon pour un manteau silicaté ayant seulement 610 kilomètres d'épaisseur.Cette dernière hypothèse semble confirmée par le champ magnétique détecté par le magnétomètre de Mariner 10, d'une valeur de 400 gammas, et qui correspond au franchissement par la sonde d'une magnétosphère créée dans un champ dipolaire interne propre à la planète. Ce champ provient très vraisemblablement du fonctionnement d'une dynamo interne dans le noyau, indiquant par là-même que la planète est très probablement différenciée.Les principaux renseignements géologiques concernant Mercure ont été acquis par les caméras de Mariner 10. Celles-ci ont fourni une couverture photographique de 40 % de la surface de la planète entre les longitudes + 10° et + 190° avec une résolution moyenne de 2 kilomètres ; ponctuellement, la résolution a atteint 200 mètres et 20 % de la surface ont été photographiés avec un recouvrement stéréoscopique. Morphologie de MercureSur toutes les planètes privées d'atmosphère, comme Mercure, on peut établir une chronologie des cratères selon leur état de fraîcheur. Les cratères récents sont intacts, alors que les cratères très anciens ont été dégradés par d'autres impacts. Sur Mercure comme sur la Lune, une estimation du nombre de cratères en fonction de leur âge relatif montre que la fréquence des impacts, très élevée autrefois, a considérablement diminué au cours du temps.Les cratères permettent de dater les terrains de Mercure : les terrains anciens, exposés depuis longtemps au bombardement, seront très cratérisés ; en revanche, les terrains jeunes le seront nettement moins. Cet étalement dans la densité des cratères forme une « stratigraphie fossile » et permet d'établir une chronologie relative, mais précise.En appliquant cette méthode, on peut constater que 80 % de la surface de Mercure est constituée de terrains très anciens : ce sont les plaines dites intercratères et les terrains de cratérisation élevée. Dix pour cent de la surface sont formés de plaines moyennement cratérisées, dites intermédiaires, qui oscillent d'un pôle relativement abondant (7 %) encore beaucoup cratérisé, à un pôle très peu abondant (3 %) assez peu cratérisé. Le reste de la planète est constitué de plaines lisses, très peu ou pas cratérisées, donc d'âge récent. En comparant les dénombrements de cratères avec ceux qui ont été effectués sur la Lune, dont on a pu déterminer les âges absolus des terrains par datation isotopique, on peut estimer à 3,8 - 3,9 milliards d'années l'âge des plaines d'âge récent, et à au moins 4,0 - 4,2 milliards d'années celui des plaines intercratères. On peut affiner cette échelle stratigraphique en classant les cratères selon leur état de dégradation et la densité de leur distribution. Une cartographie d'ensemble permet alors de déterminer les surfaces relatives de ces terrains, et ainsi de connaître l'évolution dans le temps des processus les ayant créés. On constate alors que la formation des plaines a été très précoce dans l'histoire de la planète. Très actif avant 4,1 milliards d'années, ce processus a rapidement décru pour cesser presque complètement il y a 3,9 milliards d'années environ. Une intense mais brève réactivation s'est produite vers 3,8 milliards d'années, et depuis, il ne semble plus y avoir eu de production notable de nouveaux types de terrains sur Mercure.Nature des terrains de MercureDeux types d'arguments semblent indiquer une activité volcanique sur Mercure :Arguments morphologiques. De nombreuses structures apparaissant sur les photos de Mariner 10, telles rides et dômes, sont très probablement d'origine volcanique. De plus, les images détaillées montrent que les plaines lisses recouvrent les plaines intercratères aux points de contact, envahissant les zones de faible altitude et transformant les parties hautes en "îles", comme le font des nappes de lave recouvrant un terrain accidenté.Arguments spectroscopiques. L'examen spectroscopique de la surface de Mercure révèle les bandes spectrales caractéristiques de certains minéraux volcaniques. En particulier, la bande des 950 nanomètres caractérise l'ion fer dans les pyroxènes. Des études spectrales plus précises ont été menées en comparant les spectres de Mercure et ceux d'échantillons lunaires, qui montrent des similitudes importantes entre les spectres de Mercure et ceux des basaltes lunaires pauvres en fer et en titane, les plus clairs des échantillons de basaltes lunaires récoltés lors des missions Apollo 12 et 15.On peut aussi noter l'absence remarquable de raies caractéristiques du fer dans les olivines, raies qui devraient être présentes dans l'hypothèse d'une composition chondritique (ultrabasique). Ces études spectrales, montrent que la surface de Mercure est remarquablement homogène, ce que confirme l'examen de son albédo. Il n'y a pas, comme sur la Lune, dualité entre terrains sombres (mers lunaires) et terrains clairs (continents lunaires). La surface de Mercure se révèle ainsi constituée en totalité de terrains volcaniques très anciens complètement disloqués par des impacts de météorites pour les plaines intercratères et intermédiaires, un intense mais bref épisode volcanique ayant ultérieurement produit les plaines lisses, restées relativement intactes du fait de la raréfaction de l'action météoritique. Fiche signalétique de MercureMasse (kg) : 3.303+23Masse (Terre = 1) : 5,5.271-02Rayon équatorial (km) : 2,439,7Rayon équatorial (Terre = 1) : 3,8.252-01Densité moyenne (gm/cm3) : 5,42Satellites : 0Distance moyenne au Soleil (km) : 57.910.000Distance moyenne au Soleil (Earth = 1) : 0,3.871Période de rotation (jours) : 58,6.462Période de révolution (jours) : 87,969Vitesse orbitale moyenne (km/sec) : 47,88Excentricité : 0,2.056Inclinaison de l'axe : 0.00°Inclinaison du plan de l'orbite : 7,004°Gravitation en surface à l'équateur (m/sec2) : 2,78Vitesse d'évasion à l'équateur (km/sec) 4,25Réflectivité (Albedo géométrique) : 0,10Magnitude absolue (Vo) : -1,9Température moyenne en surface : 179 °CTempérature maximale en surface : 427 °CTempérature minimale en surface : -173 °CComposition de l'atmosphère de Mercure :Hélium : 42 %Sodium : 42 %Oxygène : 15 %Autres : 1 %

