L'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] GJ 436b a &eacute;t&eacute; d&eacute;couverte gr&acirc;ce au satellite [popupdefinition id=2450]Spitzer[/popupdefinition]. Situ&eacute;e &agrave; 33 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de la Terre, cette [popupdefinition id=4727]g&eacute;ante gazeuse[/popupdefinition], repr&eacute;sent&eacute;e ici par une vue d'artiste, secoue le monde de la plan&eacute;tologie. Alors que les lois de la thermochimie impliquaient qu'une plan&egrave;te de ce type devrait &ecirc;tre riche en m&eacute;thane et pauvre en [popupdefinition id=4011]monoxyde de carbone[/popupdefinition] (CO), comme c'est le cas dans le [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition], GJ 436b contredit tous les mod&egrave;les actuels. En effet, les observations de cette plan&egrave;te ne montrent pas de traces de m&eacute;thane et, &agrave; l'inverse, une abondance de CO.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], DP

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GJ 436b, une géante gazeuse exempte de méthane

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

Nasa

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

Système solaire

Le monoxyde de carbone constitue un oxyde du carbone. De formule brute CO, il est composé d'un atome d'oxygène et d'un atome de carbone. 
Intoxication au monoxyde de carbone
Le monoxyde de carbone (CO), produit lors d'une mauvaise combustion des combustibles organiques (bois, butane, charbon, essence, fuel, gaz naturel, pétrole, propane ... utilisés pour des appareils de chauffage, de production d'eau chaude ou le fonctionnement des moteurs : groupe électrogène, par exemple), est un gaz hautement toxique même en faible quantité.
Les victimes lors d'une intoxication aiguë nécessitent des soins immédiats et hospitaliers lourds de type assistance respiratoire et oxygénation par caisson hyperbare. Ces accidents peuvent laisser des séquelles à vie.
À une concentration de seulement 500 ppm (parties par million) de monoxyde de carbone dans l'air respiré, on constate l'apparition de maux de tête sévères, de vertiges et d'une tendance au sommeil annonçant un début d'intoxication. L'impotense musculaire et une paralysie progressive apparaissent lorsque l'individu est soumis à une concentration de 2000 ppm, suivies d'un coma si aucun secours n'intervient. Par ailleurs la mort est rapide suite à une exposition de quelques minutes à une dose de 5000 ppm. Cette mort survient lorsque 66% de l'hémoglobine a été transformée en carboxyhémoglobine.
Des études ont permis d'évaluer, que dans les grandes villes par exemple, le sang des habitants renferme de 1 à 2% de carboxyhémoglobine. Celui d'un fumeur de 4 à 10% amenant le cœur à travailler davantage afin d'oxygéner l'organisme.

