Mosa&iuml;que en [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] constitu&eacute;e de 27 images prises de neuf endroits (en rouge, vert et bleu) par la sonde Cassini-Huygens le 29 d&eacute;cembre 2000, alors qu'elle se trouvait &agrave; 10 millions de km de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition].Il s'agit du portrait le plus fin de Jupiter jamais r&eacute;alis&eacute;, qui permet de visualiser des d&eacute;tails dont les plus petits mesurent 60 km.

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Jupiter

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

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Photo prise en Juillet 1994, juste apr&egrave;s l'impact.

Impact de Shoemaker-Levy sur Jupiter

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Io et Jupiter depuis Cassini

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Jupiter et son système

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Incroyables images d'une &eacute;ruption sur [popupdefinition id=3715]Io[/popupdefinition] dans la r&eacute;gion de Tvashtar

Eruption sur Io

Découvert par Galilée en 1610, dès que celui-ci a braqué une lunette vers Jupiter, Io est un satellite brillant que l’on pourrait voir à l’œil nu si Jupiter, proche, ne nous éblouissait pas. Io est légèrement plus grande que la Lune avec un rayon moyen de 1.821,3 km (environ 5 % de plus que la Lune) et une masse de 8,931.9 × 1022 kg (environ 21 % supérieure à celle de la Lune). Io gravite autour de Jupiter à 350.000 km du sommet de son atmosphère en 42,5 heures et est en résonance orbitale avec deux autres satellites galiléens, Europe et Ganymède. Sa proximité avec Jupiter entraîne des effets de marée très importants à l’origine d’un volcanisme copieux. Comme les autres satellites internes de Jupiter, Io est en rotation synchrone. L'astre pointe donc toujours la même face vers Jupiter. Loki Patera est le plus grand cratère visible sur Io. Tout indique qu’il s’agit d’une caldeira remplie par un lac de lave. Celui-ci est monstrueux si on le compare, par exemple, à celui de l’Erta Ale, sur Terre. Son diamètre est d’environ 200 kilomètres, ce qui veut dire que sa superficie est supérieure à celle du lac Ontario, que se partagent les États-Unis et le Canada. Son centre est occupé par une sorte d’île qui rend les planétologues perplexes car sa structure ne semble pas du tout affectée par le lac de lave. © NasaComposée principalement de silicates et de fer, Io est plus proche par sa composition des planètes telluriques que des autres lunes des géantes gazeuses du Système solaire externe, composées, elles, en majeure partie d’un mélange de glaces et de silicates. Io semble être le seul autre astre du Système solaire où l’on trouve un volcanisme actif ressemblant à celui de la Terre. Quelques indices laissent penser qu’il en est de même sur Vénus, mais les preuves manquent encore.La découverte du volcanisme de IoMême si Io semblait le siège de phénomènes intrigants depuis le début des années 1970, la découverte de son volcanisme remonte à mars 1979 grâce à l’obstination de Linda Morabito, alors ingénieure de navigation dans l’équipe de la mission Voyager 1. Elle était occupée à traiter les images obtenues par la sonde lorsqu’elle a remarqué ce qui s’est plus tard révélé être un panache volcanique de 300 km de hauteur.Pendant longtemps, les volcans en éruption sur Io sont passés inaperçus car l’observation des détails sur sa surface était au-delà des capacités des télescopes terrestres en raison de sa petite taille apparente. Le satellite galiléen mesure en effet 3.600 km de diamètre, soit presque la même taille que notre lune, mais est situé beaucoup plus loin, à 4,2 fois la distance entre la Terre et le Soleil, soit 630.000.000 km. Cette photo a été prise le 4 mars 1979 par la sonde Voyager 1. Elle montre un panache volcanique s’élevant à plus de 100 km de hauteur en quelques minutes seulement. Sa luminosité a été augmentée par traitement de l’image avec un ordinateur pour le rendre plus facilement visible, mais la couleur du panache (blanc verdâtre) a été préservée. © Nasa, JPL, University of ArizonaTout le monde n’a pas été surpris par la découverte de volcans sur Io. Quelques jours avant, Stan Peale, Patrick Cassen et R.T Reynolds avaient publié dans Science un article où ils affirmaient qu’en raison des forces de marée résultant de l’influence de Jupiter, Ganymède et Europe, beaucoup de chaleur devait être produite à l’intérieur de Io. Cette chaleur provenant de la dissipation de l’énergie mise en jeu dans les déformations de la lune de Jupiter, elle devait engendrer un volcanisme important.D’autres preuves de l’activité de Io ont ensuite été fournies par les observations de la mission Galileo entre 1995 et 2003. En 1999, il y eut notamment les images impressionnantes montrant une éruption fissurale de 25 km de long avec des fontaines de laves s’élevant à quelques kilomètres de hauteur. Cet outburst s’est produit dans la patera Tvashtar, une sorte de caldeira volcanique à laquelle a été donné le nom du dieu hindou des forgerons.La sonde Galileo est restée en orbite dans le système jovien de 1995 à 2003. Elle a observé plus de 160 volcans actifs et un large éventail de styles d’éruption. L’une des plus spectaculaires, à gauche sur l’image, a été photographiée par Galileo en 1999 à proximité du pôle nord de Io. L’éruption a duré 15 mois. Le 26 février 2007, une nouvelle éruption au même endroit a été photographiée par la sonde New Horizons alors qu’elle croisait Jupiter, sur sa route vers Pluton. © NasaIo étudiée de la TerreIl ne faudrait pas croire pour autant que l’étude du volcanisme de Io n’a été possible qu’avec les missions spatiales Voyager, Galileo et même New Horizons. Elle est aussi conduite depuis le sol et cela a contribué à faire évoluer l’image que l’on s’en était faite. Parmi les astronomes que le satellite fascine, il y a le Français Franck Marchis. Il est actuellement l’un des principaux chercheurs en poste au Carl Sagan Center, l’une des divisions de recherche du mythique SETI Institute.Bien qu’il s’occupe plus particulièrement maintenant du Gemini Planet Imager (GPI) et des possibilités d’imagerie directe des exoplanètes, il a été le premier, en 1996, à observer les volcans de Io depuis le sol en utilisant l’instrument Adonis (Adaptive Optics Near Infrared System). Il s’agissait du premier système d’optique adaptative équipant le télescope de 3,6 m de l’ESO à La Silla, au Chili.

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La banquise sur Europe 1

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La banquise sur Europe 2

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Fontaines de [popupdefinition id=459]lave[/popupdefinition] dans la [popupdefinition id=450]caldera[/popupdefinition] de la r&eacute;gion de Tvashtar.

Eruption sur Io:région de Tvashtar

La lave est une roche issue d'un magma qui est émise sous une forme plus ou moins fluide par les volcans en éruption. Ces roches sont riches en silice (roches basiques). Leur température varient de 700 à 1200°C avec des émissions éventuelles de gaz tels le dioxyde de soufre ou de carbone). Leur composition et aspect varient suivant le mode de formation du magma. 
Les roches volcaniques sont des roches éruptives, et font partie des roches magmatiques, avec les roches plutoniques, cristallisées en profondeur (comme le granite). L'accumulation des coulées de lave, et d'autres matériaux éruptifs (bombes, cendres et lapilli) construit le cône caractéristique des volcans dont la forme dépend de la viscosité de la lave et/ou de sa teneur en gaz.

Lave

Une caldera (ou caldeira) est un cratère volcanique géant pouvant mesurer plusieurs kilomètres de diamètre. Son contour est soit circulaire, soit elliptique. Son nom vient du mot d'origine portugaise signifiant « chaudron ».
Formation des calderas
Ces structures géologiques apparaissent avec l’affaissement de la partie centrale des volcans, notamment à cause de l'effondrement des chambres magmatiques qui se sont vidées durant les éruptions.
Ce mot ne désigne en aucun cas un cratère apparu à la suite d’un phénomène volcanique explosif.