Le milieu interplanétaire est balayé en permanence par un vent de particules électriquement chargées en provenance du Soleil.
Ce vent est très peu dense (10 particules par centimètre cube), mais très rapide (400 à 800 km/s). C'est un vent supersonique (il se déplace plus vite que les ondes sonores).Le vent solaire est composé principalement d'électrons, de protons et de noyaux d'Hélium. Le vent Solaire est très fluctuant.
Le vent solaire est traversé par des ondes de choc. Il est émetteur d'émissions radio.

Vent solaire

Retrouvé la plupart du temps sous forme de sel dans les océans et dans nos assiettes, le sodium, premier élément de la deuxième période, est un élément extrêmement réactif.GénéralitésSymbole : NaNuméro atomique : 11Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 1Masse atomique : 22,9898 uIsotopes les plus stables : 23Na stable avec 12 neutrons (100 %)Série : métaux alcalinsGroupe, période, bloc : 1, 3, sDensité : 0,97Point de fusion : 97,80 °CPoint d’ébullition : 883 °CHistorique du sodium Le sodium est connu dans les composés depuis l’Antiquité mais l’isolation de cet élément ne date que de 1807, par Davy, qui fit l’électrolyse de la soude caustique (NaOH). Le terme « sodium » provient de l’anglais « soda », pour « soude ». Quant au symbole, il est issu du grec « nitron », terme qui désigne le natron, un sel naturel.Propriétés du sodiumLe sodium se présente comme un solide blanc et argenté. Il a la particularité d'être très réactif (notamment avec les halogènes, il l'est cependant très peu avec le carbone) et de réagir avec violence en présence d'eau, ce qui dégage de grandes quantités d'hydrogène et provoque une explosion. C'est la raison pour laquelle le sodium est souvent stocké dans une atmosphère inerte.Le spectre du sodium possède deux raies caractéristiques très brillantes dans le jaune. Par ailleurs, le sodium est un excellent conducteur électrique.Utilisation du sodiumDe grandes quantités de composés du sodium sont produites par l’industrie, notamment le chlorure de sodium (NaCl, sel de table), la soude caustique (NaOH) ou encore le carbonate de sodium (Na2CO3).Le sodium élémentaire est également employé pour diverses applications : production de l’indigo, adoucissant, absorbeur d’humidité seul ou en combinaison avec le potassium, etc. De plus, les lampes à vapeur de sodium sont très répandues pour l’éclairage public.Effets du sodiumOn retrouve le sodium sous la forme de sel dans de nombreux aliments. Il est nécessaire à l'Homme car il a un rôle dans le maintien de l'équilibre hydrique dans le corps ainsi que dans le fonctionnement des muscles et des nerfs. Néanmoins, de trop grandes quantités de sel peuvent avoir des effets néfastes, notamment sur les reins, et augmentent les risques d'hypertension artérielle.