Monoxyde de carbone

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

Géante gazeuse

Spitzer est un satellite de la Nasa doté d’instruments lui permettant d’observer l’univers dans l’infrarouge. Lancé sur une orbite solaire le 25 août 2003, sa mission devait durer initialement au moins 2 ans et demi. En grande forme, il a été possible de la prolonger à plusieurs reprises si bien qu'elle devrait durer au moins jusqu’en novembre 2019. 
Son télescope est doté d’un miroir de 85 centimètres et de trois instruments à refroidissement cryogénique : une caméra fonctionnant dans le proche et le moyen infrarouge, un spectrographe permettant d’analyser l’ensemble des longueurs d’onde de l’infrarouge et un photomètre pour la collecte d’informations sur la gamme d’infrarouges lointains.
Pendant 5 ans, ces instruments étaient refroidis avec de l’hélium liquide, ce qui permettait d’observer des objets très froids. Mais une fois ses réserves épuisées, le satellite pouvait tout de même poursuivre certaines observations, débutant la « phase chaude » de sa mission en juillet 2009. 
En 2016, Spitzer est entré dans une mission prolongée baptisée « Spitzer Beyond ». Spitzer a déjà effectué plus de 106.000 heures d’observation. Des milliers de scientifiques du monde entier ont utilisé les données collectées dans leurs études, dans plus de 8.000 articles publiés. Elles complétaient celles obtenues à d’autres longueurs d’onde, collectées avec les autres grands observatoires de la Nasa dans l’espace, en particulier avec Chandra dans le domaine des rayons X, et Hubble dans le visible.
 Un retour sur 10 ans d’observations avec Spitzer. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l’écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Nasa, JPL
Spitzer, le chasseur d’exoplanètes que l’on n’attendait pas
 Spitzer a permis de détecter et d’étudier certaines des galaxies les plus lointaines connues et de voir le rayonnement émis par ces galaxies alors que le cosmos observable était âgé d’environ 400 millions d’années seulement. Certaines de ces très jeunes galaxies étaient déjà bien plus grandes que ne le laissaient penser en première approximation les modèles de la naissance et de la croissance des galaxies, ce qui a surpris les cosmologistes. Spitzer permet également l’observation du rayonnement infrarouge des disques de matière autour de certains trous noirs.
Mais la grande surprise est venue de la capacité de Spitzer de mettre en évidence des exoplanètes et d’en permettre jusqu’à un certain point l’étude, ce que les concepteurs de la mission n’avaient pas anticipé. Spitzer est ainsi intervenu dans l’étude du système planétaire de Trappist-1. Ces dernières années, plus de la moitié du temps d’observation de Spitzer est utilisée pour étudier ou rechercher des exoplanètes.
 Un bilan détaillé de 15 ans de découvertes avec Spitzer. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l’écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Nasa, JPL
Les grandes découvertes du télescope spatial Spitzer
Parmi les découvertes majeures réalisées avec le télescope spatial Spitzer, citons :
Le plus grand anneau connu autour de Saturne, une structure fine et vaporeuse avec 300 fois le diamètre de Saturne.
La première carte météorologique d’une exoplanète avec des variations de température à la surface d’une géante gazeuse. Les résultats suggèrent la présence de vents violents.
 Des preuves de plusieurs collisions entre astéroïdes et comètes dans d’autres systèmes solaires.
Mais ce n’est pas tout :
 Spitzer a observé les conséquences de la collision entre le vaisseau spatial Deep Impact de la Nasa et la comète Tempel 1, découvrant que le matériel cométaire de notre Système solaire ressemble à celui des étoiles proches.
Les images infrarouges de Spitzer ont fourni des vues sans précédent des berceaux cachés où les jeunes étoiles naissent et grandissent, révolutionnant notre compréhension de la formation stellaire.
Spitzer a démontré l’existence de Buckyballs dans l’espace. Ce sont des molécules de carbone en forme de ballon de football découvertes initialement lors de recherches en laboratoire avec de multiples applications technologiques sur Terre.
Spitzer a identifié de nombreux amas de galaxies plus éloignés que ceux connus auparavant. 
Spitzer a fourni dans l’infrarouge l’une des cartes les plus complètes de la Voie lactée, comprenant la carte la plus précise du centre de la Galaxie lors du Glimpse (Galactic Legacy Mid-Plane Survey Extraordinaire).

Spitzer

La distance parcourue par la lumière en une année. Elle vaut 0,3066 parsecs soit 9.461 milliards de km ou encore 63.240 unités astronomiques.

