APOD, 20/06/2004Image prise par le satellite [popupdefinition id=3725]Soho[/popupdefinition].

Les dernières actualités de Futura

Les derniers dossiers de Futura

Les dernières définitions de Futura

Les dernières questions - réponses de Futura

Les dernières photos de Futura

Les derniers métiers de Futura

Les derniers livres de Futura

Les dernières vidéos de Futura

Le Soleil vu par Soho

La mission SOHO a pour objectif d'étudier la structure interne du Soleil, la chaleur de son atmosphère, les origines du Vent solaire. La sonde spatiale SOHO est le fruit d'une collaboration entre la NASA et l'ESA. Elle a été lancée le 2 décembre 1995 de la base de Cap Canaveral (USA) par une fusée Atlas II. En fonctionnement depuis février 1996, sa mission est prolongée jusqu'en 2007.
Pour cela, elle a été placée en orbite autour de la Terre au point de Lagrange L2 situé entre la Terre et le Soleil à environ un million et demi de kilomètres de la Terre. 
Systèmes embarqués
Véritable observatoire dédié au soleil, SOHO est une plateforme sur laquelle sont placés douze instruments qui observent en permanence le Soleil, mesurent le rayonnement électromagnétique (du visible à l'extrême ultraviolet et aux rayons X, en spectroscopie et/ou imagerie), pour répondre aux trois principaux objectifs du programme de recherche :
* Etude de la structure interne du Soleil ;* Etude du vent solaire ;* Etude de l'atmosphère solaire.

Soho

70_le-soleil-vu-par-soho

APOD, 18/03/2003Image prise par le satellite [popupdefinition id=3725]Soho[/popupdefinition].

72_le-soleil-vu-par-soho

APOD, 18/04/2003Image prise par le satellite [popupdefinition id=3725]Soho[/popupdefinition].

Le Soleil vu par Soho - Photos Futura

La mission SOHO a pour objectif d'étudier la structure interne du Soleil, la chaleur de son atmosphère, les origines du Vent solaire. La sonde spatiale SOHO est le fruit d'une collaboration entre la N...

73_le-soleil-vu-par-soho

APOD, 25/09/2004[popupdefinition id=326]Lumi&egrave;re[/popupdefinition] &eacute;mise par les [popupdefinition id=1990]atomes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=721]Fer[/popupdefinition] contenus dans le [popupdefinition id=3727]soleil[/popupdefinition]. Image prise par le satellite [popupdefinition id=3725]Soho[/popupdefinition].

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

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

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

Atome

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

Lumière

74_le-soleil-vu-par-soho

Image en fausse [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] du ciel vue par [popupdefinition id=8317]SuperKamiokande[/popupdefinition], un d&eacute;tecteur &agrave; [popupdefinition id=2903]neutrinos[/popupdefinition]. L'image est centr&eacute;e sur le [popupdefinition id=3727]soleil[/popupdefinition] et fait 90 degr&eacute;s sur 90 degr&eacute;s.

Le soleil en neutrinos

Les neutrinos sont des particules élémentaires, de masse pratiquement nulle, qui sont engendrées par des réactions nucléaires. Tandis que le Soleil et autres phénomènes approchants produisent des neutrinos de basse énergie, les neutrinos de haute énergie sont produits par des cataclysmes cosmiques lointains et extrêmement violents tels que les trous noirs, les supernovas et le Big Bang.
Une fois engendrés par ces cataclysmes cosmiques, les neutrinos se déplacent à une vitesse proche de la lumière et ne s'arrêtent pas. Leur masse étant virtuellement nulle, ils n'interagissent que très rarement avec d'autres particules, ce qui leur permet de se déplacer en ligne droite jusqu'aux frontières de l'Univers, traversant les étoiles, les planètes, de vastes champs magnétiques et des galaxies entières comme si ceux-ci n'existaient pas. Des trillions de neutrinos traversent la Terre toutes les nanosecondes et pour les astrophysiciens, chacune de ces particules infimes constitue un messager potentiel transportant des informations sur son origine.
Le problème qui se pose toutefois aux scientifiques est que les propriétés mêmes qui permettent aux neutrinos de transporter ces informations les rendent notoirement difficiles à détecter. Heureusement, il arrive qu'à de rares occasions, un neutrino de haute énergie entre en collision avec un atome. La collision désintègre le noyau de celle-ci et le neutrino se transforme en une autre particule appelée muon. Le muon ainsi créé continue son déplacement sur une trajectoire identique à celle du neutrino et peut être reconnu grâce au cône de lumière bleue qu'il engendre. Connu sous le nom de radiation de Tcherenkov, ce cône peut être comparé aux ondes produites dans l'air traversé par une balle.

Neutrino

Superkamiokande est un détecteur de neutrinos japonais consistant en un immense cylindre de 40 mètres de haut et 40 mètres de diamètre, rempli de plus de 50.000 tonnes d'eau et équipé de tubes photomultiplicateurs exploitant l’effet Tcherenkov. Initialement, il s’agissait de traquer la désintégration du proton prédite par les théories de grande unification (GUT).
Mais en 1987, son prédecesseur, Kamiokande, du nom de Kamioka (le village montagnard où se situe l'expérience), et de NDE, signifiant tour à tour Nucleon Decay Experiment (« expérience de désintégration du nucléon ») puis Neutrino Detection Experiment (« expérience de détection du neutrino ») servit à mettre en évidence des neutrinos provenant de l'explosion d'une étoile (la supernova SN 1987A, dans le Grand Nuage de Magellan), confirmant la théorie des explosions de supernovæ.
En 1998, une version améliorée, Superkamiokande donc, acquit une renommée internationale en prouvant le phénomène d'oscillation des neutrinos, résolvant l’énigme des neutrinos solaires. C'est d'ailleurs pour cette découverte que Masatoshi Koshiba reçut le prix Nobel de physique 2002.

Superkamiokande

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

78_le-soleil-en-neutrinos

Doppler-gramme du [popupdefinition id=3727]soleil[/popupdefinition], montrant les [popupdefinition id=15182]vagues[/popupdefinition] sur sa surface, d&eacute;tect&eacute;es par [popupdefinition id=2470]effet Doppler[/popupdefinition].