Caldera

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Falaises de glace sur Europe

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Modèles de la structure d'Europe

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Europe 3

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Panaches volcaniques sur Io

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Evolutions de panaches volcanique sur Io

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Evolution du sol sur Io

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Montagnes sur Io

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Zones volcaniques importantes sur Io

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Callisto 1

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Callisto 2

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Callisto 3

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Comparaison des satellites principaux de Jupiter(surfaces)

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Comparaison des satellites principaux de Jupiter

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Sur cette image on compare la taille de deux [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition].Notez la similitude de [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] qui implique peut-&ecirc;tre que Amalthe doit sa couleur aux panaches de [popupdefinition id=14521]soufre[/popupdefinition] &eacute;ject&eacute;s par [popupdefinition id=3715]Io[/popupdefinition].

Comparaison de Io et Amalthe

Retrouvé aussi bien dans les volcans que dans tous les êtres vivants, le soufre est reconnaissable entre tous les éléments pour sa couleur jaune vif.
Généralités
Symbole : SNuméro atomique : 16Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 6Masse atomique : 32,065 uIsotopes les plus stables : 32S stable avec 16 neutrons (95,02 %), 33S stable avec 17 neutrons (0,75 %), 34S stable avec 18 neutrons (4,21 %), 38S stable avec 20 neutrons (0,02 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 16 (VIA), 3, pDensité : 2 (monoclinique), 2,07 (rhombique)Point de fusion : 115,21 °CPoint d’ébullition : 444,61 °C
Historique du soufre 
Le soufre est connu depuis l’Antiquité. En 1777, Lavoisier le reconnaît comme un élément, et non un composé. 
Propriétés du soufre
Le soufre est un solide jaune qui brûle avec une flamme bleue en émettant du dioxyde de soufre SO2. Dans l'eau et les autres solvants polaires, il n'est pas soluble. C'est en revanche le cas dans les solvants apolaires. On le trouve sous forme de gisements dans la nature.
Le soufre se combine avec tous les autres éléments, sauf les gaz rares. Parmi les composés qu'il forme avec l'hydrogène ou l'oxygène, notons le sulfure d'hydrogène H2S, qui a une odeur d'œuf pourri caractéristique.
Les formes allotropiques du soufre sont très nombreuses. La plus stable est S8, ou cyclo-octasoufre. Le soufre peut former des molécules de longueur indéterminée : ainsi, vers 159 °C, le soufre liquide affiche une transition avec la formation d'un polymère auquel on donne la formule S∞.
Utilisation du soufre
Le soufre élémentaire est principalement utilisé comme précurseur de composés soufrés bien qu'il soit l'un des plus anciens fongicides connus et présent dans les allumettes, la poudre à canon ou les laxatifs. Parmi eux, l'acide sulfurique (H2SO4) est le plus important. On l'emploie pour l'extraction des phosphates qui entrent dans la composition des engrais. L'acide sulfurique sert aussi au traitement des eaux ou au raffinage pétrolier.
Le sulfure de carbone a lui aussi beaucoup d'applications, comme la production de cellophane ou de produits phytosanitaires ou encore la vulcanisation du caoutchouc. Le sulfate de calcium est la principale forme de soufre retrouvée dans les engrais. Les formes organiques du soufre sont également très prisées par l'industrie pharmaceutique : de nombreux antibiotiques, comme la pénicilline, contiennent du soufre.
Rôle biologique du soufre
Comme le phosphate, le soufre joue un rôle biologique important, notamment par sa présence dans des enzymes communes à toutes les cellules vivantes et dans des acides aminés.
Dans la nature, le soufre sous forme de sulfure a de nombreux effets néfastes sur la santé : effets neurologiques, perturbation de la circulation, dégradation du système immunitaire, dysfonctionnement des reins et du foie, modification du métabolisme hormonal, etc.

Soufre

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

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Fontaines de lave sur Io

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La région volcanique de Tvashtar

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L'image montre ,en sombre,une coul&eacute;e r&eacute;cente sur [popupdefinition id=3715]Io[/popupdefinition],recouvrant une zone de d&eacute;pot(?) plus ancienne.Pour en savoir plus:http://photojournal.jpl.[popupdefinition id=2468]nasa[/popupdefinition].gov/catalog/PIA02557

Coulée récente sur Io

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

470_coulee-recente-sur-io

Cette image prise avec des filtres montre l'enveloppe gazeuse de [popupdefinition id=823]sodium[/popupdefinition] et de [popupdefinition id=14521]soufre[/popupdefinition] provenant des &eacute;ruptions sur [popupdefinition id=3715]Io[/popupdefinition]Pour en savoir plus:http://photojournal.jpl.[popupdefinition id=2468]nasa[/popupdefinition].gov/catalog/PIA01111

Nuages de sodium entourant Io

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

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Le 21 septembre 2010, [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] &eacute;tait &agrave; 591 millions de kilom&egrave;tres de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], la plus courte distance depuis 1963. La plan&egrave;te brillait alors &agrave; la [popupdefinition id=6]magnitude[/popupdefinition] -2,9. &copy; B. A. Tafreshi

Quand  Jupiter s'approche

Le terme magnitude apparaît dans différents domaines de la science. En biologie, il s’associe avec le terme biodiversité pour faire état du nombre d’espèces composant la biosphère. En sismologie, magnitude et intensité définissent la quantité d’énergie libérée par un séisme.En astronomie, le terme magnitude est employé pour définir la luminosité d’un astre. Par le passé, on parlait de grandeur. Les étoiles les plus brillantes dans notre ciel — comme Sirius, Arcturus ou Véga —, celles qui apparaissaient les premières à la tombée de la nuit, appartenaient à la première grandeur. Les plus faibles étaient classées dans la sixième grandeur. Et ce n’est que dans les années 1850 qu’un astronome britannique remarqua qu’un facteur 100 séparait la luminosité des étoiles de première et de sixième grandeur. D’où l’idée d’une nouvelle classification s’appuyant sur une échelle logarithmique.L’échelle des magnitudes qu’emploient aujourd’hui les astronomes correspond à ce que l’on nomme une échelle logarithmique inverse. Le passage d’une magnitude à l’autre se fait par une multiplication de la luminosité par environ 2,5. Le terme inverse signifiant que, plus la magnitude est petite — voire négative —, plus l’astre est lumineux.Sirius est la plus lumineuse des étoiles visibles à l’œil nu depuis la Terre. Sa magnitude apparente est de -1,46. Située à 2,7 parsecs de la Terre, sa magnitude absolue est de 1,4. © Mellostorm, WikipédiaMagnitude absolue, magnitude apparenteIl faut aussi souligner que la luminosité d’une étoile telle que vue depuis la Terre correspond à ce que les astronomes qualifient de magnitude apparente que l’on note m. Pour qualifier la luminosité « intrinsèque » d’une étoile, ils parlent de magnitude absolue que l’on note M. La magnitude absolue correspond en réalité, par convention, à la luminosité qu’afficherait un astre s’il se trouvait à une distance de 10 parsecs. Pour les objets du Système solaire, cette distance est ramenée à une unité astronomique.Ainsi la magnitude absolue du Soleil est de 4,9 alors que sa magnitude apparente est de -26,7. Elle est près de 14 fois celle de la pleine Lune laquelle est de -12,9. Et le Soleil apparaît 2,514 fois — soit quelque 400.000 — plus brillant que la pleine Lune.Notez que Véga, une étoile située dans la constellation de la Lyre, constitue la référence de magnitude 0. Sirius, l’étoile la plus brillante de notre ciel — après le Soleil — affiche une magnitude de -1,5. Globalement, les étoiles visibles à l’œil nu présentent des magnitudes apparentes comprises entre -1,5 et 6,5. La magnitude limite du télescope spatial Hubble est de 30.