Année-lumière

Une exoplanète, aussi connue sous le nom de planète extrasolaire, est une planète ne tourne pas autour du Soleil mais qui orbite autour d'une étoile en dehors de notre Système solaire. Le préfixe exo signifie « extérieur », donc une exoplanète est essentiellement une planète extérieure à notre propre Système solaire. HistoriqueL'idée que des planètes puissent exister en dehors de notre système solaire remonte à l'Antiquité. Les philosophes grecs comme Épicure et Démocrite ont suggéré l'existence d'autres mondes, mais ce n'est qu'avec l'avènement de la théorie héliocentrique au XVIe siècle que l'idée a commencé à prendre de l'ampleur. En effet, en plaçant le Soleil au centre du système solaire, l'héliocentrisme a ouvert la voie à la possibilité que d'autres étoiles puissent également avoir des planètes en orbite autour d'elles.La première exoplanète a été découverte en 1992 par Aleksander Wolszczan et Dale Frail. Ils ont détecté deux planètes orbitant autour d'un pulsar, connu sous le nom de PSR B1257+12. Cependant, la première exoplanète orbitant autour d'une étoile de type solaire (51 Pegasi b) a été découverte en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz à l'Observatoire de Haute-Provence. Aujourd'hui, quelques 5 307 exoplanètes ont été confirmées, et ce nombre va continuer d'augmenter parallèlement aux progrès de la technologie et des méthodes de détection. L'exoplanète la plus proche de nous est Proxima Centauri b, qui orbite autour de l'étoile la plus proche de notre Système solaire, Proxima Centauri. Elle se trouve à environ 4,2 années-lumière de nous.Outils et méthodes de détection des exoplanètesPourquoi la détection est-elle difficile ?La détection d'une exoplanète est une tâche complexe en raison de plusieurs facteurs. D'une part, les exoplanètes sont souvent situées à des distances astronomiques de la Terre. Les instruments doivent être extrêmement sensibles pour détecter des variations subtiles dans la lumière provenant de l'étoile. Comme les exoplanètes orbitent autour d'étoiles, la lumière émise par ces étoiles rend difficile la détection de planètes beaucoup plus petites et moins lumineuses en comparaison. Le contraste entre la luminosité de l'étoile et celle de l'exoplanète est très élevé. Les étoiles sont beaucoup plus brillantes que les planètes qui les entourent, ce qui complique la séparation visuelle. D'autre part, la détection directe d'une exoplanète nécessite souvent que son orbite soit orientée de telle manière que la planète passe devant son étoile depuis la perspective de la Terre, ce qui n'est pas toujours le cas.La question des exoplanètes est très ancienne dans l’astronomie. Leur existence est pour la première fois attestée de façon indirecte dans les années 1990. Futura a rencontré Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom, afin qu’il nous parle plus en détail de ce passionnant sujet. © FuturaLes outils pour détecter les exoplanètesPour toutes les raisons précédemment citées ci-dessus, la plupart des exoplanètes sont détectées par des méthodes indirectes. Les outils utilisés pour détecter les exoplanètes comprennent des télescopes spatiaux comme Kepler et Tess de la Nasa, ainsi que des télescopes terrestres comme le Very Large Telescope de l'ESO.Kepler : lancé en 2009 par la Nasa, Kepler a été conçu pour détecter des exoplanètes en utilisant la méthode du transit. Il a découvert plus de 2 600 exoplanètes confirmées à ce jour, dont certaines sont de la taille de la Terre et situées dans la zone habitable de leur système.Tess (Transiting Exoplanet Survey Satellite) : lancé en 2018 