L e Soleil vu par ses vibrations

L'effet Doppler est le changement apparent de la fréquence d'un signal sonore ou électromagnétique reçu par un observateur mobile par rapport à une source émettrice fixe ou bien par un observateur fixe par rapport à une source émettrice mobile. La variation apparente de fréquence est proportionnelle à la vitesse relative entre l'observateur et la source le long du chemin qui les sépare.
L'effet Doppler concerne le son mais aussi la lumière
Pour les ondes électromagnétiques (radio ou lumière, par exemple), l'effet est généralement appelé « Doppler-Fizeau », le physicien français Hippolyte Fizeau ayant découvert qu'il concerne aussi la lumière. Ce phénomène est utilisé en astrophysique pour connaître la vitesse angulaire des étoiles. En effet, leur mouvement, selon la perspective, provoque un déplacement des raies émises par rapport aux mêmes raies émises par une source terrestre. La méthode de la vitesse radiale, qui s'appuie sur l'observation de l'effet Doppler-Fizeau, permet par ailleurs la détection d'exoplanètes.
Dans le cas des ondes sonores, le son émis par un mobile en mouvement semble plus ou moins aigu selon la vitesse à laquelle il se rapproche, et plus ou moins grave, selon la vitesse à laquelle il s'éloigne. C'est par exemple l'effet Doppler qui fait que la sirène d'une ambulance semble plus aiguë lorsque celle-ci se rapproche et plus grave lorsqu'elle s'éloigne. Le principe est le même pour un rayonnement lumineux, qui se décale vers les grandes longueurs d'onde (rouge) en s'éloignant, vers les courtes longueurs d'onde (violet) en se rapprochant.
On détermine ainsi la vitesse d'un mobile émettant du son ou de la lumière en mesurant le décalage de la fréquence reçue par rapport à la fréquence émise.
La source (le petit cercle coloré) se déplace de droite à gauche. La fréquence des ondes qu'elle émet semble plus élevée à gauche (la source se rapproche) et plus basse à droite (la source s'éloigne). © Tkarcher, amélioré par Tatoute, CC by-sa 3.0
Explication avec l'analogie du ruisseau
On peut faire une analogie avec un ruisseau dans lequel seraient jetées des feuilles à intervalles réguliers. En remontant le courant (en se rapprochant de la source), on verra des feuilles plus souvent, et de plus en plus souvent si l'on accélère. Au contraire, en descendant le courant (en s'éloignant de la source), on verra des feuilles de moins en moins souvent, jusqu'à ne plus en voir qu'une si l'on va à la même vitesse que le courant. 
Les sons aigus ont des fréquences élevées, c'est-à-dire que l'on « rencontre » souvent l'onde : on se rapproche de la source (ou elle se rapproche de nous) ; les sons graves ont des fréquences moins élevées : on s'éloigne de la source (ou elle s'éloigne de nous).

Effet Doppler

Du point de vue du physicien, une vague correspond à une onde mécanique qui se propage à l’interface entre la surface de l’eau et l’air. Celle-ci se caractérise par sa longueur d’onde, son amplitude, sa période et sa vitesse.
Vague et houle
Notons que, au large, on parlera plus volontiers de houle que de vague. Aujourd'hui, un intérêt tout particulier est porté à l'énergie des vagues qui pourrait permettre de produire une électricité renouvelable.
Les différentes vagues : déferlante, rouleau et ressac
La formation des vagues dépend des conditions de la naissance de ces dernières et de leur propagation ; leurs aspects sont alors différents :
Si le vent qui a créé les vagues persiste, celles-ci prennent de l’ampleur. Elles s’élèvent jusqu’à un point critique puis se brisent et basculent vers l’avant. On parle alors de déferlantes ;Aux abords de la côte, l’onde est perturbée par la faiblesse de la hauteur de l’eau. Cette fois encore, les vagues s’élèvent et se cassent, passé un certain point. Elles forment alors les fameux rouleaux, chers aux surfeurs ;Si un train de vagues heurte un obstacle, comme une jetée ou la coque d’un navire, il repart en arrière et créé des interférences avec les autres vagues. C’est ainsi que se crée le ressac.
Des vagues particulières : mascaret, tsunami et vague scélérate
Le mascaret est une vague particulière qui se produit à l’embouchure d’un fleuve, du fait de l’onde de la marée montante. Cette vague qui remonte le cours du fleuve est essentiellement visible à l’occasion de grandes marées.
Les tsunamis, ces vagues géantes et dévastatrices, sont généralement provoquées à la suite d'un séisme ou d'un glissement de terrain, par le brusque mouvement d’un grand volume d’eau.
L’origine des vagues scélérates, d’amplitude énorme, qui se forment au hasard de la mer, reste encore assez mystérieuse.

Vague

89_l-e-soleil-vu-par-ses-vibrations

APOD, 06/12/2004. Le [popupdefinition id=3727]soleil[/popupdefinition] vu dans une [popupdefinition id=4575]longueur d'onde[/popupdefinition] sp&eacute;cifique de l'[popupdefinition id=14495]hydrog&egrave;ne[/popupdefinition]. Les filaments sont des zones plus froides transport&eacute;es par des bouclesd e champ magn&eacute;tique

Le Soleil en H alpha

La physique des ondes étudie les déformations qui se propagent dans un milieu, que celui-ci soit matériel ou non. Il existe trois grandes catégories d’ondes : les ondes gravitationnelles, les ondes mécaniques et les ondes électromagnétiques.Les trois types d'ondesLes ondes sont catégorisées en 3 grandes familles :
Les ondes gravitationnelles qui sont liées à la notion de relativité et de l'espace-temps. La rédaction de Futura a consacré un dossier entier à ces ondes gravitationnelles qui transportent l'énergie à la vitesse de la lumière. Elles sont notamment au coeur de l'étude des trous noirs en astrophysique.
Les ondes mécaniques sont celles qui se propagent dans un milieu matériel qu'il soit liquide, gazeux ou solide. On y retrouve par exemple la houle qui se forme dans l'eau, les ondes sismiques qui sont dans la croûte terrestre ou encore les ondes sonores qui sont invisibles à l'oeil nu mais qui se diffusent grâce à l'air.
Les ondes électromagnétiques comprennent à la fois la lumière mais aussi les ondes radios. Ce qui les différencie des deux autres catégories sont leurs capacités à transporter de l'énergie mais aussi de l'information. C'est la raison pour laquelle elles sont au centre des progrès technologiques en matière de télécommunications.
La longueur d’onde est l’une des caractéristiques propres à chaque onde, quelle que soit sa nature. Elle se note à l’aide de la lettre grecque lambda : λ. Elle représente la périodicité spatiale des oscillations, c’est-à-dire la distance entre deux maximas de l’oscillation, par exemple. La longueur d’onde est aussi la distance parcourue par l’onde pendant une période d’oscillation. Ainsi, elle est inversement proportionnelle à la fréquence et s’exprime en mètre.La longueur d’onde représente la distance parcourue par l’onde pendant une période d’oscillation. © Schlurcher, Wikipedia, CC by-sa 3.0À chaque onde, sa longueur d’ondeNotez que la longueur d’onde dépend de la vitesse à laquelle l’onde se propage dans le milieu. Ainsi, lorsqu’une onde passe d’un milieu à un autre en changeant de vitesse, sa longueur d’onde varie, même si sa fréquence reste la même. Le tout selon la relation suivante : λ = c.T = c/f, où c correspond à la célérité de l’onde, T à sa période temporelle et f à sa fréquence.Les noms donnés aux ondes électromagnétiques permettent de les situer sur l’échelle des longueurs d’onde. Les ondes radio présentent des longueurs d’onde supérieures à 30 centimètres. Les longueurs d’onde de la lumière visible se situent entre 400 et 700 nanomètres. Et chaque couleur de la lumière visible est caractérisée par un intervalle de longueur d’onde. Ainsi, le vert se situe autour des 510 nanomètres et le rouge, autour des 650 nanomètres.Rappelons également que plus la longueur d’onde d’une onde électromagnétique est courte, plus l’énergie qu’elle transporte est grande. Les rayons X par exemple présentent une longueur d’onde comprise entre 10-11 et 10-8 mètres. Ils transportent ainsi plus d’énergie que les micro-ondes dont la longueur d’onde se situe entre 3 millimètres et 30 centimètres.