Magnitude

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

3763_quand--jupiter-s-approche

3 juin 2010 : un [popupdefinition id=476]flash[/popupdefinition] lumineux enregistr&eacute; dans l'[popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] r&eacute;v&egrave;le la d&eacute;sint&eacute;gration d'un petit corps c&eacute;leste. On peut remarquer qu'il manque la bande &eacute;quatoriale sud (situ&eacute;e sous le point lumineux), masqu&eacute;e depuis plusieurs semaines par des [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition] blancs. &copy; A. Wesley

Un astéroïde se désintègre dans l'atmosphère de Jupiter

Un nuage correspond à un amas visible de gouttelettes d’eau (et de glace) issues de la condensation et d’aérosols, en suspension dans l’atmosphère d’une planète. Sur Terre, on les retrouve principalement dans la troposphère (la couche la plus basse).
La formation des nuages
La quantité maximale possible de vapeur d’eau dans une masse d’air dépend de la température et de la pression. Ainsi, lors d’un refroidissement, une partie de la vapeur d’eau se condense en fines gouttelettes, parfois au niveau du sol (brouillard), mais le plus souvent en altitude. Parfois, des particules en suspension dans l’air (aérosols) font office de noyaux de condensation ou de congélation, facilitant le changement d’état de l’eau. Ensemble, et grâce à des phénomènes microphysiques, comme l’effet de Bergeron, puis par agrégation, on obtient un nuage. Lorsque les gouttelettes ou les cristaux de glace deviennent trop massifs pour rester en suspension, ils tombent au sol sous forme de précipitations (pluie, neige, grêle).
L'ascension du nuage dans le ciel dépend notamment de la stabilité de la masse d'air. © P.P.Feyte.
 Fin de vie des nuages : la dissipation
Les nuages se dissipent lorsque la température augmente. En effet, dans cette configuration, l’air peut contenir davantage d’eau sous forme de vapeur. La quantité de gouttelette d’eau ou de cristaux de glace diminue, dégonflant progressivement la masse nuageuse.
Différents types de nuages
Un nuage peut exister sous de nombreuses formes, en fonction de l’altitude à laquelle il se forme, de sa dimension, de son mode de croissance, de son opacité ou encore de sa composition. Comme pour les plantes, ils sont classifiés en genres (une dizaine), puis déclinés en espèces et en variétés. On peut par exemple penser aux cirrus, aux cumulonimbus, aux stratus ou aux altocumulus.
Nuages nacrés et nuages noctulescents
Si l’essentiel des nuages que l’on observe se forment au niveau de la troposphère, la couche la plus basse de l’atmosphère, des masses nuageuses peuvent aussi se former dans les couches supérieures. Au niveau de la stratosphère, entre 15 et 25 km d’altitude, se forment parfois des nuages nacrés, surtout au niveau des pôles durant l’hiver. Plus haut, vers 80 km d’altitude, dans la mésosphère, apparaissent occasionnellement des nuages noctulescents, qui semblent briller la nuit. En réalité, ils ne sont visibles que lorsque le soleil brille en dessous, donc à l’aube ou au crépuscule.

Nuage

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

Flash ou Adobe Flash est un environnement de développement intégré lancé en 1996 qui sert à la création de contenus multimédia pour l’Internet. Il peut s’agir d’animations, de vidéos, de publicités, de jeux ou d’applications. La lecture des contenus Flash passe par un lecteur Flash Player intégré au navigateur Internet sous forme d’extension (plug-in) et aux serveurs web.Initialement distribué par l’éditeur Macromedia puis racheté en 2005 par Adobe Systems, Flash s’est imposé comme la plateforme la plus populaire pour créer des animations web et toute sorte de contenus interactifs. Pour autant, il n’est pas reconnu comme un standard officiel de l’Internet dans la mesure où ses spécifications techniques ne sont partiellement publiques.La mort annoncée de Flash pour fin 2020Mais Flash a surtout fait l’objet d’une vive polémique quant à son niveau de sécurité qui a occasionné de très nombreuses failles, souvent exploitées par des programmes malveillants, notamment à travers des publicités et des applications piégées présentes sur des sites web. En 2017, le site CVE Details recensait un total de 1.035 failles de sécurités découvertes dans le lecteur Flash depuis 2005.Dénonçant cette problématique de sécurité, Apple décide en 2010 de ne plus prendre en charge Flash sur ses produits. Dans la foulée, les principaux éditeurs de navigateurs Internet décident de bloquer l’exécution par défaut du plug-in Flash et favorisent le développement des technologies alternatives HTML5 et WebGL. C’est dans ce contexte qu’Adobe a annoncé en juillet 2017 la fin programmée de Flash pour 2020.

Flash

3764_un-asteroide-se-desintegre-dans-l-atmosphere-de-jupiter

Floril&egrave;ge des meilleures images des satellites de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] r&eacute;alis&eacute;es entre 2007 et 2010 par des [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] amateurs. &copy; D. Peach/M. Karrer/D. Lozen/J.-P. Prost

Quand les astronomes amateurs photographient les satellites de Jupiter

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

Astronome

3765_quand-les-astronomes-amateurs-photographient-les-satellites-de-jupiter

Entre l'image de gauche prise en 2006 par C. Go et celle de droite r&eacute;alis&eacute;e en mai 2010 par A. Wesley, la disparition de la bande &eacute;quatoriale sud est &eacute;vidente. &copy; C. Go et A. Wesley

Disparition temporaire de la bande équatoriale sud

3766_disparition-temporaire-de-la-bande-equatoriale-sud

L'image du haut montre la [popupdefinition id=6356]Grande Tache Rouge[/popupdefinition] et ses environs photographi&eacute;s dans le visible par le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope Hubble[/popupdefinition] en mai 2008. En bas, l'image r&eacute;alis&eacute;e en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] au [popupdefinition id=2147]VLT[/popupdefinition] &agrave; la m&ecirc;me &eacute;poque a permis d'en dresser la carte thermique. &copy; ESO/Nasa/JPL/Esa/L. Fletcher

La tache rouge en infrarouge

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

Jet Propulsion Laboratory

L'ESO (European Southern Observatory ou Observatoire européen austral) a été créé par l'Europe en 1962 pour établir un observatoire astronomique dans l'hémisphère Sud, équipé d'instruments puissants (des télescopes comme le VLT, Alma...), dans le but d'améliorer la collaboration et l'organisation en astronomie. L'ESO, première organisation intergouvernementale pour l’astronomie en Europe, est soutenu par 15 pays : Allemagne, Autriche, Belgique, Brésil, Danemark, Espagne, Finlande, France, Italie, Pays-Bas, Portugal, République tchèque, Royaume-Uni, Suède et Suisse. Bien que les instruments de l’ESO se trouvent dans la région chilienne du désert d'Atacama, le centre scientifique, technique et administratif est basé à Garching, en Allemagne, près de Munich.L'ESO conduit des programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l’astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d’importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle important dans la promotion et l’organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. Une présentation de l'ESO. © European Southern Observatory (ESO)On peut se faire une idée de la prééminence de l'Observatoire européen austral au niveau de l’astronomie mondiale lorsque l’on sait que c’est l'observatoire astronomique le plus productif au monde avec chaque année environ 2.000 demandes de temps d’observation qui sont déposées. Toutes ne sont pas satisfaites et de loin car cela impliquerait de pouvoir disposer de quatre à six fois plus de nuits que ce qui est disponible actuellement, comme l’explique le site de l’ESO.Il en résulte un énorme flot de données et des centaines de publications scientifiques de haut niveau chaque année dans des domaines qui vont de l’étude du trou noir central de la Voie lactée aux exoplanètes. Ces données, héritages pour l’Humanité future, sont archivées et elles représentent à ce jour plus de 10 millions d'images et spectres, qui occuperaient l’équivalent d’environ 90 millions de livres de 1.000 pages chacun, comme le mentionne aussi le site de l’ESO.Les sites de l'ESOL'ESO possède trois sites d’observation au Chili : La Silla, Cerro Paranal et Chajnantor.La Silla se trouve à 2.400 mètres d'altitude et à 600 kilomètres au nord de Santiago du Chili. On y trouve plusieurs télescopes observant dans le visible comme le NTT (New Technology Telescope) de 3,50 mètres de diamètre, le premier télescope au monde à avoir un miroir primaire contrôlé par ordinateur (optique active), et surtout le télescope de 3,60 mètres de l'ESO qui permet la chasse aux exoplanètes par la méthode des vitesses radiales grâce à l’instrument Harps (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher).Le site de Paranal, à 2.600 mètres d'altitude, à environ 130 kilomètres au sud d'Antofagasta et à 12 kilomètres de la côte pacifique est le lieu des observations avec le fameux Very Large Telescope (VLT) qui permet de faire de la synthèse d’ouverture par interférométrie à l’aide d'un réseau de quatre télescopes, chacun équipé d'un miroir primaire de 8,20 mètres de diamètre.À côté du VLT se trouvent également quatre télescopes auxiliaires mobiles complémentaires de 1,8 mètre qui peuvent s’ajouter aux observations. Lorsque l’on fait de la synthèse d’ouverture, on obtient alors l’équivalent d’un interféromètre géant, le VLT Interferometer ou VLTI dont la taille correspondrait à la distance entre les miroirs les plus éloignés, soit jusqu'à 200 mètres dans le cas du VLTI avec les télescopes auxiliaires.Sur le haut plateau de Chajnantor, à 5.000 mètres d'altitude, opère maintenant Alma (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). Ce radiotélescope est composé d'un réseau de 66 antennes géantes de 12 et 7 mètres de diamètre observant dans les longueurs d'ondes millimétriques et submillimétriques.L'European Extremely Large TelescopeL’ESO est maintenant engagé dans un projet ambitieux, un télescope géant en construction au sommet du Cerro Armazones (3.064 mètres), une montagne proche du Cerro Paranal. Baptisé l'Extremely Large Telescope (ELT, ou aussi E-ELT pour European Extremely Large Telescope), il devrait voir sa première lumière en 2024.Son miroir primaire de 39 mètres de diamètre segmenté en 798 petits miroirs de 1,4 mètre en fera le plus grand télescope au monde à opérer dans les domaines de l'optique et de l'infrarouge.