par la Nasa, Tess a été conçu pour détecter des exoplanètes en utilisant la méthode du transit. Il a déjà découvert plus de 100 exoplanètes confirmées, ainsi que des milliers de candidats potentiels.VLT (Very Large Telescope) : situé au Chili et exploité par l'Observatoire européen austral (ESO), le VLT est un télescope terrestre composé de quatre télescopes de 8,2 mètres de diamètre chacun. Le VLT a contribué à la découverte de nombreuses exoplanètes en utilisant la méthode de la vitesse radiale.Hubble : lancé en 1990 par la Nasa, le télescope spatial Hubble a contribué à la découverte de plusieurs exoplanètes. Il a été utilisé pour étudier les atmosphères de nombreuses autres exoplanètes, en détectant des éléments tels que l'eau, le méthane, le dioxyde de carbone et même des signes possibles de nuages et de brume. En 2018, Hubble a découvert une exoplanète de la taille de Neptune en orbite autour d'une étoile naine blanche, ce qui était une première.Les méthodes de détection des exoplanètesLes exoplanètes sont généralement détectées de deux manières principales : la méthode du transit et la méthode de la vitesse radiale.La méthode du transit consiste à observer une légère baisse de la luminosité d'une étoile lorsqu'une planète passe devant elle. Lorsqu'une planète transite devant son étoile hôte, elle bloque une petite quantité de lumière de l'étoile. En mesurant cette baisse de luminosité, les astronomes peuvent déterminer la taille de la planète et son orbite.La méthode de la vitesse radiale, quant à elle, consiste à mesurer les légers mouvements d'une étoile causés par la gravité d'une planète en orbite. Lorsqu'une planète orbite autour d'une étoile, elle exerce une légère force gravitationnelle sur l'étoile, ce qui fait que l'étoile se déplace légèrement d'avant en arrière. En mesurant ces mouvements, les astronomes peuvent déterminer la présence d'une planète, sa masse et son orbite.Une autre méthode de détection des exoplanètes utilise l'interférométrie pour combiner les signaux lumineux de plusieurs télescopes. Cette méthode interférométrique permet d'obtenir une résolution angulaire très élevée, ce qui permet de séparer la lumière de l'étoile hôte de la lumière réfléchie par la planète. La méthode interférométrique est particulièrement utile pour détecter les exoplanètes qui sont plus éloignées de leur étoile hôte que celles détectées par les méthodes de la vitesse radiale et du transit. Elle est également utilisée pour étudier les propriétés atmosphériques des exoplanètes en analysant la lumière réfléchie par leur atmosphère. Une vue d'artiste d'une exoplanète en transit devant son étoile. © Nasa, Esa, G.BaconTypes d'exoplanètesIl existe plusieurs types d'exoplanètes, qui sont classées en fonction de leur masse, de leur taille, de leur composition et de leur distance par rapport à leur étoile hôte. Voici quelques-uns des types d'exoplanètes les plus courants :les planètes telluriques sont des planètes rocheuses, similaires à la Terre, Mercure, Vénus et Mars dans notre Système solaire. Elles ont une masse et une taille similaires à celles de la Terre et sont principalement composées de roches et de métaux ;les super-Terres sont des planètes rocheuses plus massives que la Terre, mais moins massives que les géantes gazeuses. Elles ont une masse comprise entre 1 et 10 fois celle de la Terre et sont probablement composées de roches, de métaux et de glace ;les mini-Neptunes sont des planètes gazeuses plus petites que Neptune, mais plus massives que les super-Terres. Elles ont une masse comprise entre 10 et 50 fois celle de la Terre et sont