Longueur d'onde

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

93_le-soleil-en-h-alpha

Le [popupdefinition id=3727]soleil[/popupdefinition] vu par les radiations &eacute;mises par le [popupdefinition id=5069]calcium[/popupdefinition] et le [popupdefinition id=14771]potassium[/popupdefinition].

le Soleil en Ca-K

Le calcium est principalement connu pour sa présence dans les dents, les os ou encore les coquilles d’œuf.Généralités
Symbole : Ca
Numéro atomique : 20
Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 8, 2
Masse atomique : 40,078 u
Isotopes les plus stables : 40Ca stable avec 20 neutrons (96,941 %), 42Ca stable avec 22 neutrons (0,647 %), 43Ca stable avec 23 neutrons (0,135 %), 44Ca stable avec 24 neutrons (2,086 %),
Série : métaux alcalino-terreux
Groupe, période, bloc : 2 (IIA), 4, s
Densité : 1,54
Point de fusion : 842 °C
Point d’ébullition : 1.484 °C
Historique du calciumDès le premier siècle de notre ère, la chaux (CaO) était confectionnée par les Romains. En 1808, Davy parvint à isoler le métal impur.Propriétés du calciumOn ne trouve pas le calcium métallique, gris et mou, dans la nature. Exposé à la flamme, le calcium brûle avec une flamme allant du jaune au rouge. Quand il est exposé à l'air, il se recouvre d'une épaisseur protectrice de nitrure et d'oxyde. En présence d'eau, la formation d'hydroxyde de calcium Ca(OH)2 est violente.Utilisation du calciumOn emploie le calcium comme agent réducteur pour l'extraction de métaux (thorium, uranium, zirconium). Afin de retirer le bismuth présent dans le plomb, le calcium est utilisé parfois en conjonction avec le magnésium.La chaux est utilisée principalement dans le bâtiment, maçonnerie, notamment pour les enduits. Le gypse, ou sulfate de calcium hydraté (CaSO42H2O), est le principal constituant du plâtre une fois qu'il a durci.L'aluminate de calcium (Al2O3,3CaO) sert à la préparation de mortiers réfractaires. Le carbure de calcium CaCl2 est parfois employé pour le déneigement en replacement du chlorure de sodium. Quant à l'alliage calcium-silicium, on le retrouve en sidérurgie.Le calcium dans le corps humainPrésent chez toutes les plantes, où il favorise la croissance, le calcium est aussi un élément primordial pour les os et pour les dents. Il est aussi impliqué dans le fonctionnement des nerfs ou encore des muscles. La consommation excessive de calcium peut être à l’origine de calculs rénaux, de scléroses rénales et être nocif pour les vaisseaux sanguins.La carence en calcium est l'une des causes principales de l'ostéoporose, maladie qui frappe principalement les femmes après la ménopause et qui provoque une courbure de la colonne vertébrale et un tassement des vertèbres.

Calcium

Premier élément de la quatrième période, le potassium ressemble sur de nombreux aspects au sodium. Il représente environ 2,5 % du poids de la croûte terrestre.GénéralitésSymbole : KNuméro atomique : 19Électrons par niveau d’énergie : 2, 8, 8, 1Masse atomique : 39,0983 uIsotopes les plus stables : 39K stable avec 20 neutrons (93,26 %), 41K stable avec 22 neutrons (6,73 %)Série : métaux alcalinsGroupe, période, bloc : 1 (IA), 4, sDensité : 0,89Point de fusion : 63,5 °CPoint d’ébullition : 759 °CHistorique du potassiumPremier métal isolé par électrolyse, le potassium fut découvert par Davy en 1807 à partir de l’hydroxyde de potassium, ou potasse. Le symbole K provient du terme kalium, « potasse » en latin médiéval.Propriétés du potassiumLe potassium est un métal blanc argenté très léger, dépassé en cela uniquement par le lithium, et excellent conducteur électrique. Derrière le rubidium et le césium, c'est le troisième métal le plus réactif. Ce solide mou s'oxyde facilement à l'air, ce qui contraint à le préserver dans l'huile.L'eau se décompose au contact du potassium comme à celui des autres alcalins et avec la même violence. Le dihydrogène produit peut être explosif. Les sels de potassium dégagent une couleur violette quand ils sont exposés à la flamme.Utilisation du potassiumTrès réducteur, le potassium est utilisé comme tel dans de nombreuses réactions chimiques. L'alliage NaK est utilisé pour ses propriétés de transfert de chaleur. Certains engrais, dits NPK, contiennent du potassium.L'hydroxyde de potassium, plus connu sous le nom de potasse, sert à la fabrication de détergents. Le chlorure de potassium est employé en perfusion soit pour remédier à certains troubles cardiaques, soit pour donner la mort. Le salpêtre, ou nitrate de potassium, entre dans la composition de la poudre à canon.Effets du potassium sur la santéNutriment essentiel à l'alimentation humaine, le potassium se trouve dans de nombreuses denrées, comme le pruneau, la châtaigne ou l'avocat pour les taux les plus importants. Le cation K+ est l'ion extracellulaire le plus abondant dans le corps humain.La quantité de potassium dans le sang est finement régulée par les reins : un excès peut provoquer des anomalies cardiaques létales.

Potassium

94_le-soleil-en-ca-k

Gros plan sur une tache solaire

Zone sombre se manifestant par intermittence sur la surface apparente du Soleil (c'est à dire sur la photosphère)
De température inférieure d'environ 1500 K à celle des régions voisines, les tâches solaires sont le siège d'un champ magnétique intense (décelé en 1908 par G.H. Hale, qui identifia au cours d'études spectroscopiques du Soleil un décalage spectral dû à l'effet Zeeman).
L'intensité et le déplacement de ces taches présente un cycle de onze ans (cycle de Schwabe découvert en 1843), qui se répercute sur le vent solaire et sur le rythme d'apparition des aurores boréales. Ce cycle de l'activité solaire est inexpliqué.Les taches ont été observées depuis très longtemps par les Chinois et identifiées en 1611 par Galilée. L'ombre est la région centrale d'une tache solaire. La pénombre désigne la région périphérique filamenteuse d'une tache solaire.