Sodium

L’atome est, pour les chimistes, le constituant fondamental de la matière. Le terme vient d’ailleurs d’un mot grec qui signifie « indivisible », même si l’on sait depuis longtemps que cet élément ne l'est pas.Composition d’un atome : protons, neutrons et électronsUn atome est une entité électriquement neutre composée de deux types d’élément :un noyau atomique, lui-même constitué de protons et de neutrons et concentrant pratiquement toute la masse de l’atome ;des électrons qui gravitent autour du noyau.Taille et masse d'un atomeLa taille d’un atome est de l’ordre de 10-10 mètre.La masse d’un atome est de l’ordre de 10-26 kilogramme.L’hydrogène, le plus petit des atomesL’hydrogène est un atome qui sort de l’ordinaire. Il est le plus petit des atomes et son noyau atomique ne compte d’un proton et aucun neutron.Propriétés des atomes et isotopesLes propriétés chimiques et physiques des atomes dépendent de leur configuration électronique et, par conséquent, du nombre de protons qu’ils contiennent.Deux atomes peuvent présenter le même nombre de protons, mais un nombre de neutrons différents. Ils sont alors dits « isotopes ». Leurs propriétés chimiques sont identiques mais leurs propriétés physiques diffèrent. Un atome stable peut ainsi, par exemple, présenter un isotope radioactif.Atomes, corps simples et corps composésUn corps constitué uniquement d’atomes d’un même élément chimique est appelé « corps simple ». Un corps constitué d’atomes d’éléments chimiques différents est appelé « corps composé ».

Atome

L'exosphère est la couche externe de l'atmosphère terrestre, située au-dessus de la thermosphère et s'étendant jusqu'à la limite externe de l'atmosphère. Cette région présente des caractéristiques uniques qui la distinguent des autres couches atmosphériques. Où se trouve l'exosphère ?L'exosphère est situé au-dessus de la thermosphère, elle s'étend depuis environ 700 kilomètres au-dessus de la surface terrestre jusqu'à la limite de l'atmosphère avec l'espace interplanétaire. C'est la région où les particules atmosphériques deviennent extrêmement rares, et la densité de l'air est si faible qu'elle peut être négligée.Quel est le rôle de l'exosphère ?L'exosphère joue un rôle crucial dans la transition entre l'atmosphère terrestre et l'espace. Bien qu'elle ne soit pas directement impliquée dans les phénomènes météorologiques ou la vie quotidienne sur Terre, elle est essentielle pour comprendre les processus de la haute atmosphère. Les gaz présents dans l'exosphère, tels que l'hydrogène, l'hélium et des traces d'autres composés, peuvent être éjectés dans l'espace en raison de l'intense rayonnement solaire et des vents solaires.Quelle est la température de l'exosphère ?L'une des caractéristiques les plus frappantes de l'exosphère est sa température extrêmement élevée par rapport aux couches atmosphériques inférieures. Bien que les molécules individuelles de gaz puissent atteindre des températures très élevées, en raison de la faible densité, la sensation de chaleur serait pratiquement absente pour un objet en mouvement à travers cette région. La température dans l'exosphère peut atteindre des milliers de degrés Celsius, mais en raison de la rareté des particules, cela n'aurait pas d'effet significatif sur les objets matériels.Quelle est l'épaisseur de l'exosphère ?L'épaisseur de l'exosphère n'est pas bien définie, car elle marque la transition entre l'atmosphère terrestre et l'espace. Cependant, elle est généralement considérée comme débutant à environ 700 kilomètres au-dessus de la surface de la Terre et s'étendant jusqu'à la ligne de Kármán, située à une altitude d'environ 100 kilomètres. Au-delà de cette limite, l'atmosphère est si mince que l'on considère que l'espace commence.