probablement composées d'hydrogène, d'hélium et de glace ;les géantes gazeuses sont des planètes massives composées principalement d'hydrogène et d'hélium, similaires à Jupiter et Saturne dans notre Système solaire. Elles ont une masse comprise entre 50 et plusieurs milliers de fois celle de la Terre ;les géantes de glace sont des planètes massives composées principalement de glace, de roches et de gaz, similaires à Uranus et Neptune dans notre système solaire. Elles ont une masse comprise entre 10 et 50 fois celle de la Terre ;les planètes océans sont des planètes recouvertes entièrement d'eau, avec une épaisse couche de glace à la surface. Elles peuvent avoir une masse similaire à celle de la Terre ou être plus massives ;les planètes errantes sont des planètes qui ne sont pas en orbite autour d'une étoile, mais qui voyagent librement dans l'espace interstellaire. Elles peuvent avoir une masse similaire à celle des planètes telluriques ou des géantes gazeuses.NomenclatureLes exoplanètes sont généralement nommées d'après leur étoile hôte suivie d'une lettre minuscule. Par exemple, la première exoplanète découverte autour de l'étoile 51 Pegasi a été nommée 51 Pegasi b. Si plusieurs planètes sont découvertes autour de la même étoile, elles sont nommées dans l'ordre de leur découverte, en utilisant les lettres c, d, e, etc.Quelques exoplanètes remarquablesVoici quelques exoplanètes remarquables avec leurs dates de découverte respectives :51 Pegasi b : découverte en 1995, il s'agit de la première exoplanète confirmée en orbite autour d'une étoile de type solaire.Gliese 581 c : découverte en 2007, cette exoplanète est considérée comme l'une des plus similaires à la Terre en termes de masse et de distance par rapport à son étoile hôte. Elle se trouve dans la zone habitable de son système, ce qui signifie qu'elle pourrait potentiellement abriter de l'eau liquide à sa surface.Kepler-22b : découverte en 2011, cette exoplanète est la première découverte par le télescope spatial Kepler à être située dans la zone habitable de son système. Elle est environ 2,4 fois plus grande que la Terre et orbite autour d'une étoile similaire au Soleil.Trappist-1 : découverte en 2016, il s'agit d'un système d'au moins sept exoplanètes de la taille de la Terre en orbite autour d'une naine rouge. Trois de ces planètes se trouvent dans la zone habitable du système, ce qui les rend potentiellement habitables.Proxima Centauri b : découverte en 2016, Proxima Centauri b orbite autour de l'étoile la plus proche de notre Système solaire, Proxima Centauri et se trouve à environ 4,2 années-lumière de nous. Elle se situe dans la zone habitable de son système et pourrait potentiellement abriter de l'eau liquide à sa surface. Tess-1b : découverte en 2018, il s'agit de la première exoplanète découverte par le télescope spatial Tess. Elle est environ 1,3 fois plus grande que Jupiter et orbite très près de son étoile hôte, ce qui la rend très chaude.Quelques jalons importants dans l'histoire des exoplanètes1992 : découverte des premières exoplanètes autour d'un pulsar (PSR B1257+12) par Aleksander Wolszczan et Dale Frail ;1995 : découverte de la première exoplanète autour d'une étoile de type solaire (51 Pegasi b) par Michel Mayor et Didier Queloz ;2009 : lancement du télescope spatial Kepler de la Nasa, qui a découvert plus de 2 600 exoplanètes ;2018 : lancement du télescope spatial Tess de la Nasa, qui succède à Kepler pour la recherche d'exoplanètes ;2021 : confirmation de l'existence de l'exoplanète la plus similaire à la Terre à ce jour en termes de taille et de température (TOI 700 d).