VLT (Very Large Telescope) - VLTI (Very Large Telescope Interferometer)
En 1993, l'ESO lance le projet VLT (Very Large Telescope) et décide de l'installer sur le site de Cerro Paranal, dans les Andes Chiliennes, où le climat est particulièrement favorable aux observations astronomiques. Il s'agit d'un ensemble de 4 télescopes (optique et infrarouge) de 8,20 m (1998 (Antu), 1999 (Kueyen), 2000 (Melipal) et 2001 pour Yepun.) disposés dans une configuration en forme de trapèze et de 4 télescopes auxiliaires (AT) de 1.80 m. dont l'installation sera terminée fin 2006. Ces petits télescopes de 1,8 m sont capables de se déplacer le long de voies ferrées de façon à former, lorsque les huit instruments du VLT seront en activité, un interféromètre équivalant à un télescope optique de 200 m.

On qualifie de rayonnement infrarouge (IR), un rayonnement électromagnétique de même nature que la lumière visible. Toutefois ses longueurs d’onde sont trop grandes pour être perceptibles par l’œil humain. Comprises entre 700 nm et 1 mm, elles sont supérieures à celles de la lumière visible et inférieures à celles du domaine submillimétrique (micro-ondes).L’existence d’un rayonnement infrarouge a été mise en évidence en 1800 par William Herschel, un astronome anglais. Faisant voyager un thermomètre dans le spectre lumineux obtenu par un prisme de verre, il découvrit du côté du rouge, au-delà de la limite de la lumière visible, une chaleur marquée. Lorsque les rayons infrarouges frappent par exemple la peau, atomes et molécules se mettent en mouvement. Il y a libération d’énergie. Une énergie que nous ressentons comme de la chaleur.La thermographie infrarouge permet de visualiser la température des objets et dans le cas présent, les déperditions de chaleur d’une maison. © smuki, FotoliaSources et caractéristiques du rayonnement infrarougeAinsi, tous les corps chauds — c’est-à-dire tous les corps dont la température excède le 0 K — émettent un rayonnement IR. Il faut y inclure les êtres humains et les animaux qui nous entourent, mais aussi les ampoules à incandescence et même les LED. Parmi les sources d’infrarouges les plus communes, on peut aussi citer les télécommandes. Le rayonnement infrarouge est également utilisé pour contrôler l’authenticité des billets de banque. Certaines technologies comme les lasers — employés pour graver, souder, découper ou même mesurer des distances — peuvent émettre un rayonnement IR intense qui devient dangereux pour nos yeux ou notre peau. Les infrarouges en effet peuvent brûler. Contrairement aux ultraviolets, ils ne sont pas cancérogènes.Notez enfin que le spectre du rayonnement infrarouge peut être divisé en trois grandes bandes dont les limites de découpages peuvent varier qu’il soit question d’optique, de photobiologie ou d’astronomie. Les astronomes, par exemple, découpent ainsi le spectre :
Infrarouge proche, de 700 à 1.000 jusqu’à environ 2.500 nm ;
Infrarouge moyen, de 2.500 jusqu’à 25.000 à 40.000 nm ;
Et celle de l’infrarouge lointain, de 25.000 à 40.000 nm jusqu’à 0,2 à 0,35 mm.

Infrarouge

La première idée d’un télescope spatial en orbite date de 1923 quand Hermann Oberth, un des pionniers de l’astronautique, publia un article. L’idée est reprise en 1946 par l’astronome Lyman Spitzer puis prend forme en 1975 avant que le Congrès américain donne son feu vert en 1977 au programme du Large Space Telescope (LST). Pendant son développement, ce programme sera rebaptisé « Hubble » du nom de Edwin Hubble (1889–1953), l’un des grands pionniers de l’astronomie moderne.En 1977, l’Agence spatiale européenne (ESA) et la Nasa officialiseront leur partenariat dans le cadre d'un accord au terme duquel l’ESA fournira la caméra pour objets faiblement lumineux (FOC) et les panneaux solaires. En échange de cette contribution, l’ESA aurait dû recevoir 15 % du temps d’utilisation d’Hubble mais dans les faits, en raison de la qualité des demandes d’observation des astronomes européens, la part allouée aux scientifiques européens a été d'environ 20 %.Hubble, le plus célèbre de tous les observatoires spatiauxHubble est un télescope spatial de long de 13,2 mètres, d'un diamètre de 4,2 mètres et doté d’un miroir primaire de 2,4 mètres. À son lancement, sa masse était d’environ 11,1 tonnes. Initialement prévu en 1983 et reporté en 1985, puis 1986, il sera finalement placé en orbite autour de la Terre le 24 avril 1990 par la navette spatiale Discovery. Le report de 1986 s’explique par la perte de la navette Challenger qui explose lors de son décollage le 28 janvier 1986.Polissage du miroir primaire d'Hubble d'un diamètre de 2,4 mètres. © Perkin-Elmer CorporationHubble : dans les coulisses du télescope spatial avec Roger-Maurice BonnetAujourd’hui, Hubble évolue à plus ou moins 543 kilomètres d’altitude. Il fait le tour de la Terre en seulement 96 minutes en se déplaçant à 28.000 kilomètres par heure ! Depuis sa mise en service, un total de 12 instruments aura été installé à son foyer et six sont en service aujourd’hui. Les six autres ont été remplacés au gré de quatre missions de service.Ces missions sont un des points forts du programme et expliquent la longévité du satellite. Dès sa conception, le télescope a été pensé pour permettre à des astronautes de lui rendre des visites d’entretien et de service pour remplacer des instruments scientifiques et réparer ou changer des éléments techniques comme cela a été le cas avec les panneaux solaires et les gyroscopes par exemple. La première mission de service se déroulera seulement trois ans après son lancement pour installer le dispositif pour corriger le grave défaut d’optique dont souffrait le miroir.Bloc "Le saviez-vous ?"En matière d’avancées scientifiques, un article ne suffirait évidemment pas pour toutes les décrire. Après 30 ans d’activité, les observations d’Hubble et les données acquises ont révolutionné presque tous les domaines de l’astronomie, de la science planétaire à la cosmologie !Au 1er avril 2020, Hubble aura réalisé plus de 1,4 million d’observations et fourni des données que les astronomes du monde entier ont utilisé pour rédiger plus de 17.000 publications scientifiques à comité de lecture. Cela en fait l’un des observatoires spatiaux les plus prolifiques de l’histoire de l’astronomie. La quantité des données acquises et celles qui seront acquises d’ici 2025, date à laquelle Hubble sera désorbité (faute de carburant), est telle qu’elle va alimenter les futures recherches en astronomie pour de nombreuses années encore. 