Exosphère

Une comète est un corps à peu près sphérique qui peut atteindre une dizaine de kilomètres de diamètre. Il est constitué de glaces et de poussières. Son nom vient du grec coma qui signifie « queue ». En effet, lorsqu'une « boule de neige sale » s'approche du Soleil, une partie de sa matière se sublime et l'astre développe une queue de poussières longue de plusieurs milllions de kilomètres. Cette matière réfléchie la lumière du Soleil, ce qui rend le corps visible depuis la Terre, on parle alors de comètes.Origine des comètesLes comètes se sont formées avec le Système solaire, dans ses régions froides, il y a 4.6 milliards d'années. En 1950, l'astronome Jan Oort émit l'hypothèse de l'existence d'un réservoir sphérique de comètes situé aux confins du Système solaire.Suite à des instabilités gravitationnelles causées par le mouvement des étoiles proches, certains corps « tomberaient » de temps à autre sur le Soleil en décrivant une trajectoire parabolique.Les types de comètesIl existe différents types de comètes :Les comètes non périodiques. Une comète issue du nuage de Oort ne passe qu'une seule fois près du Soleil, on dira qu'elle est non périodique ;Les comètes périodiques. D'autres comètes sont périodiques, telle la comète de Halley, et passent régulièrement près du Soleil. Lors d'un passage, elles perdent une partie de leur masse et finissent donc par « s'éteindre », faute de matière à sublimer.Espérance de vie des comètesOn constate que l'espérance de vie d'une comète périodique est très courte en comparaison avec l'age du Système solaire. Or nous avons dit que les comètes sont nées en même temps que celui-ci. Comment se fait-il que l'on voit encore des comètes périodiques ?Certaines des comètes issues du nuage de Oort peuvent passer à proximité d'une planète lors de leur périple autour du Soleil. Leur trajectoire peut alors être modifiée et aboutir à une orbite elliptique donc à une comète périodique. Ce mécanisme explique la présence des comètes périodiques à toutes les époques.

Comète

3818_la-queue-de-mercure

Voici la premi&egrave;re carte globale de [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition], r&eacute;alis&eacute;e par la sonde [popupdefinition id=3929]Messenger[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington/US Geological Survey/Arizona State University

Carte de Mercure

Messagerie synchrone qui permet de recevoir et d'envoyer instantanément des messages. La plupart des messengers offrent également maintenant des fonctions d'échanges de fichiers.

Messagerie instantanée

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

3819_carte-de-mercure

Zoom sur le bassin Caloris en fausses [popupdefinition id=4126]couleurs[/popupdefinition]. L'orange p&acirc;le correspond &agrave; des [popupdefinition id=459]laves[/popupdefinition] pauvres en [popupdefinition id=721]fer[/popupdefinition], le bleu fonc&eacute; &agrave; des zones occup&eacute;es par de vieilles roches contenant peut-&ecirc;tre de l'ilm&eacute;nite riche en fer. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/JHUAP/Arizona State University