Exoplanète

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Plan&egrave;te externe la plus proche de notre Terre, Mars passionne les [popupdefinition id=14275]astronautes[/popupdefinition]. Cette repr&eacute;sentation de la Plan&egrave;te rouge est une mosa&iuml;que assembl&eacute;e &agrave; partir d'images prises par l'orbiteur [popupdefinition id=4521]Viking 1[/popupdefinition] le 22 f&eacute;vrier 1980. Il s'agit du deuxi&egrave;me vaisseau &agrave; se poser sur Mars et &agrave; r&eacute;ussir sa mission. On peut apercevoir Valles Marineris, qui fait presque 4.000 km de long.Superficie de Mars&nbsp;: 1,5 x 108 km2&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Wikimedia Commons, DP

Mars vue par la sonde spatiale Viking 1 - Photos Futura

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Astronaute

Viking 1 a été lancé avec succès le 20 août 1975 par une fusée Titan III E depuis le complexe 41 de Cap Canaveral. Après un voyage de 10 mois sans incident notable, l'orbiteur prend ses premières phot...

Viking 1

Mars vue par la sonde spatiale Viking 1

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Qu'est-ce que la terraformation ? Il s'agit du processus hypoth&eacute;tique par lequel les conditions actuelles d'une plan&egrave;te seraient modifi&eacute;es pour qu'elle devienne habitable par l'Homme et les autres formes de vie terrestre. Cette id&eacute;e, imagin&eacute;e par certains [popupdefinition id=14275]astronautes[/popupdefinition] audacieux, est pour l'instant hors de port&eacute;e des Hommes. Cette image de Mars terraform&eacute;e est bas&eacute;e sur les donn&eacute;es de Mars Global Surveyor, une mission destin&eacute;e &agrave; cartographier la plan&egrave;te Mars.Superficie de Mars : 1,5 x 108 km2&copy; Daein Ballard, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

Mars terraformée

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

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D&eacute;couvert en 1789 par [popupbiographie id=521]William Herschel[/popupbiographie], [popupdefinition id=3705]Encelade[/popupdefinition] est un autre satellite de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition]. Il poss&egrave;de une [popupdefinition id=13943]g&eacute;ologie[/popupdefinition] et une activit&eacute; tr&egrave;s complexes, qui sont pour le moment mal comprises. La sonde Cassini, qui a scrut&eacute; cette [popupdefinition id=2550]lune[/popupdefinition] de Saturne il y a quelques ann&eacute;es, a d&eacute;voil&eacute; la pr&eacute;sence d'importants panaches, g&eacute;n&eacute;r&eacute;s par des [popupdefinition id=1499]geysers[/popupdefinition] compos&eacute;s de particules de glace tr&egrave;s fines. Selon certains scientifiques, cela indiquerait la pr&eacute;sence de poches d'eau [popupdefinition id=15334]liquide[/popupdefinition] sous la surface d'Encelade.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], Space Science Institute, Wikimedia Commons, DP

Encelade, satellite de Saturne

Avec notamment l’état solide et l’état gazeux, l’état liquide fait partie des différents états de la matière. Dans l’état liquide, ions, atomes ou molécules sont faiblement liés les uns aux autres. De quoi rendre la matière facilement déformable. Toutefois, les atomes d’un liquide restent liés et ne peuvent pas s’éloigner à volonté les uns des autres.
Différence entre état liquide et état gazeux
À l'échelle microscopique, l’état liquide possède une cohésion que ne présente pas l’état gazeux. La proximité entre les atomes de liquide fait également que, comme pour les solides, celui-ci reste difficilement compressible.
Différence entre état liquide et état solide
À l'échelle macroscopique, un liquide ne présente pas de forme propre et ne peut pas être saisi, à la différence d'un solide. C’est un fluide qui s’adapte à la forme du récipient dans lequel il est placé. Transvasé dans un autre récipient, un liquide conserve tout de même son volume. Un liquide possède donc bien un volume propre. Au repos, la surface libre d’un liquide est plane et horizontale.
La viscosité d'un liquide
La viscosité est l’une des caractéristiques essentielles d’un liquide. Elle rend compte de l’attachement des atomes entre eux. Plus sa viscosité est grande, plus un liquide résiste à un corps qui voudrait le traverser.

Liquide

La géologie est un terme qui caractérise une discipline scientifique ou l’ensemble des caractères du sous-sol d’une région définie.
La géologie, la science de la Terre
La géologie est une discipline scientifique se focalisant sur les couches externes de la Terre, notamment sur leur structure, leur composition et leur évolution au cours des temps passés et à venir.
De ce fait, la géologie se compose de nombreuses disciplines spécialisées, comme la minéralogie, la paléontologie, la pétrologie, la géodynamique, la géomorphologie, etc.
Elle est pratiquée par des géologues, qui doivent quotidiennement exploiter d’autres sciences pour parvenir à leur fin, principalement la chimie et la physique. Cette science de la Terre aurait vu ses fondements naître vers 1660.
Géologie d’une région
Le terme géologie est également utilisé d’une manière générique pour parler des caractéristiques du sous-sol d’une région donnée, que l’on peut d’ailleurs observer sur des cartes géologiques.

