Lors des [popupdefinition id=2452]&eacute;clipses totales[/popupdefinition] il est possible d'admirer la [popupdefinition id=4417]couronne solaire[/popupdefinition], une immense aur&eacute;ole de [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition]. Cette [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] solaire s'&eacute;tend sur plusieurs millions de kilom&egrave;tres et la temp&eacute;rature de ce [popupdefinition id=2871]plasma[/popupdefinition] d&eacute;passe le million de degr&eacute;s.&copy; L. Ferrero

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Une magnifique couronne solaire

Le terme plasma peut être employé dans divers domaines : la biologie, la physique et les nouvelles technologies.
Le plasma en biologie
Partie liquide du sang qui représente environ 55 % de son volume. Le plasma est composé d'eau et contient des lipides (graisses), des hormones, des facteurs de coagulation et plus d'une centaine de protéines dont la principale est l'albumine.
Le plasma en physique
État de la matière (au même titre que liquide, solide ou gaz). C'est de la matière partiellement ou totalement ionisée.
Les plasmas sont un milieu constitué d'un mélange de particules neutres, d'ions positifs (atomes ou molécules ayant perdu un ou plusieurs électrons) et d'électrons négatifs.
Un plasma est électriquement neutre et ses particules interagissent les unes avec les autres.
Le plasma en technologie
Technologie développée pour les écrans plats, qui permet d'obtenir une image très lumineuse et très contrastée sur des surfaces importantes. Concrètement, la dalle plasma fonctionne à l'aide de deux gaz enfermés dans des petites cellules qui s'apparentent aux pixels d'un vidéoprojecteur. Le premier, le phosphore, est chargé d'illuminer la dalle en produisant de la lumière. Le second, le plasma, fonctionne comme un masque et se charge de transmettre l'impulsion électrique qui va déterminer la couleur et le contraste de chaque pixel. Cette technologie est aujourd'hui bien maîtrisée mais son industrialisation onéreuse la réserve encore à des écrans et des téléviseurs de prix élevé.

Plasma

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

On désigne par le terme de « lumière visible » le spectre du rayonnement électromagnétique perceptible par l’œil humain.
La lumière blanche
Les longueurs d’ondes de la lumière visible s’échelonnent d’environ 380 nm (violet) à 780 nm (rouge). Le spectre visible est obtenu par décomposition de la lumière blanche par un prisme. Les caractéristiques et les propriétés de la lumière sont étudiées dans le cadre de l'optique.
Vitesse de la lumière
La lumière se propage dans le vide ainsi que dans la matière ; sa vitesse de propagation dépendant du milieu dans lequel elle se déplace. Dans le vide, la lumière se propage à la vitesse c de 3.108 m.s-1., c'est-à-dire 300.000.000 mètres par seconde, ou encore 300.000 kilomètres par seconde. La vitesse de la lumière dans le vide est l’une des constantes fondamentales de la physique.
Lumière, longueur d'onde et couleur
Autre caractéristique importante : sa longueur d’onde. Dans un milieu dispersif, celle-ci peut d’ailleurs influer sur la vitesse de propagation de la lumière. La longueur d’onde influe aussi sur la perception sensorielle de l’œil et donne ainsi à la lumière sa couleur.
Ondes électromagnétiques et photons : la dualité onde-corpuscule
D’un point de vue théorique, la lumière peut être représentée soit par des ondes électromagnétiques, soit par des photons. C’est ce que les physiciens appellent la dualité onde-corpuscule. Ainsi, certains phénomènes optiques (rayonnement du corps noir et loi de Planck, etc.) s’expliquent bien à l’aide de la théorie ondulatoire qui suppose que la lumière est une onde électromagnétique. Pour d’autres (effet photoélectrique, effet Compton, etc.), il faut supposer que la lumière est composée de corpuscules d’énergie nommés « photons ».
Physique : optique quantique et photons intriqués
La théorie quantique a formalisé cette surprenante dualité. Les photons possèdent à la fois les propriétés de particules – on peut les compter, par exemple – et celles d’ondes : ils peuvent interférer.
Les physiciens sont capables de manipuler des photons uniques ou des paires de photons dits intriqués. Ils étudient les phénomènes qui en découlent dans le cadre de l’optique quantique. Les applications potentielles sont prometteuses : cryptographie inviolable, calculs basés sur le qubit, etc.

Lumière

La couronne solaire est la couche la plus externe de l'atmosphère solaire et est un plasma, gaz complètement ionisé. Au-dessus de la chromosphère, le gaz de l'atmosphère solaire devient de moins en moins dense, mais sa température augmente à nouveau et passe de 10 000 K à la base de la zone de transition à 2 000 000 K dans la couronne. Ce phénomène surprenant de "chauffage" de la couronne est encore à l'heure actuelle un des grands sujets de recherche en physique solaire.
Le gaz chaud de la région de transition puis de la couronne émet des rayonnements ultraviolets et X observables à partir de satellites. La région de transition est ainsi observée par l'expérience EIT de SOHO dans différentes raies UV produites par des atomes portés à différentes températures. Quant à la couronne, elle est observée de façon régulière en rayons X par le satellite japonais YOHKOH.