Tache solaire

95_gros-plan-sur-une-tache-solaire

21 Juillet 2004 - 11h04 UTPhoto en direct [popupdefinition id=988]oculaire[/popupdefinition]Televue NP101Canon Ixus V2Astrosolar baaderBFFC[popupdefinition id=9603]Radian[/popupdefinition] de 4mmTraitement sous Photoshop 7&copy;Copyright - StephanLECKI. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindrel'auteur : sagitt19@oreka.com

Taches solaires

Le radian est une unité (symbole rad) permettant de mesurer les angles plans, c'est-à-dire les angles classiques à deux dimensions (souvent opposés aux angles solides). 
Pour obtenir l'équivalent en radians de degrés ou de grades, on utilise des fractions avec Pi.
Conversion des grades en radians

Conversion des degrés en radians

Radian

Combinaison de lentilles grossissant l'image fournie par l'objectif et qui se place au foyer d'un instrument astronomique.

Oculaire

313_taches-solaires

Fin Novembre 2003Juste avant l'[popupdefinition id=16642]aurore bor&eacute;ale[/popupdefinition] du 28 Novembre&copy;Copyright -LASTROFIEFFE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://lastrofieffe.free.fr

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.Champ lexical : aurore boréale | aurore australe

Aurore polaire

696_taches-solaires

15 Janvier 2005 - BordeauxLunette kepler 120/1000 motoris&eacute;eCanon eos 300D au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition]1 pose de 1/500s &agrave; 100 isoFiltre baader astrosolar et contrastbooster&copy;Copyright - Jean-Baptiste GORDIEN. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/astrojb

Foyer d'une lentille : Le foyer est un point fixe par lequel passent tous les rayons lumineux venant de l'infini.
Dans une ellipse, point particulier du demi grand axe : la somme (resp. la différence) des distances d'un point quelconque d'une ellipse (resp. d'une hyperbole) aux foyers est constante. Le Soleil occupe un foyer des ellipses décrites par les planètes autour de lui (1ere loi de Kepler).

Foyer

697_taches-solaires

19 Juin 2004 - entre 16h04 et 16h20 heure locale -SAINS-RICHAUMONT (02 Aisne)[popupdefinition id=971]T&eacute;lescope[/popupdefinition] [popupdefinition id=360]Newton[/popupdefinition]114/900 avec filtre astrosolar &agrave; l'ouverture Toucam Pro au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition]AVI de 5sTraitement des images avec Registax&copy;Copyright - ClaudeDIOT. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://claude.diot.free.fr

Unité légale de force (symbole : N).
Isaac Newton a observé que la somme des forces agissant sur un objet est proportionnelle à sa masse et à sa vitesse d’accélération. Cet éminent scientifique a donné son nom à l’unité de valeur du système international : 1 N est la force nécessaire pour imprimer à un objet de 1 kg une accélération de 1 m/s².

Newton

Instrument d'observation dont l'objectif est constitué par un miroir.

Télescope

698_taches-solaires

02 Novembre 2003Centre ville de Charlesbourh /Qu&eacute;becConditions : [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition]Meade LX90 r&eacute;duteur de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] 6.3Filtre solaire Thousand Oaks type 2 (1/100.000&egrave;)Canon D30 au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition]Pose de 1/125 sec&copy;Copyright - Fernand LAPLANTE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.geocities.com/laplantefernand/

Avant de choisir un vidéoprojecteur, il est indispensable de comprendre ce qu'est une focale. Elle varie d’un modèle à l’autre et définit non seulement sa qualité, mais elle dépend aussi de l’endroit où vous souhaitez installer votre appareil. La focale détermine le recul que doit avoir l’appareil par rapport à la zone de projection. On parle également de distance focale.Ainsi, il existe des vidéoprojecteurs avec une distance focale extrêmement courte et d’autres avec une distance focale longue. Cet élément vous permet d’aménager votre pièce de manière cohérente afin de transformer votre salon en home-cinema. La qualité de l’image dépend de votre installation et des caractéristiques techniques de votre appareil.Les différentes distances focalesLa relation entre la taille de l’image et la position du vidéoprojecteur détermine la distance focale.Distance focale ultracourte : le vidéoprojecteur est placé entre 15 et 50 cm de l’écran. C’est un set-up qui convient parfaitement aux petits espaces. De plus, il permet d’éviter la présence d’ombres sur l’image puisque l’on ne peut pas passer devant le faisceau lumineux. Pratique et facile à installer, le vidéoprojecteur à distance focale ultracourte séduira ceux qui aiment les images nettes et en HD.Distance focale courte : placé entre 40 et 90 cm de l’écran, ce type de vidéoprojecteur convient aux gamers et à tous ceux qui souhaitent une image de qualité. En optant pour une distance focale courte, la netteté de l’image n’est pas sacrifiée. De plus, les bruits générés par l’appareil ne sont pas à proximité directe des spectateurs.Distance focale standard : la majorité des modèles de vidéoprojecteurs proposent une distance focale d’environ 2 mètres. En optant pour ce type de modèle, il est indispensable de disposer d’une surface conséquente. En effet, plus on éloigne l’appareil du mur, plus l’image sera grande et nette. Il est important de respecter la distance focale recommandée.Distance focale longue : ce type de vidéoprojecteur doit être installé à minimum 3 mètres de la zone de projection. Ainsi, il trouvera sa place derrière les spectateurs, sur une étagère ou un emplacement en retrait et prévu à cet effet. Il convient aux grandes pièces. C’est le modèle idéal pour ceux qui souhaitent créer une ambiance cinéma dans leur salon. En général, les vidéoprojecteurs à focale longue sont installés dans des pièces qui sont uniquement consacrées au visionnage de vidéos.La distance focale varie selon les envies. © yaophotograph, Adobe StockLes autres éléments à associer avec la focaleIl est important de prendre en compte le rapport entre la focale et le zoom ou la puissance lumineuse. La configuration de votre pièce déterminera tous ces paramètres.Si la focale est longue, une intensité lumineuse forte sera recommandée afin d’obtenir une image de qualité. Si le vidéoprojecteur est amené à être déplacé régulièrement, il sera judicieux de choisir une focale standard afin de simplifier son installation.La taille de l’écran est aussi déterminante pour choisir la distance focale. En effet, les grands écrans se coupleront plus facilement avec une distance focale longue. Les petits écrans, quant à eux, s’associeront mieux avec une distance focale courte. Ainsi, en prenant en compte tous ces paramètres, il sera possible de choisir le vidéoprojecteur qui correspond à l’endroit où il sera installé.

focale

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

699_soleil

02 Novembre 2003Centre ville de Charlesbourh /Qu&eacute;becConditions : [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition]Meade LX90Filtre Thousand Oaks[popupdefinition id=988]Oculaire[/popupdefinition] 20mmT&eacute;l&eacute; extender MeadeCam&eacute;ra Canon D 30Pose de 1/60 sec&copy;Copyright - Fernand LAPLANTE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.geocities.com/laplantefernand/