Télescope spatial Hubble

La Grande Tache rouge (GTR) est un gigantesque anticyclone observable sur Jupiter. L’astronome français Jean-Dominique Cassini est le premier à signaler cette formation atmosphérique en 1665. Cette tempête de forme ovale, la plus célèbre du Système solaire, circulant dans l’hémisphère sud de la planète géante, est observée attentivement depuis 1830. Elle tourne sur elle-même en six jours dans le sens inverse des aiguilles d’une montre. 
Environ deux fois et demie plus grande que la Terre à la fin du XIXe siècle, la Grande Tache rouge montre des signes de rétrécissement depuis quelques années. En 2017, elle ne mesurait plus que 16.000 km, soit 1,3 fois la taille de la Terre. Est-ce à dire qu’elle va bientôt disparaître ? Les astronomes ne le savent pas. Nul ne sait non plus, d’ailleurs, depuis quand elle existe exactement.
Les vents autour de la Grande Tache rouge de Jupiter ont été simulés dans cette vue de JunoCam prises par la sonde Juno en 2017. © Nasa, JPL-Caltech, SwRI, MSSS, Gerald Eichstadt, Justin Cowart
La Grande Tache rouge de Jupiter observée par Juno
Des observations menées avec de grands télescopes terrestres ont révélé des mouvements gazeux complexes au sein de la Grande Tache rouge. Les gaz les plus chauds et les composés chimiques (ammoniac et aérosols) montent au centre de la tache (dont la température est supérieure de 3 ou 4 degrés au reste de la Grande Tache rouge) et retombent en pluie tout autour. Sur le bord de la tache, des vents ont été enregistrés jusqu’à 600 kilomètres par heure.
En juillet 2017, la sonde Juno qui étudie au plus près Jupiter depuis 2016, a survolé pour la première fois la Grande Tache rouge. Les chercheurs de la mission ont pu déterminer que les racines de la tempête géante s’enfoncent à 300 km dans l’atmosphère de la planète gazeuse. Ils ont constaté que la température est plus basse à sa base qu’à son sommet.
Vers 1879-1880, la Grande Tache rouge fut plus grande et allongée qu'elle ne l’était en 2014. C'est à cette époque qu'elle reçut son célèbre nom. © Damian Peach
Observer la Grande Tache rouge
La Grande Tache rouge est une formation très prisée des astronomes amateurs : on peut la repérer avec une simple lunette de 60 mm de diamètre. En la prenant comme repère, on se rend compte de la vitesse de rotation de Jupiter, la plus rapide de tout le Système solaire (moins de 10 heures).

Grande Tache rouge

3767_la-tache-rouge-en-infrarouge

[popupdefinition id=11095]Photographie[/popupdefinition] prise le 23 juillet 2009 par WFC-3, la cam&eacute;ra &agrave; grand champ du [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition]. Elle montre la dispersion des d&eacute;bris de l'[popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition] ou de la [popupdefinition id=2498]com&egrave;te[/popupdefinition] qui a percut&eacute;, quatre jours plus t&ocirc;t, la haute [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition]. &copy; Nasa/Esa/H. Hammel (Space Science Institute)/Jupiter Impact Team

Impact sur Jupiter en 2009

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

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

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

Astéroïde

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Trois images des taches rouges de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] prises par [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] en 2008. La fl&egrave;che indique la petite tache qui ressort de la grande en ayant perdu sa [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] rouge. &copy; Nasa/Esa/A. Simon-Miller ([popupdefinition id=2557]Goddard Space Flight Center[/popupdefinition])/N. Chanover (New Mexico State University)/G. Orton ([popupdefinition id=2561]Jet Propulsion Laboratory[/popupdefinition])

La Grande Tache Rouge et ses petites soeurs

Le "Goddard Space Flight Center" (GSFC) est un des nombreux centres de recherches de la NASA. Il est situé dans le Maryland (Etats-Unis).
Site internet du GSFC.

Goddard Space Flight Center

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Comme toutes les plan&egrave;tes ayant un [popupdefinition id=3878]champ magn&eacute;tique[/popupdefinition], [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] montre des [popupdefinition id=16642]aurores polaires[/popupdefinition], ici photographi&eacute;es par le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope Hubble[/popupdefinition]. &copy; Nasa/Esa/John Clarke (University of Michigan)

Aurore polaire sur Jupiter

Le terme de champ magnétique désigne une région de l’espace soumise à l’action d’une force provenant d’un aimant. Il caractérise également l’influence d’une charge électrique en mouvement et exerce, réciproquement, son action sur les charges en mouvement.
Champ magnétique, aimant et champ électromagnétique
Le champ magnétique est l’une des composantes du champ électromagnétique.
En présence d’un champ magnétique, on peut observer divers phénomènes sur les matériaux :

paramagnétisme ;diamagnétisme ;ferromagnétisme.

Les applications du champ magnétique sont nombreuses. Elles vont de l’attraction des aimants et l’orientation des boussoles au stockage d’information sur les disques durs en passant par les accélérateurs de particules ou le rayonnement synchrotron.
Définition du physicien et formules
Le champ magnétique est une grandeur physique vectorielle représentée par le symbole ou par le symbole . Dans le vide, et sont reliés par la relation :
 = / μ0où μ0 représente la perméabilité magnétique du vide
Dans un milieu d’aimantation M, la relation devient :
 = / μ0 - M
 est la grandeur fondamentale, la densité de flux magnétique de laquelle dérive qui décrit le champ magnétique dans les milieux.
Par ailleurs, comme on l'a vu plus haut, le champ magnétique est lié au courant. Il traduit aussi son influence à la distance de la source. Son unité SI est donc l’ampère par mètre, A.m-1. Toutefois, on utilise plus couramment aujourd’hui le tesla, T, pour définir l’intensité d’un champ magnétique.
Les évolutions du champ magnétique sont décrites par les équations de Maxwell.
Le champ magnétique terrestre
La Terre, comme d’autres planètes du Système solaire, est protégée par un vaste champ magnétique qu’elle tient des mouvements de son noyau métallique liquide. Ce champ, soumis aux vents solaires, n’est pas uniforme. Sa valeur varie entre 30 et 60 μT selon l’endroit où l’on se situe sur la planète.
À certains moments de l’histoire – et cela peut se reproduire – le champ magnétique terrestre s’est inversé, le pôle nord prenant la place du pôle sud.

Champ magnétique

Les aurores polaires sont principalement visibles aux plus hautes latitudes du globe terrestre :
celles de l’hémisphère nord sont dites « boréales » ;celles de l’hémisphère sud sont dites « australes ».
Lorsque l’activité du Soleil est à son plus haut niveau (le cycle solaire dure en moyenne onze ans), il est possible d’en observer jusqu’aux latitudes moyennes comme celles de la France, voire parfois jusqu’en Espagne et au Maroc.
Les aurores polaires : explication
C’est le vent solaire qui est à l’origine des aurores polaires. Les particules très énergétiques (électrons et protons) expulsées à une vitesse moyenne de 400 km/s dans toutes les directions du Système solaire sont, dans leur grande majorité, déviées de notre atmosphère par le champ magnétique terrestre. Toutefois, une partie parvient à passer par les points faibles aux pôles.
C’est de leur interaction avec les différents atomes et molécules de l’ionosphère, principalement l’oxygène et l’azote, à des altitudes comprises entre 400 et 100 km, que vient leur coloration :
du vert au rouge pour l’oxygène ;du rose au violet, du bleu et aussi du rouge pour l’azote.
Toutes ces nuances dépendent aussi de l’énergie du vent solaire et de l’altitude.