Couronne solaire

En général, on emploie le terme éclipse pour parler du phénomène d’occultation d’une source lumineuse par un objet. Transposée au monde de l’astronomie, cette définition nous apprend qu’une éclipse correspond à l’obscurcissement d’un astre du fait de l’interposition d’un autre corps céleste entre cet astre et une source lumineuse. Le phénomène reste rare. Pour l’observer, il faut que certaines conditions soient réunies.
L’éclipse totale n’est que l’un des différents types d’éclipses que l’on peut observer. Contrairement à l’éclipse partielle, elle fait « disparaître » l’astre dans sa totalité. L’éclipse est dite totale lorsque la Lune, par exemple, masque complètement le Soleil. On peut voir alors la couronne solaire. Même si les diamètres apparents de la Lune et du Soleil sont sensiblement les mêmes, cette situation ne se présente que relativement rarement.
La phase totale — et uniquement la phase totale — d’une éclipse de Soleil peut être observée directement à l’œil nu, sans protection. © Cai Carney, Unsplash
La Lune et le Soleil
Depuis la Terre, il est possible d’observer des éclipses de Lune — lorsque la Terre se glisse entre la Lune et le Soleil — et des éclipses de Soleil — lorsque la Lune se glisse entre la Terre et le Soleil. Et l’une et l’autre peuvent être partielles, lorsque l’alignement entre la Terre, la Lune et le Soleil n’est pas parfait. Elles peuvent aussi être totales, lorsque l’alignement des corps est « parfait ». Ce qui n’arrive pas tous les jours, les plans de l’orbite de la Lune et celui de l’écliptique ne coïncidant pas. Ainsi pour éclipser totalement le Soleil, la Lune doit se situer suffisamment voisine de l’écliptique pour être bien alignée avec la Terre et le Soleil.
Notez que la dernière éclipse totale du Soleil qui a pu être observée en France métropolitaine a eu lieu le 11 août 1999. Pour la prochaine, il faudra attendre le 3 septembre 2081. Ou le 12 août 2045 pour admirer une éclipse totale du Soleil dans le ciel de la Guyane.

Éclipse totale

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Le 1er ao&ucirc;t 2008, une [popupdefinition id=2452]&eacute;clipse totale[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] a pu &ecirc;tre observ&eacute;e en Chine. Cette [popupdefinition id=11095]photographie[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; prise depuis Weizixia, dans la r&eacute;gion de Yiwu.T&eacute;l&eacute;objectif Zenit FS12, focale : 300mm F/D : 4,5. Compositage en [popupdefinition id=15141]gradient[/popupdefinition] rotationnel de 10 &deg; de 37 images prises sur 119 secondes de totalit&eacute;. Expositions de 1/1600e &agrave; 0,4 seconde sur &eacute;quivalent 100 [popupdefinition id=1227]ISO[/popupdefinition]. APN Canon 350D d&eacute;filtr&eacute;.&copy; : Philippe Morel, Soci&eacute;t&eacute; Astronomique de France

Une éclipse totale de Soleil au charme envoûtant

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

De manière générale, le terme de « gradient » est employé pour qualifier la variation d’une grandeur dans l’espace.
Le gradient en mathématiques, un vecteur
Pour les mathématiciens, le terme de gradient désigne un vecteur représentant la variation d’une fonction par rapport à la variation de ses différents paramètres. Ainsi le gradient d’une fonction f en un point M est le vecteur dont les composantes sont les dérivées partielles de f calculées au point M.
Le gradient en biologie
En biologie, le gradient désigne une variation de la concentration d’une substance ou d’une propriété physiologique. Il est souvent question de gradient de concentration de part et d’autre d’une membrane. Pour se déplacer dans le sens du gradient, c'est-à-dire de l’endroit où la concentration est la plus élevée vers l’endroit où elle est la plus faible, les molécules n’ont pas besoin d’un apport d’énergie.
Le gradient en physique
En physique, on parle, par exemple, de gradient de vitesse lorsque deux couches adjacentes d’un fluide s’écoulent à des vitesses différentes.
Le gradient de température résulte de phénomènes thermodynamiques. La température d’un objet peut ne pas être la même en différents points de sa surface, lorsque celui-ci est relié, d’une part, à un autre objet chaud et, d’autre part, à un objet froid.
Le gradient en météorologie
L’expression gradient de température est également largement employée en météorologie. Elle désigne alors les changements de la température atmosphérique avec l’altitude. Elle est déterminée à l’aide de ballons sondes. Dans la troposphère, le gradient de température moyen est d’environ 0,6 °C / 100 m mais localement, il est très variable.