Géologie

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

Jet Propulsion Laboratory

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

Lune

Un geyser est une source chaude située dans des champs volcaniques, d'où de l'eau et de la vapeur d'eau jaillissent par intermittence à haute pression.
Le cycle éruptif d'un geyser 
D’une manière simplifiée, le mécanisme éruptif peut être décrit comme suit. L’eau éjectée a au préalable voyagé sous terre, où elle a été progressivement chauffée. Par convection, elle remonte alors vers la surface, jusqu’à atteindre des réservoirs d’eau souterrains connectés avec l’extérieur par de fins conduits.
Le liquide s’y accumule, puis commence à monter dans les conduits. Au bout d’un certain temps, l’eau contenue dans le réservoir va se vaporiser, pour diverses raisons thermodynamiques, et ainsi former une bulle de gaz qui remonte vers la surface en poussant le liquide qui lui fait obstacle, le propulsant finalement dans les airs.

Geyser

Saturne

Encelade (Saturne II) est un satellite de Saturne découvert par William Herschel en 1789. Il tourne à environ 238.000 km du centre de Saturne, en 33 heures. Sa première particularité est d’être d’une blancheur exceptionnelle. Elle est due, comme l’a montré la sonde Voyager 2 en 1980, à la présence en surface de glace d’eau quasiment exempte de poussière. Sa brillance est même la plus élevée de tout le Système solaire. Elle explique d’ailleurs pourquoi cette petite lune d’environ 500 km de diamètre est aussi bien visible depuis la Terre. Cette blancheur, en outre, implique que cette surface est jeune, donc renouvelée. Cette activité géologique est étonnante pour un astre aussi petit, qui devrait être figé depuis longtemps.
Encelade abriterait une chimie prébiotique
Ces résultats ont été confirmés par la sonde Cassini, qui a effectué 22 survols d’Encelade entre 2004 et 2017 (dont l’un à seulement 48 km le 28 octobre 2015). Ces passages rapprochés ont d’abord montré quatre grandes fractures du côté du pôle sud, appelées « Rayures de tigre », longues de 130 km, pour 2 km de largeur et environ 500 m de profondeur. De cette région s’échappent d’immenses panaches, jusqu’à 500 km, observés par Cassini en novembre 2005 et traversés par elle en octobre 2015.
Encelade photographiée en mars 2017 par la sonde Cassini. © Nasa, JPL, Space Science Institute
Encelade abrite un océan
Composés essentiellement d’eau, ils sont interprétés comme des geysers froids et alimentent probablement l’anneau E, diffus, au milieu duquel évolue Encelade. Le cryovolcanisme probable émet des particules de glace qui, lorsqu’elles ne s’échappent pas, retombent sur la surface. Ces chutes de neige fraîche expliquent la blancheur éclatante d’Encelade. Les mesures de gravité et les observations des mouvements de libration effectuées par Cassini plaident non pas pour une large poche d’eau liquide, mais pour un océan global sous la croûte de glace.
Océans extraterrestres : la Nasa confirme qu’il y a de l’énergie pour la vie sur Encelade
Avec une densité de 1.600 kg/m3, plus élevée que celle des autres satellites de Saturne, Encelade possède sûrement un noyau de silicates et de fer, qui serait mécaniquement découplé de la banquise de surface. Des molécules organiques (à base de carbone) ont été détectées dans les geysers d’Encelade, ce qui fait de son océan interne un milieu potentiellement habitable, en tout cas propice à une chimie organique. Cette découverte a contraint de modifier la notion d’habitabilité.

Encelade

Ne le 15 novembre 1738 en Allemagne, William Herschel a passé sa vie entre ses deux passions : la musique et l'astronomie. Son père, musicien lui-même, fait donner à son fils une éducation musicale ; le jeune William devient rapidement organiste. Envoyé en Angleterre pour ses obligations militaires, il s'y installe définitivement pour y créer une quarantaine d'œuvres à partir de 1759 et ce pendant une dizaine d'années : symphonies, concertos, sonates pour clavecins et musique religieuse. 
Parallèlement Herschel s'intéresse à l'astronomie. Après avoir loué un télescope pour étudier le ciel, il construit son premier instrument en 1776, dont le miroir fait une vingtaine de centimètres de diamètre. Il effectue ses observations avec beaucoup de rigueur, laissant défiler le ciel devant son télescope immobile et étudiant tout ce qui traverse son champ de vision. Ses observations sont consignées par sa sœur Caroline à qui Herschel dicte ce qu'il observe sans quitter son instrument. C'est grâce à ce travail méthodique qu'il découvre le 13 mars 1781 la planète Uranus, qu'il prend d'abord pour une comète. Devenu célèbre avec cette découverte qui lui vaut d'être médaillé de la Royal Society, il reçoit le soutien du roi George III, passionné d'astronomie. Grâce à une rente annuelle, Herschel peut désormais se consacrer uniquement à la construction d'instruments et à l'observation astronomique. 
 