Le bassin Caloris

La couleur, c'est ce qui permet de différencier deux objets de formes et de structures identiques, par exemple le drapeau italien du drapeau français. C'est aussi ce qui n'est ni blanc, ni gris, ni noir. Le blanc et le noir étant les bornes de la gamme des gris neutres.
Quelquefois, la couleur est utilisée pour désigner un objet, comme dans le cas d’un tube de rouge pour parler du rouge à lèvres, par exemple. La couleur est aussi parfois confondue avec la tonalité. Par exemple dans un ton vert, il y a plusieurs couleurs vertes, plus ou moins claires ou foncées. Une couleur est unique.
Il existe deux systèmes trichromatiques (trois couleurs primaires) :
par synthèse additive, dont les couleurs primaires sont rouge, vert et bleu (RVB) ;et par synthèse soustractive, dont les couleurs primaires sont cyan, magenta et jaune (CMJ).
La couleur du physicien
La couleur, c’est aussi la sensation produite par un rayonnement physiquement défini appelé stimulus. Celui-ci pénètre dans l'œil et est capté par des millions de cônes répartis dans la rétine mais surtout concentrés dans sa partie centrale, la fovéa, siège de la vision la plus distincte.
Pour le physicien, le terme de couleur renvoie donc à la couleur spectrale, c’est-à-dire à la perception sensorielle de l’œil humain en fonction de la longueur d’onde de la lumière qu’il reçoit. Ainsi, une lumière de longueur d’onde 550 nm est perçue comme étant de couleur verte. Le spectre visible est composé des sept couleurs de l’arc-en-ciel, soit rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet. Le vert étant la couleur à laquelle l’œil humain est le plus sensible.
 L’œil humain peut différencier près de huit millions de nuances de couleurs. Pourtant, cet organe si avancé ne donne que peu d’informations à notre cortex pour créer une image. Alors que se passe-t-il exactement lorsque nous voyons ? Unisciel et l’université de Lille 1 nous expliquent, avec le programme Kézako, le fonctionnement de ce surprenant organe. © Unisciel
La production des couleurs
C’est en interagissant (absorption, diffusion, réfraction, interférences ou diffraction) avec la matière que la lumière produit des couleurs. La couleur bleue du ciel est ainsi le résultat d'une combinaison de plusieurs de ces phénomènes.
L’absorption de lumière est l’un des principaux mécanismes qui entrent dans le jeu des couleurs dans la vie courante. En effet, la plupart des matériaux ont pour particularité d’absorber certaines longueurs d’ondes de la lumière. Si, par exemple, les carottes nous apparaissent orange, c’est qu’elles contiennent du bêtacarotène qui absorbe les longueurs d’ondes comprises entre le violet et le vert et réfléchit la partie du spectre allant du rouge au vert.
La couleur du physicien des particules
Le physicien des particules utilise le terme « couleur » pour désigner un nombre quantique attribué aux quarks et aux gluons. Ainsi, les quarks existent en trois couleurs : rouge, bleu et vert. Les hadrons, quant à eux, sont de couleur neutre, c’est-à-dire blancs. Cependant, aucun rapport ici avec une perception visuelle que nous pourrions en avoir.
La notion de charge de couleur a été introduite pour expliquer la coexistence des quarks au sein des hadrons, tout en satisfaisant le principe d’exclusion de Pauli. Aujourd’hui, la chromodynamique quantique joue un rôle important dans le modèle standard de la physique des particules.