Gradient

La photographie est la technique permettant de fixer des images grâce à la lumière. Ce terme désigne également l'image obtenue par un tel procédé et la branche des arts graphiques lui étant dédiée. 
Inventée en 1826 par Joseph Niépce
Découverte et principe de la photographie
Ce procédé se base sur deux types de connaissances : l'optique, permettant de capter et de livrer une image en un point précis, et la chimie, servant à fixer l'image obtenue sur une surface. Les premières avancées d'optique sont lointaines et débutent sous Aristote qui crée déjà des images inversées à partir d'un trou dans le mur d'une chambre noire. Les alchimistes découvrent, au XVIe siècle, que le chlorure d'argent noircit à la lumière du soleil.
 Plusieurs expériences sont lancées : en 1780, Jacques Charles arrive fugitivement à fixer une silhouette sur du papier imbibé de chlorure d'argent, Thomas Wedgwood, en 1802, utilise du nitrate d'argent, John Herschel, en 1819, opte pour l'hyposulfite de sodium, futur fixateur. En 1826, Joseph Niépce, lithographe français, a l'idée d'associer les trois procédés afin de fixer l'image sur des plaques d'étain qu'il prend soin de recouvrir de bitume de Judée, durcissant à la lumière. Il tire la première épreuve positive réclamant à son auteur un temps d'exposition de huit heures. La première photographie prise par Joseph Niépce est une représentation d'une aile de sa propriété de Saint-Loup-de-Varennes.
Évolution de la photographie
 Son inventeur décède en 1833, mais Louis Daguerre poursuit les travaux et découvre le développement de l'image latente qui permet notamment de réduire le temps de pose. La photographie ne cesse ensuite d'évoluer avec les inventions du négatif, de l'image souple, de la couleur, du film et des photographies instantanées, en relief, photos numériques, de synthèse et astronomiques.

Photographie

Le sigle ISO peut désigner l'International Organization for Standardization, ou le satellite Infrared Space Observatory.
ISO International Organization for Standardization
Organisation internationale de normalisation qui regroupe les instituts nationaux de normalisation de plus de cent pays : Afnor pour la France, BSI pour la Grande-Bretagne, ANSI pour les États-Unis, DIN pour la République fédérale d'Allemagne, etc. Les travaux de l'ISO concernent tous les domaines industriels, à l'exception de l'électronique et de l'électricité qui sont du ressort de la Commission électrotechnique internationale (CEI). Pour l'informatique et les télécommunications, l'ISO et la CEI ont formé un Comité technique commun (ISO-IEC/JTC 1).
ISO le satellite Infrared Space Observatory
Le satellite ISO, Infrared Space Observatory, de l'Agence Spatiale Européenne est le premier observatoire infrarouge spatial jamais lancé.
D'un diamètre de 60 centimètres, ce télescope refroidi à quelques kelvins a pour objectif d'observer l'univers froid et sombre en imagerie et spectroscopie à des longueurs d'onde comprises entre 2,5 et 240 mètres. ISO a révolutionné notre vision de l'univers infrarouge par les données de grande qualité qu'il nous a transmises, et constitue un succès technologique, industriel et scientifique majeur pour la communauté européenne, mais aussi internationale.
ISO a été mis sur orbite le 7 novembre 1995 grâce à un tir nocturne nominal d'Ariane 4 depuis Kourou en Guyane. ISO est un projet de l'Esa avec la participation des agences spatiales japonaise et américaine (Isas et Nasa) : proposé en 1979, sélectionné en 1983, ses instruments définis en 1985 et l'appel d'offre pour les observations publié en 1994, ce programme d'astronomie infrarouge spatial a culminé entre novembre 1995 et avril 1998, période d'opération d'ISO. Le budget total est de l'ordre de 700 millions d'euros. 
Au foyer du télescope de 60 centimètres refroidi se trouvent quatre instruments fournis par l'Allemagne, la France, les Pays-Bas et le Royaume-Uni : deux spectromètres (SWS et LWS), une caméra (CAM) et un spectrophotopolarimètre (PHOT). 
Sur son orbite très elliptique, après une phase de vérification et d'étalonnage d'un peu moins de trois mois, ISO a effectué 26.450 heures observations jusqu'au 8 avril 1998, date à laquelle l'hélium a été complètement consommé. Le temps de vie d'ISO a dépassé de dix mois le temps requis, avec au total plus de vingt-huit mois d'opération. 
La station au sol de Villafranca, près de Madrid, a effectué toutes les opérations en temps réel pour le pilotage du satellite, et abrite maintenant le centre de données et l'archive publique, afin que toute la communauté puisse utiliser les données.

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Les [popupdefinition id=2452]&eacute;clipses totales[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] donnent l'occasion d'observer les protub&eacute;rances, de longs filaments gazeux rouges qui s'&eacute;chappent de la surface solaire.Cette [popupdefinition id=11095]photographie[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; prise &agrave; l'occasion de l'&eacute;clipse du 11 juillet 2010.&copy; P. Ledoux

Des protubérances solaires formant des filaments rouges

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L'[popupdefinition id=2452]&eacute;clipse totale[/popupdefinition] du 11 juillet 2010 s'est produite peu avant le coucher du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. Cette [popupdefinition id=11095]photographie[/popupdefinition] grand angle, prise depuis la Patagonie, r&eacute;v&egrave;le le [popupdefinition id=4127]c&ocirc;ne[/popupdefinition] d'ombre que la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] projette sur la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition].&copy; D. Fischer

Une éclipse totale fuyant vers l'horizon

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

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

Le mot cône est utilisé dans de nombreux domaines : biologie, zoologie, botanique, mathématiques...
Biologie
Les cônes sont les éléments réceptifs de la rétine pour la couleur. Il en existe de trois types pour capter les rayonnements (ou stimuli) correspondants au rouge orangé, au vert et au bleu violet, les trois primaires du système additif RVB.
Zoologie
Un cône est un mollusque, un escargot marin le plus souvent du genre Conus.
Botanique
En botanique, le cône est l'organe reproducteur des gymnospermes (sapin, séquoia, pins...).
Géométrie
Un cône est un figure géométrique présentant la forme d'un cornet de glace.