Aurore polaire

3770_aurore-polaire-sur-jupiter

Grande tache

Éruptions

Astronomie

Les planètes

Europe

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Lorsqu'on parle d'un cyclone, il s'agit systématiquement d'un cyclone tropical. S'il se produit sur l'Atlantique ou sur le Pacifique nord-est, il est appelé ouragan (ou hurricane en anglais). Sur le Pacifique nord-ouest, on parle plutôt d'un typhon. Mais cyclone tropical, typhon ou ouragan désignent exactement les mêmes phénomènes.
Caractéristiques d’un cyclone tropical
Le cyclone tropical est une organisation nuageuse qui peut atteindre plusieurs centaines de kilomètres de diamètre et occuper toute la hauteur de la troposphère. Le système nuageux se forme dans les océans tropicaux, à plus de 6° de l’équateur. La plupart des cyclones se forment à la fin de l’été et au début de l’automne.
Un cyclone se caractérise par une forte dépression à l’interface air-mer, d’intenses précipitations et des vents très forts. Ces vents tournent dans le sens inverse des aiguilles d’une montre dans l’hémisphère nord et dans l’autre sens dans l’hémisphère sud. Un système nuageux est appelé cyclone, si les vents de surface atteignent 33 m/s.
Formation d’un cyclone
Il se forme sur les eaux tropicales supérieures à 27 ou 28 °C. Lorsque des vents, provenant de toutes directions, convergent vers les eaux chaudes, ils entraînent une forte évaporation. Cette vapeur d’eau se condense dans l’atmosphère, et forme des nuages chargés de pluie. Le processus de condensation lâche de la chaleur latente de vaporisation de l’eau et produit davantage de pluies et orages. La force de Coriolis dévie les vents, ce qui donne aux nuages la structure en spirale. Mais pour que le cyclone se forme, il faut en outre qu’au centre du nuage, une colonne d’air stable : l’œil du cyclone. Dans cette colonne, les températures sont 5 °C à 8 °C plus élevés que l’air environnant, et la pression largement inférieure à la pression atmosphérique.

Cyclone

Terme utilisé dans le milieu marin, pour désigner les structures tourbillonnaires caractéristiques de la turbulence océanique à moyenne échelle (~100 km). Pour les grandes échelles, comme les grandes circulations anticycloniques à l'échelle d'un bassin océanique, on parle plutôt de « gyre ».

Tourbillon

L’hélium inaugure le groupe des gaz rares dans le tableau périodique. Presque inerte, il est le deuxième élément le plus abondant dans l’univers après l’hydrogène.
Généralités
Symbole : HeNuméro atomique : 2Électrons par niveau d’énergie : 2Masse atomique : 4,003 uIsotopes les plus stables : 3He stable avec 1 neutron (0,000137 %), 4He stable avec 2 neutrons (99,999863 %)Série : gaz rareGroupe, période, bloc : 18, 1, sDensité : 0,125 (liquide)Point de fusion : -272,2 °C (sous 26 atmosphères)Point d’ébullition : -268,93 °C
Historique de l’hélium
La première manifestation connue de l’hélium a été mise en évidence par une raie à 547,49 nanomètres dans le spectre de la chromosphère solaire en 1869 par Jules Janssen, attribuée à tort au sodium. La même année, Norman Lockyer observait à son tour une raie dans le spectre solaire, qu’il attribua à un élément inconnu sur Terre. Edward Frankland et Norman Lockyer le nommèrent d’après helios, le mot grec pour le Soleil. C’est en 1895 que Norman Ramsay isolera l’hélium sur Terre.
Tore Supra, le tokamak du Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives (CEA), utilise des aimants supraconducteurs refroidis à l'hélium liquide. © CEA
Propriétés de l’hélium
L'hélium est transparent, sans odeur et n'est pas un gaz toxique. Il est moins soluble dans l'eau que tout autre gaz. Il s'agit aussi de l'élément le moins réactif. La densité et la viscosité des vapeurs d'hélium sont très faibles tandis que la conductivité thermique et la chaleur spécifique sont très élevées. Il est possible de liquéfier l'hélium mais sa température de condensation est la plus basse parmi toutes les substances connues.
Utilisation de l’hélium
L'hélium a été le premier gaz utilisé pour remplir les ballons et les dirigeables et il est toujours employé pour les ballons météo notamment. Son application principale reste le travail en atmosphère inerte. Un grand champ d'application lui est réservé, celui du refroidissement à des températures très basses, en deçà de 15 K, notamment pour la supraconductivité, car il subsiste à l’état gazeux ou liquide.
On s'en sert aussi comme gaz pressurisant pour les carburants des fusées, dans les bouteilles de plongée mélangé à l'oxygène, dans le refroidissement de certains réacteurs nucléaires ou encore en chromatographie. Il sert aussi à gonfler les ballons de baudruche.
Sur Terre, l'hélium est formé par la radioactivité d'éléments plus lourds. Une fois en surface, l'hélium migre dans l'atmosphère avant de s'en échapper à peu près au même rythme qu'il apparaît en surface.
Hélium et effets sur la santé
L'hélium peut être absorbé dans le corps par inhalation. Ses effets sont nombreux : il donne une voix aiguë, étourdit et provoque des maux de tête. Présent en trop grande quantité dans une pièce, il peut provoquer la suffocation. On le trouve ordinairement à l'état de traces dans le sang.

Hélium

Le terme « géante gazeuse » a été inventé en 1952 par l’écrivain de science-fiction James Blish et pendant longtemps, il était utilisé pour désigner toutes les planètes géantes du Système solaire. Mais depuis les années 1990, avec l’affinement de notre connaissance de ces planètes, il est réservé à Jupiter et à Saturne, ainsi qu’aux exoplanètes dont la composition et la structure seraient similaires.Ainsi, une planète géante gazeuse – aussi nommée planète jovienne, voire parfois géante, en référence à Jupiter – est une planète composée essentiellement de gaz légers, c’est-à-dire d’hydrogène et d’hélium. Uranus et Neptune, quant à elles, possèderaient un important manteau de glaces d’eau, de méthane et d’ammoniac. Cette deuxième classe distincte de planète est désignée par le terme « géante de glace » ou encore « géante glacée ».Les géantes de glace ne contiennent qu’environ 20 % d’hydrogène et d’hélium en masse, contrairement aux géantes gazeuses de notre Système solaire, Jupiter et Saturne, qui contiennent plus de 90 % d’hydrogène et d’hélium.Une comparaison des modèles couramment admis des intérieurs des géantes gazeuses (Jupiter, Saturne) et de glaces (Uranus, Neptune). Elles auraient toutes un petit cœur rocheux mais enrobé dans des couches de composition et d’état différents justifiant une séparation en deux grandes classes des planètes géantes dans notre Système solaire. Les tailles sont comparées à celle de la Terre (Earth). © NasaDes Jupiters chauds et des super-JupitersOn doit à l’astronome américain d’origine allemande Rupert Wildt, les premiers modèles encore largement utilisés de l’intérieur des planètes Jupiter et Saturne, à savoir pour l’essentiel un petit noyau rocheux couvert d’une épaisse couche de plusieurs glaces (elle n’est pas uniquement formée d’eau) à l’intérieur d’une vaste atmosphère fluide, composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Ces modèles s’appliquent aussi à Uranus et Neptune, à ceci près, comme on l’a précisé plus haut, que ces géantes doivent posséder un manteau de glaces bien plus important entourant un noyau rocheux. Celui de Jupiter serait porté à des températures de l’ordre de 20.000 K (on estime sur Terre que la température doit atteindre les 6.000 K) avec bien sûr des pressions gigantesques difficilement reproductibles dans les laboratoires sur Terre.Depuis quelques décennies, les modèles des géantes ont été affinés. Le fluide d’hydrogène et d’hélium de Jupiter et Saturne, liquide à grande profondeur, deviendrait aussi solide avec l’hydrogène qui acquerrait même des propriétés métalliques, voire supraconductrices. Le méthane et l’ammoniac aussi contenus pourraient également donner lieu à la formation de diamants à l’intérieur de Neptune.La découverte des exoplanètes a conduit à introduire plusieurs classes de géantes gazeuses déterminées par leurs températures, et donc leurs distances à leur étoile hôte, ainsi que leurs masses. On parle ainsi de Jupiter très chaud, Jupiter chaud, Jupiter tempéré et Jupiter froid. Les planètes géantes gazeuses les plus massives sont alors appelées super-Jupiter, ou planètes superjoviennes.Il y a un débat quant à savoir à partir de quelle masse on n'est plus en présence d’une géante gazeuse mais d’une naine brune, donc d’une étoile. Un critère couramment retenu est la masse qui serait suffisante pour faire fusionner le deutérium, soit environ 13 fois celle de Jupiter.