700_taches-solaires

Martinique : Soleil 19 Avril 2005

1088_martinique-:-soleil-19-avril-2005

1089_martinique-:-soleil-19-avril-2005

1090_martinique-:-soleil-19-avril-2005

12 Mars 2005 - 09h46 UTTMB 80 &agrave; f20Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 20D1/250&copy;Copyright - St&eacute;phan LECKI.Tous droits r&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur :sagitt19@club-[popupdefinition id=3983]internet[/popupdefinition].fr

Internet est un réseau informatique mondial qui permet à ses utilisateurs, appelés internautes de communiquer entre eux à l’échelle de la planète à un prix dérisoire puisqu’il suffit d’un simple accès. Quelque 53 % de la population mondiale utilise les réseaux sociaux et 59,5 millions des Français sont connectés à Internet. Il s’agit d’une révolution technologique comparable à l’imprimerie inventée par Gutenberg. Internet est un réseau informatique mondial qui rassemble au moins 4,2 milliards d'internautes, soit 55 % de la population mondiale.Une révolution des moyens de communication 
Le world wide web (abrégé en Web), il s’agit d’un système hypertexte qui permet de consulter des textes, des images et des vidéos accessibles sur des sites. Il existe des systèmes moins visibles comme le darknet qui est anonyme.
Le courrier électronique (ou e-mail), en dehors des pourriels, 293 milliards de mails ont circulé dans le monde en 2019 dont 1,4 milliard en France.
La téléconférence et le télétravail qui se sont nettement développés sous l’effet de la pandémie de Covid-19.
Le podcasting ou audio à la demande.
Le partage de fichiers en pair à pair (peer-to-peer, en anglais).
Le streaming ou diffusion en continu. 
Internet permet l'envoi de courriers électroniques, la navigation sur des sites et l'échange de fichiers, de vidéos... sur ordinateur, tablette et sur mobile. © William Iven, PixabayUn bouleversement de l’économie mondiale et une question politiqueAllié à l’intelligence numérique et à la mondialisation, Internet a transformé l’économie mondiale.
Essor de l'e-commerce (ou commerce en ligne).
Création de nouveaux métiers : rédacteur web, community manager, chef de projet digital.
Développement du e-learning qui métamorphose l’enseignement et la transmission de connaissances.
Spécialisation accrue de certains métiers (traducteur).
Internet sert d’outils de mobilisation et de promotion des idées à tout le spectre politique, de l’extrême gauche à l’extrême droite. Des pétitions sont régulièrement diffusées par le biais de change.org. Certains États comme la Chine s’efforcent de censurer Internet.Comment a été créé Internet ? Internet est né de la guerre froide. C’est une invention américaine.Né en 1969, Arpanet signifie Advanced Research Projects Agency Network. Il s’agit du premier réseau à transfert de paquets de données. Il est réalisé par la Darpa, Defense Advanced Research Projects Agency, agence du Département de la Défense des États-Unis. Trois ans plus tard, en 1972, Raymond Tomlinson met au point le premier courrier électronique.C’est au tout début des années 1990 qu’apparaît le Web afin de promouvoir les échanges entre les chercheurs. Au cours de la décennie apparaissent Amazon, Yahoo, eBay, Netscape, Google, AOL. En 2004 est créé Facebook. Le monde entre dans l’ère des GAFA (Google, Apple, Facebook, Amazon).En septembre 2014, on compte plus d’un milliard de sites en ligne et près de trois milliards d'internautes. Aujourd’hui, sur une population mondiale de 7,83 milliards d’habitants on compte :
5,22 milliards de mobinautes (66,6 % de la population mondiale) ;
4,66 milliards le nombre de personnes connectées ;
4,20 milliards de personnes qui utilisent les médias sociaux.
Comment fonctionne Internet ? Internet fonctionne en réseaux en relation avec des fournisseurs d'accès. Les moyens de communication sont variés mais des inégalités subsistent.Les moyens de communication électronique sont multiples : ils peuvent être filaires comme la fibre optique, le réseau téléphonique, l’ADSL, ou sans fil à l’exemple du WiMax, du satellite, de la 1G, 2G, 3G, 3G+, 4G, 4G+ voire la 5G. Un ordinateur personnel, une tablette numérique ou un smartphone permettent d’y avoir accès.La fracture numérique : les populations les plus pauvres de la planète, voire des pays riches souffrent parfois d’illettrisme électronique ou d’illectronisme. En France, l’État a lancé un plan de développement du très haut débit à l’échelle du territoire. 

Internet

EOS (Earth Observation System), pièce maîtresse du programme de sciences de la Terre de la NASA, est un ensemble de systèmes spatiaux et d'études scientifiques interdisciplinaires destinés à faire progresser notre compréhension du changement global.Le plus important satellite de EOS, Terra (autrefois EOS AM-1), fournit des mesures essentielles concernant les propriétés physiques et radiatives des nuages, les échanges d'énergie, de carbone, et d'eau air/terre et air/mer, les gaz en traces et les volcans. 
Les recherches en cours dans le cadre de EOS regroupent un large éventail de disciplines, incluant la chimie atmosphérique, l'hydrologie, l'utilisation des sols, et les écosystèmes marins.

1185_soleil

21 Juillet 2004 - 11h04 UTPhoto en direct [popupdefinition id=988]oculaire[/popupdefinition]Televue NP101Canon Ixus V2Astrosolar baaderBFFC[popupdefinition id=9603]Radian[/popupdefinition] de 4mmTraitement sous Photoshop 7&copy;Copyright - St&eacute;phan LECKI.Tous droits r&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur :sagitt19@club-[popupdefinition id=3983]internet[/popupdefinition].fr

1186_soleil

02 Mai 2005 - Argenteuil (Val d'Oise)C8-GP, ToUcam en mode normal&copy;Copyright - Fran&ccedil;ois DEBRICON. Tous droits r&eacute;serv&eacute;shttp://perso.club-[popupdefinition id=3983]internet[/popupdefinition].fr/fdebricon

1187_taches-solaires

Ce gigantesque filament solaire observ&eacute; le 16 octobre 2010 depuis l'observatoire Cabreja Mountain (&icirc;les Canaries) s'&eacute;tendait sur plus de 400.000 kilom&egrave;tres sur notre [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition]. &copy; Francisco A. Rodriguez

Éruption solaire

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

Étoile

3773_eruption-solaire

R&eacute;solution exceptionnelle pour cette image de [popupdefinition id=995]tache solaire[/popupdefinition] r&eacute;alis&eacute;e &agrave; l'aide du New Solar Telescope en juillet 2010. &copy; Big Bear Solar Observatory

3774_gros-plan-sur-une-tache-solaire

Le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] se couche sous l'Arc de Triomphe ; image r&eacute;alis&eacute;e depuis la place de la [popupdefinition id=4277]Concorde[/popupdefinition] le 8 mai 2009. &copy; J-Y Sardelli

Coucher de Soleil

Le Concorde était un avion supersonique, dont la vitesse de croisière atteignait Mach 2,02 et volant à une altitude comprise entre 16.000 et 18.000 m. Il était doté d'une aile delta et de moteurs à postcombustion. Son premier vol commercial date du 21 janvier 1976, et, suite à un tragique accident, ses vols ont été suspendus. Son dernier vol date du 26 novembre 2003.