Cône

3900_une-eclipse-totale-fuyant-vers-l-horizon

Juste avant ou juste apr&egrave;s la totalit&eacute; de l'[popupdefinition id=919]&eacute;clipse[/popupdefinition], quelques rayons de [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] passent par les irr&eacute;gularit&eacute;s du bord lunaire, provoquant bri&egrave;vement des perles de [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] appel&eacute;e grains de Baily ou&nbsp;perles de Baily.&copy; D. Gardner

Des grains de Baily, ces perles de lumière

On désigne par le terme de « lumière visible » le spectre du rayonnement électromagnétique perceptible par l’œil humain.
La lumière blanche
Les longueurs d’ondes de la lumière visible s’échelonnent ...

De manière très générale, le terme éclipse est employé pour parler du phénomène d’occultation d’une source lumineuse par un objet. Cette définition transposée au monde de l’astronomie devient : obscur...

Éclipse

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 ...

3901_des-grains-de-baily--ces-perles-de-lumiere

Les monumentales statues de l'&icirc;le de P&acirc;ques regardent l'[popupdefinition id=2452]&eacute;clipse totale[/popupdefinition] du 11 juillet 2010. L'ombre lunaire a travers&eacute; une grande partie du Pacifique.&copy; S. Guisard

Une éclipse vue par les statues de l'île de Pâques

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Le petit satellite scientifique europ&eacute;en Proba-2 a saisi le 15 janvier 2009 le passage de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] devant le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], observ&eacute; dans l'[popupdefinition id=1003]ultraviolet[/popupdefinition]. Il s'agissait d'une [popupdefinition id=2451]&eacute;clipse annulaire[/popupdefinition] : la Lune, tr&egrave;s &eacute;loign&eacute;e de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], ne masquait pas compl&egrave;tement le Soleil. &copy; Esa

Une éclipse annulaire vue par satellite

On qualifie de rayonnement ultraviolet (UV), un rayonnement électromagnétique de même nature que la lumière visible. Toutefois ses longueurs d’onde, comprises entre 20 nm et 400 nm, sont trop courtes pour être perceptibles par l’œil humain. L’énergie que ce rayonnement transporte, en revanche, est d’autant plus importante que la longueur d’onde est faible. Elle peut provoquer des dommages au corps humain.Des ultraviolets peuvent être produits par des sources artificielles comme des lasers ou des lampes à bronzage. Cependant ils nous arrivent essentiellement du Soleil. C’est 5 % du rayonnement que nous recevons au niveau de la mer — car la quantité de rayonnement UV reçu augmente avec l’altitude — qui est ainsi composé d’UV, majoritairement d’UVA (98 %), mais aussi de quelques UVB (2 %).À 1.500 mètres d’altitude, le rayonnement UV est environ de 20 % plus intense qu’au niveau de la mer. © danfador, Pixabay, CC0 Creative CommonsRayons ultraviolets et santéLe rayonnement ultraviolet se divise en trois grandes catégories :Les UVA se situent aux longueurs d’onde comprises entre 320 et 400 nm. Ce sont les moins énergétiques, mais aussi les plus pénétrants. On les qualifie d’« agents du bronzage », car ils sont à l’origine d’une pigmentation immédiate de la peau. Ils contribuent aussi au vieillissement de la peau et du cristallin et peuvent entraîner des modifications génétiques à l’origine de cancers cutanés ;Les UVB, dont la longueur d’onde oscille entre 290 et 320 nm, sont un peu plus énergétiques et partiellement arrêtés par la couche d’ozone et totalement par le verre et les nuages. En cas de surexposition, ils peuvent provoquer des réactions inflammatoires, des coups de soleil voire des brûlures. Ils altèrent également le patrimoine génétique des cellules ;Les UVC, qui se trouvent entre 100 et 290 nm, sont très énergétiques et extrêmement dangereux pour la santé. Heureusement, ils sont totalement arrêtés par la couche d’ozone.Mais le rayonnement UV a aussi des effets positifs sur notre santé. S’exposer quelques minutes par jour aux UVB du Soleil permet de synthétiser de la vitamine D qui facilite l’absorption du calcium et du phosphore par l’organisme. Et les UVB aident aussi à traiter des maladies telles que le psoriasis ou l’eczéma. Les UVC peuvent être utilisés par les hôpitaux par exemple comme agents stérilisants. Ils sont en effet germicides. Les UVA, quant à eux, aideraient à limiter le développement de la myopie.L’indice UV permet d’évaluer le risque encouru et s’accompagne de conseils pour le limiter. Sous un indice 1, par exemple, le risque est faible, mais le port de lunettes est recommandé si la journée est ensoleillée. Avec un indice 6, le risque est élevé. Il est conseillé de porter lunettes et chapeau, de rester à l’ombre et d’utiliser un écran solaire haute protection. Lorsque l’indice dépasse le 11, le risque est extrême. La peau peut brûler en quelques minutes seulement.