Géante gazeuse

Galileo Galilei naît à Pise en 1564. Son père, théoricien de la musique, souhaite ardemment qu'il devienne médecin, profession bien rémunérée. Ainsi, à dix-sept ans, le jeune Galilée débute des études de médecine, qu'il abandonne aussitôt : Ostillo Ricci, son professeur de dessin, parvient à le passionner pour les mathématiques, terme sous lequel on regroupait alors plusieurs de nos disciplines actuelles, notamment l'astronomie et la physique. 

Excessivement doué, ses biographes racontent qu'en 1583, donc à dix-neuf ans, Galilée aurait découvert l'isochronisme des pendules simplement en observant les oscillations du lustre d'une cathédrale. Il aurait en outre compris tout l'intérêt de cette loi pour la mesure du temps. 
En 1587, il rencontre le célèbre professeur du Collège Romain, le plus prestigieux établissement d'enseignement de l'époque, le père jésuite Christopher Clavius. Nommé « Archimède du XVIè siècle », ce dernier se trouve au faîte de sa gloire : cinq ans auparavant, il avait en effet réformé le calendrier Julien en créant le calendrier Grégorien, toujours en usage. Galilée qui convoite un poste de mathématiques à Bologne impressionne favorablement le Père mais sa tentative échoue. Cependant, en 1589, il obtient du grand-duc de Toscane la chaire de mathématiques de Pise. Deux ans après, Galilée découvre que ses émoluments sont insuffisants : le décès de son père lui laisse en effet la charge de sa mère et de deux sœurs très exigeantes. 
Galilée instruisant Vincenzo Viviani - Cette peinture que nous devons à Tito Lessi représente Galilée instruisant Vincenzo Viviani. Profitant de l'occasion, nous pouvons imaginer quel serait la réponse de Galilée si nous lui demandions s'il n'enfreint pas les préceptes de Rome en étudiant l'univers : "Certamente non il mio amico, certainement pas mon ami. Attendu que Dieu aurait créé le Ciel et la Terre mais qu'Il ne dit pas avoir engendré l'Univers, action qu'Il réserva au Christ, l'Univers peut donc faire l'objet d'expériences puisque le Créateur nous a doté de sens et d'intelligence. Ceux qui acquièrent ce savoir s'attirent l'amitié de Dieu".
En 1592, il devient professeur de mathématiques à Padoue et arrondit sa paye en fabriquant des instruments de navigation, des compas et des sextants. Il y fait la connaissance d'une femme de petite condition, Marina Gamba, qu'il refusera d'épouser mais qui lui donnera en six ans trois enfants, le premier en 1600. 
Dès 1597 au moins, Galilée s'intéresse à la chute des corps. D'après la légende, il aurait discrédité Aristote en laissant tomber du haut de la Tour de Pise des objets de tailles différentes, prouvant ainsi qu'ils tombaient tous à la même vitesse, alors que le philosophe grec affirmait le contraire. Parfois, on ajoute que Galilée aurait réuni pour cette occasion l'ensemble des professeurs de l'université. S'il est vrai que Galilée a réalisé des expériences à la Tour de Pise, il est impensable qu'elles aient pu avoir une telle solennité. Dans une université si hiérarchisé, on voit mal pourquoi ses collègues auraient accepté une invitation émanant d'un des professeurs les moins bien payés pour assister à une expérience sans intérêt : il y avait longtemps qu'on savait qu'Aristote s'était trompé !
En 1602, Galilée reprend ses travaux sur la chute des corps à l'aide d'un plan incliné. Après de brillantes expériences, c'est à lui qui revient l'honneur d'avoir formulé la loi mathématique décrivant cette chute. 
La vie de Galilée connaît un tournant en 1609 lorsqu'il apprend l'existence de la lunette, objet inventé par un hollandais qui servait davantage de jouet que d'instrument d'observation. Galilée en fabrique immédiatement une copie afin de la commercialiser. Son intelligence et le professionnalisme de son ouvrier lui permettent de perfectionner rapidement l'instrument : en peu de temps, il disposera d'une lunette grossissant 30 fois. Il a aussi l'idée de les tourner vers le ciel. Il y découvrira que la Voie lactée se compose en fait de nombreuses étoiles invisibles à l'œil nu, que la Lune présente des irrégularités et, surtout, il voit quatre petits corps tournant autour de Jupiter, comme la Lune autour de la Terre, reproduisant un système solaire en miniature : il les appelle « planètes médicéennes » pour faire allégeance à son nouveau protecteur, le grand-duc de Toscane, Côme II de Médicis, dans le Siderius Nuncius (Messager Céleste, 1610). Au comble de l'allégresse, le grand-duc nomme Galilée son philosophe et mathématicien personnel. Peu après, le savant découvre les taches solaires, prouvant par là que Soleil, comme la Terre, présente des imperfections. Véritables bombes dans le jardin de l'aristotélisme, ces affirmations successives gênent l'Église catholique qui en avait fait du philosophe grec son savant officiel. En outre, Galilée qui se déclare désormais ouvertement copernicien s'engage vivement dans des querelles scientifiques et se mêle imprudemment des questions religieuses. Irrité, le cardinal Robert Bellarmin (en fait, « saint Robert Bellarmin » car il sera canonisé au XX siècle), interdit à Galilée en 1616 de prêcher le copernicanisme et, par la même occasion, condamne explicitement l'héliocentrisme et le mouvement de la Terre. Il s'agit d'une menace sérieuse : le cardinal Bellarmin n'est pas seulement le Cardinal Inquisiteur, mais aussi l'un des plus grands responsables du procès qui avait conduit le malheureux philosophe, Giordano Bruno, à être brûlé vif en 1600. Le procès verbal de la rencontre entre Galilée et le cardinal porte cette mention « docere quovis modo ». En d'autres termes, Bellarmin, au nom de l'Église, interdit à Galilée « d'enseigner (le copernicanisme) par quelques moyen que ce soit ». Pour bien des historiens, cette mention est un faux ajouté au procès verbal (par le cardinal Bellarmin, ou par quelqu'un d'autre) dans le but de confondre Galilée plus tard.
La situation dans l'Église change cependant en 1623 : un ami de Galilée devient pape sous le nom d'Urbain VIII. Le souverain pontife, sans lever l'interdiction qui frappe Galilée, l'autorise officieusement à évoquer l'héliocentrisme. Mais à deux conditions : d'abord, il doit parler du mouvement de la Terre comme simple hypothèse, ensuite, il doit donner la parole aussi aux défenseurs du géocentrisme. 
C'est alors que paraît le Dialogue entre les deux plus grands systèmes du monde (1632), où Galilée introduit trois personnages : Salviati qui représente sa propre personne, Simplicius qui défend les conceptions antiques sur l'immobilité de la Terre et Sagredo qui est censé être neutre. En fait, Simplicius, ridiculisé du début à la fin de l'ouvrage, subit le feu croisé des deux autres personnages. Galilée, pour défendre le double mouvement de la Terre, expose dans ce livre une physique basée sur le principe d'inertie, qu'il ne parvient toutefois pas à énoncer correctement. En fait, l'énoncé de ce principe viendra un peu plus tard, sous la plume de Descartes.
Galilée commet deux grandes maladresses : d'abord, il présente une « preuve » du mouvement de la Terre, ce qui est contraire aux accords avec le pape. Ce dernier veut qu'on y évoque ce mouvement uniquement sous la forme d'hypothèse, ce qui exclue donc le recours aux « preuves ». Plus dramatique encore : la preuve de Galilée, basée sur les marées, est fausse. La deuxième maladresse de Galilée est de mettre dans la bouche de Simplicius un argument que le pape aimait à utiliser. Les adversaires du savant ont beau jeu d'exploiter ce point pour dire que Galilée est un perfide qui assimile le pape à un personnage ridicule. Le pontife, en furie, souhaite alors le procès de Galilée. 
Le procès de Galilée
Il ne faut cependant pas réduire ce procès à une mésentente entre deux hommes. Il s'explique aussi par la situation politique à l'intérieur de l'Église et la Guerre de Trente Ans qui ravage l'Europe Centrale : le pape est en effet violemment attaqué pour son immobilisme. Il est accusé d'être du « parti de la France », nation engagée dans la guerre aux côtés des Protestants, bien que la France fût une nation catholique. Avec ce procès, le souverain pontife entend utiliser une question qui peut faire l'unanimité des chrétiens, catholiques et réformés.
En 1633, Galilée comparaît devant Tribunal de l'Inquisition, où la mention « docere quovis modo » est au centre des accusations, alors que saint Bellarmin est déjà décédé. Galilée a peur. A l'exception du courageux Giordano Bruno qui avait bravé ce même tribunal, combien n'auraient pas tremblé à sa place ? Il est en effet vieux, déprimé, abandonné de tous ses amis et souffre de la vue au point de devenir bientôt aveugle. Voici pourquoi Galilée accepte d'abjurer. D'après une légende tenace, il aurait alors prononcé à propos du mouvement de la Terre : « Eppur si muove » (« Et pourtant elle tourne »). On imagine mal une telle audace : elle lui aurait coûté la vie !
Galilée est donc assigné à résidence à Arcetri (près de Florence) aux côtés de sa fille qu'il avait forcée à prendre le voile et qui portait le nom de sœur Marie Céleste. Mais celle-ci décède un peu plus tard. En prison, il écrit son œuvre majeure Discours concernant deux sciences nouvelles qui paraît en Hollande (1638).
Même la mort de Galilée en 1642 n'efface pas la rancune : les autorités ecclésiastiques interdisent à ses amis d'ériger le moindre monument funéraire. Celui-ci verra le jour un siècle environ après sa mort, avec une épitaphe dûment contrôlée par l'Église. En 1744, Benoît XIV autorise la publication des Dialogues en apposant toutefois « supposé » devant « mouvement de la Terre » et en avertissant qu'il doit être considéré comme simple hypothèse. Mais le pontife ne revient pas sur le décret interdisant l'héliocentrisme qui ne sera annulé qu'en 1822. En 1992, le pape Jean-Paul II « réhabilite » Galilée, réduisant son procès à une « tragique et réciproque incompréhension » entre lui et saint Bellarmin. Ce faisant, ce n'est pas Galilée qu'il réhabilite, c'est saint Bellarmin !
Bibliographie
Les livres sur Galilée sont très nombreux, citons seulement quelques-uns en français :
Biographies situant Galilée dans son contexte historique : 
KOESTLER Arthur, Les Somnambules, Calmann-Lévy, 1960.SIMAAN Arkan et FONTAINE Joëlle, L'Image du Monde des Babyloniens à Newton, Paris, Adapt, 1999.
Livres d'approfondissement
CLAVELIN Maurice, La philosophie naturelle de Galilée, Albin Michel, Paris, 1996.KOYRÉ Alexandre, Études galiléennes, Hermann, Paris, 1980.