Un Concorde d'Air France à l'atterrissage. © DR
Histoire du Concorde
Le Concorde a volé pour la première fois le 2 mars 1969, pendant 42 minutes, à la vitesse maximum de 463 kilomètres à l'heure.
C'est en 1959 qu'ont eu lieu les premières ébauches de projet d'avion supersonique pour succéder au malheureux Comet, la Bac (sous la houlette du Dr. Archibald Rusell, son directeur technique) et le gouvernement britannique souhaitant mettre au point 2 projets : l'un de 50 passagers à Mach 2 et l'autre de 100 passagers à Mach 1,2, le « Bac 223 ».
En France c'est vers 1960 que les sociétés Sud Aviation, Nord Aviation et Dassault ont également l'idée d'un moyen courrier à Mach 2, la SuperCaravelle. Finalement Sud Aviation, avec son directeur Louis Guista, sera le principal maître d'œuvre du projet côté français.
Le 13 janvier 1963, le président de la République Charles de Gaulle prononce officiellement le nom « Concorde » lors d'un discours de politique générale. Outre-Manche, le gouvernement retient Concord, sans le e final. Le 24 octobre 1963 est présentée la première maquette en bois à l'échelle 1 à Filton. Cette maquette est destinée aux études des divers aménagements et passages de tuyauteries. Le CEAT à Toulouse recevra lui aussi une maquette en bois pour les aménagements divers dans le fuselage.
Le 12 janvier 1979, le Concorde reçoit sa certification par la FAA.
Le 21 septembre 1979, les gouvernements britannique et français décident d'un commun accord d'arrêter la production du supersonique. À Toulouse comme à Filton, les chaînes de montage s'arrêtent, près de douze ans après la sortie du premier prototype. En tout, 16 appareils et 88 réacteurs auront été construits. Les cinq Concorde invendus vont être attribués aux opérateurs des deux pays : British Airways, qui possède cinq supersoniques, obtiendra ainsi deux Concorde alors qu'Air France, dont la flotte comprend quatre Concorde, s'est engagée à verser un franc symbolique pour chacun des trois avions qui va leur être attribué.
Le mardi 25 juillet 2000, un Concorde de la compagnie Air France s'écrase à Gonesse, dans le Val d'Oise, avec cent personnes a bord. Lors de décollage de la piste 26 droite de l'aérodrome de Paris-Charles de Gaulle, peu avant la rotation, le pneu avant droit du train gauche se détériore et des morceaux de pneu sont projetés contre la structure. Un feu important se déclare sous la voilure gauche. Des problèmes moteur apparaissent peu après sur le moteur 2 et momentanément sur le moteur 1. L'avion ne peut ni prendre d'altitude ni accélérer. L'équipage constate que le train ne rentre pas. À la vitesse de 200 nœuds et à l'altitude radio sonde de 200 pieds, il vole pendant environ une minute. Le moteur 1 s'arrête. L'avion s'écrase sur un hôtel au lieu-dit La Patte d'Oie de Gonesse.
23 juillet 2005, après quatre ans d'expertises, l'information judiciaire ouverte au lendemain de l'accident aboutit fin 2004 à un rapport final désignant deux causes majeures :
une lamelle métallique, perdue avant le décollage du Concorde par un DC-10 de Continental Airlines ; un défaut du Concorde au niveau de l'intrados de l'aile de l'avion, connu du constructeur depuis 1979.
Caractéristiques techniques

Longueur : 62,10 mEnvergure : 25,56 m Hauteur : 11,40 m Largeur fuselage : 2,87 mLongueur entre trains : 18,19 m Largeur entre trains : 7,72 m Passagers : 100Personnel navigant technique : 2 pilotes + 1 ingénieur mécanicien Personnel navigant commercial : 6Masse à vide : 77.500 kg Masse maximum hors carburant : 92.080 kg Charge nominale : 11.340 kg Charge maximale : 12.700 kg Capacité maximum de kérosène : 119.280 litres (95 tonnes)Motorisation : 4 turboréacteurs Rolls-Royce Snecma Olympus 593-610Poussée : 4 * 17.260 kgp soit 69.040 Kgp au totalRayon d'action maximal avec phase supersonique : 6.580 km Rayon d'action maximal sans phase supersonique à Mach 0,95 et 9.100 m : 5.110 kmAltitude de croisière : entre 16.000 et 18.000 mVitesse de croisière : mach 2,02, soit environ 2.179 km/h à 18.000 m

Concorde

3775_coucher-de-soleil

Cette image a &eacute;t&eacute; obtenue en Bretagne au mois d'avril 2010 alors que les poussi&egrave;res du [popupdefinition id=3537]volcan[/popupdefinition] islandais Eyjafj&ouml;ll circulaient dans le ciel europ&eacute;en. &copy; Anne Riou

Lever de Soleil

Un volcan est un orifice de la croûte terrestre d’où s’échappent, lors des éruptions, de la lave (constituée de magma), des gaz (dioxyde de soufre, gaz carbonique, azote, par exemple) et des cendres.
L’étude des volcans est la volcanologie ou vulcanologie. L’activité volcanique est l’une des manifestations de l’activité interne de la Terre due à l’énergie emmagasinée en son sein (voir « volcanisme »).
Les volcans sur Terre et dans l’espace
Sur Terre, il existe environ 600 volcans en activité sur les continents, 1.300 si l’on y ajoute ceux du fond des mers. Le plus grand volcan du système solaire est le mont Olympus sur Mars. Certains volcans sont considérés comme éteints, d’autres dorment et peuvent voir leur activité reprendre.
On distingue traditionnellement différents types de volcans selon leur forme :
 les volcans hawaïens (de Hawaï), très plats, d’où s’échappent, seulement par effusion, des laves très fluides ; les volcans stromboliens (du Stromboli, en Italie), à cônes pointus, formés par accumulation de débris et par des coulées de lave ; les volcans vulcaniens (de Vulcano, en Italie), formés par accumulation de débris explosifs ; les volcans péléens (de la montagne Pelée en Martinique), à lave très visqueuse qui tend à former des aiguilles en s’élevant au travers des fissures des extrusions précédentes. Leur éruption sous l’effet de la poussée des gaz donne lieu au phénomène de nuée ardente, ou éjection de poussières en fusion ; les volcans formés par des fissures. 
La morphologie de l’appareil volcanique (taille et pente du cône et du cratère) résulte de l’accumulation de matériaux émis lors des éruptions, et dépend notamment des propriétés de la lave, et des conditions internes de pression, qui peuvent du reste évoluer au cours de l’activité du volcan. De faibles variations de la composition de la lave peuvent se traduire par des propriétés très différentes, notamment pour la viscosité. Les éruptions volcaniques peuvent être explosives, lorsque la pression exercée par les gaz éjecte des fragments de magma plus ou moins solidifié avec des cendres et des scories.
Des prévisions d’éruptions peu fiables
L’activité volcanique est extrêmement difficile à prévoir ; leur étude ne dispose du reste que de peu de données, à cause de la disproportion entre la durée moyenne qui sépare deux éruptions et la durée de vie humaine. Les recherches portent notamment sur l’évaluation des réserves de magma retenues en profondeur (à 10 km sous la surface environ) et qui s’écoulent par divers filons, fissures et conduits. Les conséquences d’une explosion sont liées à l’importance des réservoirs de magma. Des émissions de gaz et d’autres signes avant-coureurs de la remontée du magma peuvent être exploités par des réseaux de surveillance des volcans actifs.
L’étude des affleurements d’anciens systèmes volcaniques éteints et érodés renseigne également sur les mécanismes en jeu dans la période d’activité.