Ultraviolet

En général, on emploie le terme éclipse pour parler du phénomène d’occultation d’une source lumineuse par un objet. Transposée au monde de l’astronomie, cette définition nous apprend qu’une éclipse correspond à l’obscurcissement d’un astre du fait de l’interposition d’un autre corps céleste entre cet astre et une source lumineuse. Le phénomène reste rare. Pour l’observer, il faut que certaines conditions soient réunies.
L’éclipse annulaire n’est que l’un des différents types d’éclipses que l’on peut observer. Contrairement à l’éclipse totale, elle ne fait pas « disparaître » l’astre dans sa totalité. L’éclipse annulaire est ainsi, d’un certain point de vue, un cas particulier d’éclipse partielle. Lors d’une éclipse annulaire de Soleil, la partie visible de notre étoile prend la forme d’un anneau.
Schéma de principe d’une éclipse annulaire. © Patrick Rocher, IMCCE
Quand une éclipse annulaire se produit-elle ?
On peut observer une éclipse annulaire du Soleil lorsque la Lune se glisse entre la Terre et le Soleil et que le diamètre apparent de la Lune est légèrement inférieur au diamètre apparent du Soleil. La Lune alors, ne masque pas complètement le Soleil. Un anneau lumineux reste visible pendant tout le maximum de l’éclipse. En revanche, la couronne solaire, elle, reste invisible.
Pour observer en toute sécurité les éclipses annulaires du Soleil, il est impératif de s’équiper de moyens de protections des yeux adéquats. Ils devraient être utilisés pendant toute la durée du phénomène.
Notez que lorsque le diamètre apparent du corps céleste considéré est beaucoup plus petit que l’astre qu’il « éclipse », on ne parle plus d’éclipse annulaire, mais plutôt de transit.

Éclipse annulaire

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Le 4 janvier 2011 la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] n'occultait qu'une partie du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] ce qui donnait lieu &agrave; une [popupdefinition id=2453]&eacute;clipse partielle[/popupdefinition] comme le r&eacute;v&egrave;le cette succession d'images.&copy; Marc Villa

Une merveilleuse éclipse partielle

En général, on emploie le terme éclipse pour parler du phénomène d’occultation d’une source lumineuse par un objet. Transposée au monde de l’astronomie, cette définition nous apprend qu’une éclipse correspond à l’obscurcissement d’un astre du fait de l’interposition d’un autre corps céleste entre cet astre et une source lumineuse. Le phénomène reste rare. Pour l’observer, il faut que certaines conditions soient réunies.
L’éclipse partielle n’est que l’un des différents types d’éclipses que l’on peut observer. Contrairement à l’éclipse totale, elle ne fait pas « disparaître » l’astre dans sa totalité. L’éclipse est dite partielle lorsque la Lune, par exemple, ne masque pas complètement le Soleil.
Une forme particulière de l’éclipse partielle est appelée éclipse annulaire, car elle laisse apparaître un anneau de l’astre occulté. Mais son mécanisme d’occurrence n’est pas le même.
Pour observer une éclipse de Soleil, il faut se munir de lunettes adaptées, notamment lorsque cette éclipse n’est que partielle. © Jason Howell, Unsplash
La Lune et le Soleil
Depuis la Terre, il est possible d’observer des éclipses de Lune — lorsque la Terre se glisse entre la Lune et le Soleil — et des éclipses de Soleil — lorsque la Lune se glisse entre la Terre et le Soleil. Et l’une et l’autre peuvent être totales, lorsque l’alignement des corps est « parfait ». Mais lorsque l’alignement de la Lune, de la Terre et du Soleil est imparfait, on assiste à une éclipse partielle. 
Notez que les éclipses totales de Soleil ne sont, à chaque fois, visibles que sur une étroite bande de la surface de la Terre. En revanche, de part et d’autre de cette bande, sur plusieurs milliers de kilomètres, les observateurs pourront profiter d’une éclipse partielle.

Éclipse partielle

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Le lever du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] en partie &eacute;clips&eacute; &agrave; l'[popupdefinition id=5202]aube[/popupdefinition] du 4 janvier 2011 a permis de r&eacute;aliser cette &eacute;tonnante image.&copy; Sylvain Wallart

Un fantastique lever de Soleil éclipsé

L'aube correspond aux premières lueurs du jour. C'est en fait les tout premiers rayons du Soleil qui commencent à se voir, alors que celui-ci est encore sous l'horizon. L'aube apparaît environ 1H30 avant le lever du Soleil.