Couleur

La lave se forme principalement lors des éruptions volcaniques, lorsque le magma en fusion sous la Terre est expulsé à la surface. Cette roche en fusion se caractérise par une température très élevée et une viscosité variable. La formation de la lave débute dans la chambre magmatique, une poche de magma située sous un volcan. Formation de la laveLe magma est un mélange de roches fondues, de gaz dissous et de cristaux. Il se forme généralement dans le manteau terrestre, à des profondeurs considérables, en raison de la chaleur extrême et de la pression. Sous l'effet de cette pression et de la chaleur, le magma remonte vers la surface en traversant les fissures et les failles de la croûte terrestre. Lorsque la pression diminue, les gaz dissous dans le magma se libèrent, provoquant une éruption volcanique et la formation de lave.Lorsqu'une éruption se produit, le magma est expulsé de la bouche du volcan sous forme de lave. La lave peut s'écouler lentement comme une coulée de lave visqueuse ou être projetée violemment dans les airs sous forme de projections. Une fois à la surface, la lave entre en contact avec l'air plus froid, ce qui provoque son refroidissement et sa solidification. La vitesse de refroidissement influence la texture de la roche formée. Une lave refroidie rapidement peut former des roches vitreuses, tandis qu'une lave refroidie lentement peut donner naissance à des roches cristallines.Éruption du volcan près de Litli-Hrútur en Islande en 2023. © Gilles Laurent, Wikimedia Commons, CC BY 4.0 Différents types de laveSelon qu’elles soient effusives ou explosives, les éruptions volcaniques produisent différents types de lave, qui se distinguent par leur composition chimique, leur température et leurs propriétés physiques. Les éruptions effusives des volcans sont caractérisées par l'émission de lave, généralement basaltique : la lave basaltique est issue du magma basaltique, riche en fer et en magnésium. Elle est relativement fluide, d’une faible viscosité, et sa température varie entre 1 000 et 1 200 °C. Elle donne naissance à des roches volcaniques sombres, comme le basalte. Les coulées de lave peuvent parcourir plusieurs kilomètres et recouvrir de vastes zones, mais leur progression est généralement lente (quelques kilomètres par heure). Les conséquences des éruptions effusives sont principalement liées à la destruction des infrastructures et des habitations sur leur passage, ainsi qu'à la modification des paysages.Les éruptions explosives des volcans sont causées par l'expulsion rapide et violente de magma, de gaz et de cendres. Elles se produisent généralement lorsque le magma est plus visqueux comme dans le cas de la lave rhyolitique et que les gaz dissous ont du mal à s'échapper. Cette lave est issue du magma rhyolitique, pauvre en fer et en magnésium, mais riche en silice. La lave rhyolitique est très visqueuse (élevée viscosité) et sa température varie entre 650 et 800 °C. Elle donne naissance à des roches volcaniques claires, comme la rhyolite.Quant à la lave andésitique, elle provient du magma andésitique, dont la composition est intermédiaire entre le basalte et la rhyolite. La lave andésitique est plus visqueuse que la lave basaltique et sa température se situe entre 800 et 1 000 °C. Elle forme des roches volcaniques de couleur grise, comme l'andésite.Coulées de lave du volcan Etna, Sicile, Italie. © Wead, Adobe StockLa lave comme matériau de construction La lave, une fois refroidie et solidifiée, peut être utilisée comme matériau de construction. Le basalte, par exemple, est une roche volcanique très résistante et durable, qui peut être employée pour la construction de routes, de bâtiments et de monuments. La pierre ponce, une autre roche volcanique, est légère et poreuse, ce qui la rend utile pour l'isolation thermique et acoustique.La lave pour la production d'énergie géothermiqueLa chaleur dégagée par le magma et la lave peut être exploitée pour produire de l'énergie géothermique. Cette énergie renouvelable est générée en captant la chaleur du sous-sol et en la transformant en électricité ou en chaleur pour le chauffage et la climatisation. Les centrales géothermiques sont souvent situées près des zones volcaniques actives, où la chaleur du magma est plus facilement accessible.L'Islande est un excellent exemple de pays qui tire profit de la lave et de l'énergie géothermique pour répondre à ses besoins énergétiques et favoriser son développement économique et social. Grâce à sa position unique sur la dorsale médio-atlantique, l'Islande bénéficie d'une activité volcanique et géothermique importante, qui lui permet d'exploiter cette ressource naturelle de manière efficace et durable. Le pays compte plusieurs centrales géothermiques, dont certaines sont parmi les plus grandes et les plus efficaces au monde. Ces centrales utilisent la chaleur du magma et de la lave pour produire de la vapeur, qui entraîne des turbines et génère de l'électricité. En 2021, la géothermie représentait environ 25 % de la production totale d'électricité en Islande. Environ 90 % des bâtiments islandais sont chauffés grâce à l'énergie géothermique, ce qui réduit considérablement la consommation d'énergies fossiles et les émissions de gaz à effet de serre.

Lave

On ne compte plus les expressions qui font la part belle au fer (santé de fer, volonté de fer, etc.). Qu’en est-il des propriétés de l’élément majoritaire de l’acier ? C'est le métal de base des aciers et des fontes. Il se trouve sous différentes formes de minerais dans la nature. Son abondance et ses propriétés remarquables font du fer l'un des éléments les plus utilisés dans l'industrie.
Généralités
Symbole : FeNuméro atomique : 26Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 14, 2Masse atomique : 55,845 uIsotopes les plus stables : 56Fe stable avec 30 neutrons (91,72 %), 54Fe avec une demi-vie de 3,1 x 1022 années (5,845 %), 57Fe stable avec 31 neutrons (2,2 %), 58Fe stable avec 32 neutrons (0,28 %)Série : métaux de transitionGroupe, période, bloc : 8, 4, dDensité : 7,874Point de fusion : 1.538 °CPoint d’ébullition : 2.861 °C
Historique du fer
Le fer est connu depuis plusieurs millénaires. L'âge du fer commence vers le XIIe siècle avant J.-C. Jusqu'au Moyen Âge, le fer était raffiné dans des bas fourneaux, donc sans production de fonte. Le haut fourneau fait cependant son apparition au Ve siècle avant J.-C.
Propriétés du fer
Métal gris, le fer possède plusieurs formes allotropiques selon la pression et la température (cubique centrée, cubique à faces centrées, hexagonale compacte). Ce métal ferromagnétique possède une dureté entre 4 et 5 selon l'échelle de Mohs. On lui connaît trois oxydes : l'oxyde de fer(II) FeO (oxyde ferreux), l'oxyde de fer(III) Fe2O3 (oxyde ferrique) et l'oxyde de fer(II,III) Fe3O4.
Utilisation du fer
Le fer n'est utilisé pur que pour des soudures sur acier inoxydable par exemple. Le fer est le principal ingrédient de l'acier et de la fonte. Celle-ci contient de 2,1 % à 6,67 % de carbone. L'acier, lui, contient de 0,025 % à 2,1 % de carbone. Quand on se situe à moins de 0,025 % de carbone, les produits entrent dans la catégorie des fers industriels.
On a longtemps employé le fer métallique et ses oxydes dans les supports d'enregistrement de données, comme les disquettes ou les bandes magnétiques.
Effets du fer sur la santé
Le fer entre dans la composition de l'hémoglobine, l'agent qui transporte l'oxygène dans le corps humain. Le contact du fer peut provoquer des problèmes oculaires s'il demeure dans les tissus. En outre, l'inhalation excessive de vapeurs d'oxyde de fer est un facteur de risque du cancer du poumon.
Une carence en fer provoque une anémie et peut entraver le développement cognitif et socio-émotionnel du cerveau de l'enfant. On sait en outre que la carence en fer peut renforcer les effets de certaines intoxications comme le saturnisme.