 Galilée

Callisto est le satellite galiléen le plus éloigné de Jupiter. Il n´est pas le plus petit mais c´est le moins brillant : la glace n´apparaît que dans les cratères récents. Ailleurs ce sont des roches silicatées sombres, comme sur Ganymède.

Callisto

Ganymède est le plus gros et le plus brillant des satellites galiléens. Sa surface est constellée de cratères comme la Lune ou Mercure mais les zones blanches révèlent l´eau qui est sous la surface et qui apparaît après des impacts météoritiques violents.

Ganymède

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

Élément le plus léger dans l’univers et premier élément dans le tableau périodique, l’hydrogène est aussi le plus abondant, constituant les étoiles comme les nuages moléculaires. Il compose aussi l’une des molécules vitales pour la vie : l’eau.
Généralités
Symbole : H Numéro atomique : 1Électrons par niveau d’énergie : 1Masse atomique : 1,008 uIsotopes les plus stables : 1H stable avec 0 neutron (99,985 %), 2H (deutérium) stable avec 1 neutron (0,015 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 1, 1, sDensité : 0,00009, 0,07 (liquide et solide) Point de fusion : -259,14 °C (dihydrogène)Point d’ébullition : -252,8 °C (dihydrogène)
Historique de l’hydrogène
En 1671, Robert Boyle décrivit la réaction entre le fer et des acides dilués, qui produit du dihydrogène. La substance sera appelée « air inflammable » par Cavendish en 1766, à qui on attribue également la découverte de l'hydrogène en tant qu'élément. Lavoisier fixa le nom « hydrogène » en 1783, de « hydro », « eau », et « gène », « engendrer ».
 L’hydrogène et l’oxygène sont beaucoup utilisés dans les moteurs-fusées à propergols liquides. © Nasa, DP
Propriétés de l’hydrogène
Le dihydrogène se présente comme un gaz transparent aux conditions normales de température et de pression. De nombreux métaux ont la propriété d'absorber l'hydrogène, ce qui peut les rendre cassants, pour l'acier notamment.
La plupart du temps, l'hydrogène est présent sous forme diatomique mais il peut exister en atomes seuls à haute température. C'est un puissant agent réducteur. Il réduit notamment certains sels pour former leur état métallique (NaH, KH, H2S, etc.). L'hydrogène atomique produit en outre avec l'oxygène du peroxyde, H2O2.
En réagissant avec l'oxygène, l'hydrogène peut donner de l'eau au cours d'une réaction très lente à température ambiante mais qui peut devenir violente si elle est réalisée avec un catalyseur.
Utilisation de l’hydrogène
L’une des principales applications de l’hydrogène consiste en la production d’ammoniac et de nombreux composés organiques. 
L’hydrogène a été largement utilisé comme gaz pour gonfler les dirigeables, jusqu’à l’accident du Hindenburg en 1937, puis remplacé par l’hélium. Deux isotopes de l’hydrogène, le deutérium 2H et le tritium 3H, sont utilisés pour les expériences de fusion nucléaire, un noyau de chaque donnant un noyau d’hélium et un neutron. L'hydrogène est également employé dans les bombes à hydrogène ou bombes H, l'élément fusionnant là aussi pour donner de l'hélium.
Dans les moteurs-fusées à propergols liquides, le dihydrogène et le dioxygène liquides sont employés comme ergols cryotechniques. L’hydrogène est également pressenti comme un carburant du futur, notamment dans les piles à combustible.
Risques de l’hydrogène sur la santé
L’hydrogène est extrêmement inflammable et produit des composés qui le sont eux aussi. Leur simple chauffage peut provoquer de violentes explosions.

Hydrogène

Pour le physicien, le volume représente l’espace occupé par un corps, quel que soit son état, solide, liquide ou gazeux. Les solides et les liquides disposent d’ailleurs d’un volume propre, contrairement aux gaz.Volume : mètre cube et litreDans le système international, l’unité de volume est le mètre cube (m3). Toutefois, le litre reste largement employé, lorsqu’il s’agit de parler du volume d’un liquide notamment.Le volume est une grandeur que l’on qualifie de grandeur extensive. Le volume d’un corps est proportionnel à la quantité de matière que ce corps contient.Calcul : déterminer un volumePour mesurer le volume d’un liquide, par exemple, on peut le verser dans une éprouvette graduée et lire l’indication qui correspond au bas du ménisque formé par la surface libre du liquide.Pour mesurer le volume d’un solide, on peut le plonger dans un liquide. Une lecture de la hauteur du liquide, avant et après, permet de déduire le volume du solide.Le volume d’un solide peut être calculé mathématiquement, s’il s’agit d’un solide de forme régulière. Ainsi, le volume d’un cube est donné par la formule suivante : V = c3 ; celui d’un parallélépipède rectangle, par la formule : V = L x l x h.