Aube

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Cette spectaculaire image prise depuis la [popupdefinition id=18302]station spatiale[/popupdefinition] Mir montre l'ombre de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] sur la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition] au cours de l'[popupdefinition id=6177]&eacute;clipse totale de Soleil du 11 ao&ucirc;t 1999[/popupdefinition].&copy; Cnes

Un cône d'ombre lunaire projeté sur Terre

Le 11 août 1999 avait lieu une éclipse totale de Soleil visible en France. Ce phénomène reste très rare en un lieu donné : la précédente éclipse totale observable dans notre pays s'était déroulée le 15 février 1961, la prochaine est prévue pour le 3 septembre 2081. 
L'éclipse de 1999 se présentait sous les meilleurs hospices : elle se produisait en été pendant une période de vacances et en plein milieu de journée quand le Soleil est au plus haut. Des dizaines de millions de curieux étaient attendus à l'intérieur de la bande de totalité, là où le Soleil serait complètement masqué : une bande de moins de 200 kilomètres de large, s'étendant du sud de la Nouvelle-Écosse jusqu'au golfe du Bengale. En France cette bande s'étirait au nord d'une ligne Le Havre-Strasbourg. La durée de la phase totale devait être inférieure à 3 minutes, assez peu si on la compare à la grande éclipse totale de 1973 observable en Afrique du Nord (totalité de 7 minutes). 
Un timbre consacré à l'éclipse totale émis par La Poste. 
Malheureusement, en 1999, dans le jeu de cache-cache qui se jouait entre le Soleil et la Lune, une troisième invitée est venue perturber le spectacle : la météo. Dès le 10 août la pluie envahissait le nord de la France et les prévisions pour le lendemain n'étaient guère réjouissantes. C'est donc sous les nuages que la plupart des spectateurs vécurent cette éclipse le 11 août. Quelques petites régions eurent la chance d'avoir un ciel dégagé. 
L'ombre de la Lune fonce sur le globe terrestre le 11 août 1999. Remarquez les nombreux nuages qui masquaient le spectacle aux terriens. Cliché réalisé depuis la station spatiale russe Mir.
À l'est de Reims, les nuages se dissipèrent pendant la phase partielle, alors que la Lune grignotait lentement le Soleil. La baisse de luminosité ne se fit sentir qu'une dizaine de minutes avant la totalité. Le paysage devint blafard, puis soudain un cri : "L'ombre !" Au loin, fonçant à plus de 1000 kilomètres à l'heure, l'ombre de la Lune fondit sur les observateurs. Tout le monde pu alors lever les yeux au ciel : la couronne solaire se déployait autour du disque occulteur de la Lune. Dans les télescopes, on pouvait admirer des protubérances qui projetaient leurs flammes rouges au bord du Soleil. Les 3 minutes de totalité passèrent et soudain un éclair de lumière signa la fin du spectacle : le Soleil faisait son grand retour.

Éclipse solaire du 11 août 1999

La station spatiale soviétique Mir (un mot qui veut dire "monde" et "paix" en russe) est restée en orbite de février 1986 à mars 2001. Pendant dix ans (jusqu'en 1996) elle s'est agrandie avec l'ajout de différents modules portant sa masse totale à 250 tonnes, ce qui en a fait le plus grand laboratoire spatial. Autour du vaisseau principal sont venus s'amarrer progressivement six modules destinés à augmenter la surface habitable et à accueillir les instruments scientifiques. 
Ravitaillée au début par les cargos russes Soyouz et Progress, la station Mir reçoit à partir de 1995 les astronautes américains et leurs navettes, suite à différents accords de coopération spatiale russo-américaine. Les études menées dans la station Mir ont porté principalement sur la télédétection terrestre, la mesure de spectres et d'émission de rayons X en astrophysique, la production de matériaux dans l'espace et des expériences en biologie. 
Alors que le projet de Station Spatiale Internationale (ISS) a vu le jour depuis septembre 1993, le voyage de Mir prend fin le 23 mars 2001. La station se désintègre dans l'atmosphère et ses morceaux terminent leur course dans l'océan Pacifique sud.