3820_le-bassin-caloris

La [popupdefinition id=18984]vitesse de rotation[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] a mis en &eacute;vidence de faibles fluctuations explicables par l'influence d'un c&oelig;ur [popupdefinition id=15334]liquide[/popupdefinition] anim&eacute; d'un [popupdefinition id=316]mouvement[/popupdefinition] propre. &copy; National Science Foundation

Le cœur de Mercure - Photos Futura

On qualifie de mouvement, la variation de la position d'un point, d'un solide ou d'un système, étudié dans un référentiel donné, en fonction du temps. Un mouvement est décrit grâce à une vitesse et à ...

Mouvement

Avec notamment l’état solide et l’état gazeux, l’état liquide fait partie des différents états de la matière. Dans l’état liquide, ions, atomes ou molécules sont faiblement liés les uns aux autres. De...

Liquide

Le terme « mercure » est employé pour désigner un élément chimique et une planète.Chimie : le mercure, un élément chimiqueLe mercure est l'élément voisin de l’or dans le tableau périodique des élément...

Lorsque l’on parle d’une perceuse ou d’une visseuse, les principales caractéristiques qui intéressent les utilisateurs sont la consommation électrique, la vitesse de rotation, la nuisance sonore (dans...

Vitesse de rotation

Le cœur de Mercure

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Sur cette image, deux crat&egrave;res brillants d'environ 40 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre sont entour&eacute;s d'un halo et de rayons brillants confirmant leur jeunesse. &copy; Nasa

Jeunes cratères

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Les images de la surface de [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] prises en [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] par la sonde [popupdefinition id=3929]Messenger[/popupdefinition] permettent de mieux r&eacute;v&eacute;ler certains d&eacute;tails, comme ici les rayons lumineux de Snorri, un jeune crat&egrave;re d'impact de 21 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Détails en couleur

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Surprenante disposition de cha&icirc;nes de crat&egrave;res sur [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] photographi&eacute;e par la sonde [popupdefinition id=3929]Messenger[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Un étrange X

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Image in&eacute;dite d'une partie du p&ocirc;le sud de [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] r&eacute;alis&eacute;e par la sonde [popupdefinition id=3929]Messenger[/popupdefinition] depuis son [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Le pôle sud

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.

Orbite

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Le p&ocirc;le nord de [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] photographi&eacute; par la sonde [popupdefinition id=3929]Messenger[/popupdefinition] depuis son [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] r&eacute;v&egrave;le d'importantes plaines volcaniques o&ugrave; la [popupdefinition id=459]lave[/popupdefinition] s'est r&eacute;pandue. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Vastes plaines volcaniques

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Plus de 35 ans apr&egrave;s le [popupdefinition id=609]survol[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] par la sonde [popupdefinition id=4722]Mariner 10[/popupdefinition] (bords gauche et droit de l'image), les clich&eacute;s r&eacute;alis&eacute;s par [popupdefinition id=3929]Messenger[/popupdefinition] (au centre) r&eacute;v&egrave;lent une multitude de d&eacute;tails. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

Messenger après Mariner 10

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

Survol

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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’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

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.