Volcan

3776_lever-de-soleil

Lors des maximums d'activit&eacute; solaire qui se produisent en moyenne tous les 12 ans, le nombre de taches sur le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] est tr&egrave;s &eacute;lev&eacute;. &copy; M. Jenkins

3848_taches-solaires

Ces deux graphiques montrent l'activit&eacute; solaire depuis 150 ans. On remarque que chaque fois qu'on va vers le maximum d'un cycle, la surface tach&eacute;e augmente et les taches se d&eacute;veloppent de plus en plus pr&egrave;s de l'[popupdefinition id=16873]&eacute;quateur[/popupdefinition] solaire. &copy; Nasa

Le cycle solaire

On appelle équateur, l’un des cinq principaux parallèles — une ligne géographique imaginaire — représentés sur les cartes de notre planète. L’équateur est celui qui coupe la Terre en deux parties égales selon un plan perpendiculaire à son axe de rotation : l’hémisphère nord et l’hémisphère sud. Par définition, sa latitude est de 0°. Le terme d’ailleurs provient du latin aequator qui signifie égalisateur.
Les régions situées sur l’équateur connaissent quelques phénomènes particuliers. Aux équinoxes — en mars et en septembre —, le Soleil y apparaît au zénith à midi. Les levers et les couchers de Soleil y sont les plus rapides au monde. Quant à la durée des jours et des nuits, elle est, en théorie, égale à 12 heures tout au long de l’année. En théorie seulement puisque la réfraction atmosphérique et la taille du Soleil jouent en les faisant varier de quelques minutes.
Équateur est également le nom d’un pays d’Amérique du Sud situé sur l'équateur. © ErnstA, Wikipedia, CC by-sa 3.0
Distinguer tropique du Cancer et tropique du Capricorne
L’équateur coupe principalement des océans. Mais les quelques pays qu’il traverse — parmi lesquels, un pays baptisé justement Équateur — connaissent ce que l’on nomme un climat équatorial marqué par de fortes précipitations et des températures élevées.
Pour l’anecdote, on peut noter qu’une ancienne tradition veut que les marins qui passent l’équateur pour la première fois subissent une sorte de joyeux bizutage. Et certaines compagnies aériennes décernent un diplôme à ceux de leurs passagers qui franchissent cette ligne imaginaire pour la première fois.

Équateur

3849_le-cycle-solaire

Taches et protub&eacute;rances sont une seule et m&ecirc;me manifestation des [popupdefinition id=2982]anomalies[/popupdefinition] magn&eacute;tiques qui s'observent &agrave; la surface du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. La protub&eacute;rance correspond au d&eacute;veloppement vertical de la tache quand elle est observ&eacute;e de profil sur le [popupdefinition id=11349]limbe[/popupdefinition] solaire. &copy; G. Piepol

Taches et protubérances

Le limbe correspond à la partie large et aplatie de la feuille. Il prolonge le pétiole et est particulièrement adapté pour capter l’énergie lumineuse (convertie en sucre lors de la photosynthèse). 
Des plantes ou des arbres, comme l’acacia, peuvent orienter leur limbe pour augmenter ou diminuer la surface exposée à la lumière.

Limbe

En médecine, une anomalie se définit comme une altération d’un organisme d’un point de vue anatomique, physiologique ou fonctionnel en regard de ce qui est considéré comme normal. Pouvant provenir de causes multiples (facteurs environnementaux tératogènes, radioactivité, drogues, certains médicaments ou génétiques), une anomalie, selon le type de malformation qu’elle engendre, sera qualifiée de mineure ou causer des handicaps sévères.Une surveillance épidémiologique des anomalies congénitalesAu cours du développement de l’embryon, un dysfonctionnement peut altérer un organe ou un tissu ayant pour conséquence une malformation congénitale. Découverte à la naissance ou lord d’un examen prénatal, elle peut entraîner un lourd handicap, être létale ou a contrario sans impact fonctionnel majeur pour l’individu. En France il existe une surveillance épidémiologique de ces malformations, d’autant que ces données permettent d’étudier les effets potentiellement tératogènes de certaines substances (association entre le valproate de sodium, utilisé comme antiépileptique et la spina bifida, malformation de la colonne vertébrale). Parmi ces anomalies, 21 sont surveillées, choisies en raison de leur fréquence dans la population ou de leur gravité. Certaines affectent l’appareil cardio vasculaire (coarctation de l’aorte, tétralogie de Fallot...) ou les membres (polydactylie…)La polydactylie (un ou plusieurs doigts ou orteils supplémentaires est une anomalie congénitale © Drgnu23, Wilipedia commons, CC BY-SA 3.0Des tests de dépistage des anomalies pendant la grossesseBien que les anomalies congénitales peuvent provenir de facteurs environnementaux, génétiques ou infectieux, il est toujours complexes d'en connaître la cause exacte. En France, un système de dépistage est cependant mis en place pour prévenir ou détecter certaines de ces altérations. Des tests sérologiques seront proposés (VIH, Syphilis, Toxoplasmose) dés les premières semaines de grossesse. D'autres tests peuvent mettre en évidence un accident survenu durant la division cellulaire affectant le nombre ou la forme des chromosomes dans le caryotype de l'enfant. Bien que 50% de ces anomalies entraînent des avortements spontanés, certaines d’entre elles conduisent à des malformations somatiques pour l’enfant comme par exemple la trisomie 21 entrainant le syndrome de Down.