L’avant-poste lunaire LOP-G est un projet de petite station spatiale internationale installée à proximité de la Lune de la Nasa auquel sont associés les principaux partenaires internationaux de la Station spatiale internationale. Cette petite station servira de base au soutien des robots et astronautes explorant la Lune, et de tremplin vers d'autres destinations comme Mars ou vers un astéroïde proche de la Terre, par exemple. Elle sera installée sur une orbite NRHO (Near Rectilinear Halo Orbit) dans le système Terre-Lune, ni circulaire ni elliptique, et liée aux points de Lagrange L1 et L2. Sur cette orbite, les distances minimale et maximale du LOP-G, par rapport à la Lune, seront respectivement de 1.500 kilomètres et de 70.000 kilomètres (pour mémoire, la distance moyenne entre la Terre et la Lune est de 384.000 kilomètres). La période de rotation sera de six jours, à l'extérieur de la zone d'ombre lunaire, ce qui permet des communications ininterrompues avec la Terre.Cette station sera constituée d'un module de propulsion et de production d’énergie (PPE, Power Propulsion Element) qui sera fourni par la Nasa. Ce sera le premier élément à être lancé en 2022. Elle comptera aussi deux modules d'utilisation dont l'un sera réalisé par la Nasa et l'autre par l’ESA (Esprit, European System Providing Refuelling, Infrastructure and Telecommunications), et deux modules d'habitation (d’un volume global de 125 m3, à comparer avec le volume habitable de 388 m3 de la Station spatiale internationale). La Nasa en réalisera un et l'ESA fournira le module International Habitation Module (I-Hab). Cette station comprendra également un sas permettant les activités extravéhiculaires et l'amarrage d'engins visiteurs, un module logistique multiusage que réalisera Roscosmos, et le système robotisé intelligent Canadarm3 que fournira le Canada. Quant à la Jaxa (Japan Aerospace Exploration Agency), elle fournira le module de ravitaillement. Cette station pourra accueillir un maximum de quatre astronautes, pour des séjours d'une durée d'un à trois mois. Du fait du coût élevé de sa desserte, elle n'a pas vocation à être habitée en permanence.Une phase américaine puis une phase internationaleJusqu’à la décision de Donald Trump d’avancer le retour sur la Lune à 2024 (plutôt que 2028 comme initialement prévu), la Maison Blanche a précisé qu’elle ne souhaite pas de coopération étrangère pour la première phase du programme Artemis (Phase 1). Pour préparer ce retour sur la Lune, la Nasa se voit contrainte d’adapter le design du Gateway à ses besoins et d’avancer sa mise en service, initialement prévue à l’horizon 2025, a minima pour 2023. Dans ce nouveau scénario, la Nasa reporterait à une date ultérieure la livraison des modules Esprit et I-Hab que doit fournir l’ESA. Elle prévoit désormais d’utiliser un mini-habitat, équipé de quatre ports d’amarrage. L’un d’entre eux permettra le raccordement au module de propulsion et de production d’énergie PPE, et les trois autres serviront à agrandir la future station. Mais en premier lieu, ils seront utilisés par l’atterrisseur, le module de remontée et le remorqueur spatial. Dans un premier temps, atterrisseur et module de remontée ne seront pas réutilisables et seront dimensionnés pour transporter deux astronautes et leur équipement. Les atterrisseurs de la Phase 2, eux, embarqueront des équipages de quatre astronautes.En effet, d’après les plans de la Nasa, l’idée est d’envoyer des astronautes jusqu’au Gateway à l’aide du véhicule Orion, puis de parcourir les 100 derniers kilomètres qui séparent la station de la surface lunaire à bord d’un atterrisseur (dont le développement n’a pas encore commencé), équipé de son propre système de propulsion. Cet atterrisseur aura été livré préalablement, tracté jusqu’au Gateway par un remorqueur spatial (tug). À la fin de la mission, une partie de l’atterrisseur restera sur la Lune, et un module de remontée permettra de rejoindre le Gateway, où restera amarré le vaisseau Orion utilisé par les astronautes pour revenir sur Terre. 

Portail sur orbite circumlunaire Gateway (LOP-G)

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Les [popupdefinition id=921]&eacute;clipses de Soleil[/popupdefinition] sont parmi les rares ph&eacute;nom&egrave;nes astronomiques que l'on peut observer m&ecirc;me en pleine ville, comme ici en Inde lors de l'[popupdefinition id=2453]&eacute;clipse partielle[/popupdefinition] du 19 mars 2007. &copy; P. Potdar

Une éclipse rougeouyante en pleine ville

Une éclipse de Soleil se produit lorsque le Soleil, la Lune et la Terre sont alignés. Notre satellite naturel, 400 fois plus petit que notre étoile mais 400 fois plus proche — le hasard fait bien les choses —, vient alors masquer partiellement ou totalement l’astre solaire. C’est donc un rendez-vous du Soleil avec la Lune qui ont quasiment la même taille apparente. Un tel évènement peut survenir une à deux fois par an sur toute la Terre. Toutefois, dans une même région du Globe, il s’écoule des années entre deux éclipses solaires.
La Lune tourne autour de la Terre sur un plan incliné à 5° par rapport à celui de l’écliptique (ce mot vient justement d’éclipse, eclipsis en latin, et ekleipsis, en grec). Par deux fois dans l’année, son orbite coupe ce plan. Signalons, par ailleurs, que si ce plan n’était pas incliné, nous pourrions voir des éclipses de Soleil à chaque Nouvelle Lune.
Animation d’une éclipse totale de Soleil. La Lune qui passe devant le Soleil (400 fois plus éloigné et 400 fois plus grand) projette son ombre sur la Terre. © Nasa
En plus d’être inclinée, l’orbite de la Lune est aussi elliptique ce qui veut dire qu’au moment où elle passe devant le Soleil — d’un point de vue terrestre —, sa taille apparente peut ne pas être suffisante pour couvrir entièrement le disque solaire. On parle alors d’éclipse annulaire du Soleil.
Enfin, selon votre position géographique, vous pouvez assister à une éclipse totale de Soleil ou partielle. Plus vous êtes éloigné de la bande de totalité, moins le Soleil sera masqué.
Que peut-on observer pendant une éclipse totale de Soleil ?
Une éclipse totale de Soleil est un spectacle magnifique qu’il convient de suivre avec des lunettes à éclipses pour protéger vos yeux. En l’espace de quelques heures, on peut voir le Soleil grignoté par la Lune. Puis quand vient la totalité, notre étoile semble alors avoir disparu, comme dévorée par la Lune. Vous aurez alors l’impression, tout en frissonnant un peu (la température diurne peut chuter de plusieurs degrés), que la nuit a tout envahi. Autour de vous, les animaux se taisent. Le phénomène peut durer deux à trois minutes. Enfin, soulagement, la Lune se retire, démasquant à nouveau l’astre flamboyant.
Comme on peut bien le voir sur cette animation montrant deux des trois acteurs principaux d’une éclipse de Soleil — la Lune et, au centre, la Terre — vus du dessus, le plan de l’orbite de la Lune est incliné par rapport à celui de l’écliptique. Lorsqu’il arrive que les trois astres sont parfaitement alignés, il y a éclipse totale de Soleil. © Nasa
Au moment de la totalité, il est possible d’admirer la couronne solaire — des lunettes de protection ou un filtre solaire adéquat sont encore une fois indispensables —, avec des filaments qui d’ordinaire nous sont invisibles. Les grains de Bailly — ou perles de Bailly — apparaissent lorsque des rayons du Soleil passent entre les reliefs lunaires, sur le limbe.
Trois éclipses de Soleil ont été visibles en France au cours du XXe siècle : 1912, 1961 et 1999. La prochaine éclipse totale en France métropolitaine est prévue pour le 3 septembre 2081.
Voir le calendrier des prochaines éclipses de Soleil.