Anomalie

3850_taches-et-protuberances

Observ&eacute; en [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] ultraviolette, le bord du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] r&eacute;v&egrave;le l'&eacute;coulement du plasma le long des boucles du [popupdefinition id=3878]champ magn&eacute;tique[/popupdefinition] de notre [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition]. &copy; Trace/Nasa

Boucles magnétiques

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

3851_boucles-magnetiques

Gr&acirc;ce &agrave; la long&eacute;vit&eacute; du satellite [popupdefinition id=3725]Soho[/popupdefinition], il a &eacute;t&eacute; possible de rassembler sur cette image les diff&eacute;rents aspects du dernier cycle solaire qui a connu son maximum en 2001. &copy; Soho

Un cycle complet

3852_un-cycle-complet

Soho a photographi&eacute; en 2002 cette gigantesque &eacute;jection de [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] coronale o&ugrave; des filaments en &eacute;ruption se d&eacute;veloppent jusqu'&agrave; deux millions de kilom&egrave;tres de la surface du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. &copy; Soho

Tempête solaire

La masse est une propriété physique fondamentale d’un corps. Elle rend compte, dans une bonne approximation, de la quantité de matière contenue dans ce corps indépendamment de l’endroit où il se trouve.L'unité de la masse : le kilogrammeLa masse se représente par le symbole m et, dans le Système international, son unité est le kilogramme (kg).Il existe en réalité, deux types de masse :la masse d’inertie qui indique la résistance qu’un corps oppose à une modification de son mouvement sous l’action d’une force ;la masse gravitationnelle, relative à la gravitation à laquelle le corps est soumis.Dans les faits, ces deux grandeurs sont équivalentes. L’expérience a montré en effet qu’elles étaient égales à 10-12 près.Entre 1889 et 2019, le kilogramme était défini comme la masse de l’étalon mille grammes en Platine-Iridium, ici en image de synthèse. Mais des questions de précision et de stabilité de l’étalon ont poussé les scientifiques à se tourner vers la constante de Planck. © astrosystem, Adobe StockNe pas confondre masse et poidsSi, dans la vie courante, la confusion ne prête pas à conséquence, il est de bon ton pour tout apprenti physicien de bien faire la différence entre poids et masse.Le poids, également appelé « masse gravitationnelle », exprime la force de gravitation qu’un corps exerce sur un autre. Ainsi le poids varie selon l’endroit dans lequel on place le corps en question. Sur la Lune, un corps présentera un poids six fois moindre que sur la Terre. L’unité de poids est le Newton (N).Masse et poids sont liés par la relation suivante :poids = masse x goù g représente l’accélération de la pesanteur en un lieu donné

Masse

3853_tempete-solaire

Les spicules sont des tubes dont les parois sont constitu&eacute;es d'un [popupdefinition id=3878]champ magn&eacute;tique[/popupdefinition] invisible. Ils transportent le [popupdefinition id=15336]gaz[/popupdefinition] chaud autour des taches &agrave; 50.000 kilom&egrave;tres &agrave; l'heure. &copy; INAF/IBIS/DST/NSO

Les spicules

Avec notamment l’état liquide et l’état solide, l’état gazeux fait partie des différents états de la matière. Dans l’état gazeux, ions, atomes ou molécules sont si faiblement lié(e)s les un(e)s aux autres qu’ils (elles) sont quasi indépendant(e)s. Contrairement à ce qui se passe dans un solide ou dans un liquide, dans un gaz les atomes ont la capacité de se déplacer de manière totalement désordonnée.
État gazeux et caractéristiques des gaz
À l’échelle macroscopique, les gaz, comme les liquides, n’ont pas de forme propre. Les gaz n’ont pas non plus de volume propre, ce qui les rend compressibles.
Les gaz sont également miscibles entre eux. L’air, par exemple, est un mélange de plusieurs gaz : diazote, dioxygène, dioxyde de carbone, etc.
Un gaz peut se dissoudre dans un liquide, comme le fait par exemple l’oxygène dans le sang.
Gaz parfaits
Dans une bonne approximation, beaucoup de gaz réels peuvent être considérés, à faible pression, comme étant ce que les physiciens appellent des « gaz parfaits ». Le gaz parfait est un modèle thermodynamique qui donne les relations entre pression, volume et température et ce, quelle que soit la nature chimique du gaz.

3854_les-spicules

Activité du soleil

Notre Soleil

Astronomie

2023LaRentrée

Rentrée 2022 : pc, smartphone, mobilité, faites le plein de bons plans chez Cdiscount

Jeux

Loto FDJ : Tentez de gagner le jackpot de 7 millions € ce samedi 13 août

EuroMillions FDJ : Tentez de gagner un jackpot de 54 millions € ce vendredi 12 août

Un télescope pour la fête des pères ? L'eVscope eQuinox profite d'une promotion folle cette semaine

Choisissez la meilleure lampe solaire extérieure pour vous

Le produit phare de notre comparatif des panneaux solaires

Les disques durs externes 2to en test - Nos recommandations

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

Dans le langage courant, le terme de chaleur est employé pour qualifier la sensation que donne un corps chaud.
Les physiciens qualifient la chaleur d'énergie thermique. Dans le système international, elle se mesure donc en joules (J). La chaleur correspond plus précisément à un transfert d'énergie.
Chaleur et température
Transfert de chaleur et variation de température sont directement liés par le biais de la capacité calorifique notée C.
Ainsi, un transfert de chaleur provoque généralement une variation de température. Lorsque deux corps sont mis au contact l’un de l’autre, le plus chaud cède de la chaleur au plus froid jusqu’à établir un équilibre.
En revanche, les changements d’état physique s’opèrent à température constante. Chauffez un glaçon : il restera à 0 °C ! Mais l’eau qui le compose passera de l’état solide à l’état liquide. Ce changement d’état consomme de l’énergie, de la chaleur, qui, de fait, ne pourra pas servir à faire monter la température de l’eau.
Transferts de chaleur
Il existe trois modes de transfert de la chaleur :
la conduction thermique, qui correspond à un échange d’énergie sans déplacement de matière ;la convection, résultat d’un déplacement de particules de températures différentes dans un fluide ;le rayonnement thermique, qui est émis pour tous les corps.

Chaleur

Comme le terme le laisse entendre, une réaction nucléaire correspond à un phénomène de transformation de noyaux atomiques (nucléons) sous l’action de particules (neutrons, protons, deutrons, etc.) ou de radiations α, β ou γ. Une réaction nucléaire dégage de l’énergie.
Réaction nucléaire spontanée et réaction nucléaire provoquée
Alors qu’une réaction chimique conserve les éléments, une réaction nucléaire les transforme. Cette dernière peut être :
« spontanée » lorsque les noyaux atomiques en jeu sont ceux de substances radioactives, naturelles ou artificielles ;« provoquée artificiellement », par bombardement de particules ou de radiations.
Deux types de réactions nucléaires : la fission et la fusion
Il existe deux grands types de réaction nucléaire :
La fission nucléaire est le résultat de la rupture d’un noyau atomique. Au cœur des centrales nucléaires, par exemple, les noyaux fissiles d’uranium subissent des réactions de fission nucléaire provoquées par un bombardement de neutrons. Les premières bombes atomiques reposaient également sur ce principe.La fusion nucléaire est le résultat de la réunion de deux noyaux atomiques. Des réactions de fusion nucléaire ont naturellement lieu au cœur du Soleil, mais elles sont aussi utilisées pour la conception de bombes à hydrogène.

Réaction nucléaire

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

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 %