Éclipse de Soleil

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Les [popupdefinition id=921]&eacute;clipses de Soleil[/popupdefinition] n&eacute;cessitent de se prot&eacute;ger les [popupdefinition id=14131]yeux[/popupdefinition] pour &eacute;viter de graves br&ucirc;lures. Des distributions de lunettes sp&eacute;ciales sont organis&eacute;es comme ici en Inde.&copy; AP

Des lunettes d'éclipse pour se protéger

L'œil, également appelé globe oculaire, correspond à l’organe de la vue, captant le signal lumineux avant que l’information ne soit réinterprétée par le cerveau et transformée en formes et en couleurs. Il se compose de différentes régions lui permettant d’assurer sa fonction, de la cornée jusqu’à la rétine. Il est inséré dans une orbite, et on en retrouve une ou plusieurs paires chez bon nombre d’espèces animales, aussi bien chez les arthropodes, les mollusques ou les vertébrés.
Anatomie de l’œil humain
L’œil humain correspond grossièrement à une petite boule de 2,5 cm de diamètre, pesant sept à huit grammes. Comme chez beaucoup de mammifères, le globe oculaire se compose de différentes couches. La plus externe correspond à la sclère, membrane résistante qui donne sa couleur blanche à l’œil en le recouvrant à 80 %, sur laquelle s’insèrent les muscles oculomoteurs. Au centre se trouve la cornée, qui permet de capter les premiers rayons de lumière et de commencer la réfraction.
Sous la sclère, on trouve la choroïde, couche fine irriguée de vaisseaux sanguins et assurant la nutrition de la rétine et de l’iris.
La rétine, située dans le fond du globe oculaire, au contact de la choroïde, correspond à la région directement sensible à la lumière, polarisée principalement par la cornée et le cristallin. Elle est composée de cellules en cônes et en bâtonnets, sensibles aux détails de l’environnement et à la luminosité. C’est à ce niveau que le signal lumineux va être traduit en message nerveux, et être envoyé au cerveau par le nerf optique.
Au centre de l’œil, derrière la cornée, on trouve l’iris, région qui confère sa couleur particulière au globe oculaire. En son centre, on trouve la pupille, région sombre qui, sous l’action de muscles, se contracte ou se dilate pour laisser passer plus ou moins de lumière, à l’instar d’un diaphragme sur un appareil photo.
L’essentiel du volume de l’œil (90 %) est dû à l’humeur vitrée, liquide gélatineux situé en arrière du cristallin, qui donne au globe oculaire sa consistance. Il contribue également à la réfraction de la lumière.
Les yeux composés
Si l’Homme, les autres vertébrés et d’autres groupes possèdent deux yeux simples, ce n’est pas le cas chez tous les animaux. Ainsi, de nombreux arthropodes, comme les mouches, les libellules ou les crabes possèdent des yeux composés, c’est-à-dire un ensemble de photorécepteurs appelés ommatidies. Certains de ces animaux peuvent posséder jusqu’à cinq yeux composés.

Œil

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Pour enregistrer toutes les phases d'une [popupdefinition id=921]&eacute;clipse de Soleil[/popupdefinition], les [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] ont recours &agrave; une succession de poses qu'ils combinent ensuite.&copy; P Morel et S. Rivaud

Un élégant chapelet d'éclipses

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

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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

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

Les astronomes se sont aperçus que les éclipses se répétaient à intervalle régulier. Une même éclipse se répète tous les 18 ans et 10 jours (ou 11 si c'est une année bissextile). Cette période est appelée le saros. Grâce au saros, on peut retrouver la date exacte d'une éclipse ayant eu lieu plusieurs siècles avant le notre. De même que l'on peut prédire les prochaines éclipses. 
L'éclipse du 11 août 1999 se répètera donc exactement dans les mêmes conditions et la même durée le 21 août 2017. Mais du fait de la rotation de la Terre sur elle-même, elle ne se reproduira pas au même endroit et à la même heure sur Terre. Dans un saros il y a environs 84 éclipses. 42 de Lunes et 42 de Soleil. On compte entre quatre et sept éclipses par an, avec au moins deux lunaires et deux solaires. Elles sont pour le plus souvent partielle. Une éclipse se reproduit en un même lieu que tous les 370 ans à peu près. La Lune s'éloigne de ½ cm de la Terre par an. Ainsi dans plusieurs centaines de siècle, les éclipses totales n'existeront plus.