Le plus grand télescope réalisé et utilisé par William Herschel faisait 1,22 mètre de diamètre pour 12 mètres de long.
En 1785 il effectue un dénombrement des étoiles de la Voie Lactée dans différentes régions du ciel, ce qui lui permet de représenter la forme approximative de notre Galaxie. Deux ans plus tard il met en service un nouveau télescope dont le miroir fait 48 centimètres de diamètre avec lequel il découvre la même année deux satellites d'Uranus, Titania et Obéron et deux ans plus tard les satellites de Saturne Mimas et Encelade. 
En 1789 Herschel termine la construction d'un télescope dont le miroir mesure 1,22 mètre pour une focale de 12 mètres. Pour en assurer les mouvements, cet instrument gigantesque est construit sur un immense plateau circulaire supportant un échafaudage où sont fixées les poulies permettant de relever le tube. Difficile à manier et de médiocre qualité optique, cet instrument ne rivalisera jamais avec le télescope de 48 centimètres de diamètre. 
Auteur de plusieurs catalogues d'étoiles doubles et de nébuleuses, il est nommé président de la Royal Astronomical Society en 1821. Il meurt le 25 août de l'année suivante.

Les anneaux d'Uranus, planète découverte en 1781 par William Herschel. Crédit Nasa/E. Karkoschka

William Herschel

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Situ&eacute;e dans la [popupdefinition id=5090]constellation de la Licorne[/popupdefinition], &agrave; environ 490 [popupdefinition id=17]ann&eacute;es-lumi&egrave;re[/popupdefinition] du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition], [popupdefinition id=3633]Corot[/popupdefinition]-7b est en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour d'une [popupdefinition id=30]naine orange[/popupdefinition] plus jeune et plus petite que le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition].&copy; Eso, L. Cal&ccedil;ada, Wikimedia Commons, CC by 3.0

L’exoplanète Corot-7b

Etoile dont la luminosité est intermédiaire entre les étoiles jaunes du type du Soleil et les naines rouges. Elles sont classées dans le type stellaire K.

Naine orange

La constellation de la Licorne, du latin monoceros, est une constellation dite moderne. C'est l'astronome néerlandais Petrus Plancius qui lui donna son nom en 1613. Il s'agit d'un animal ressemblant à un cheval avec une corne sur le front. Comme cette constellation est moderne, et n'était pas répertoriée au temps de la mythologie grecque, la constellation n'a pas de lien avec celle-ci. Deux essaims lui sont attribués : les alpha-Monocérides actif du 15 au 25 novembre, et les Monocérides actif du 27 novembre au 17 décembre.

Constellation de la Licorne

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

Orbite

L'observatoire spatial CoRoT (COnvection, ROtation & Transits planétaires), initiée par le CNES et conduit en partenariat avec le CNRS, l'ESA, l'Autriche, la Belgique, l'Allemagne, l'Espagne et le Brésil, embarque à son bord un télescope afocal de 27 cm de pupille et une caméra à large champ munie de quatre détecteurs CCD ultrasensibles. Sa mission: étudier la structure interne des étoiles pour en déduire leur masse, leur âge et leur composition, et rechercher des planètes extra-solaires autour d'étoiles proches.
Déroulement 
CoRoT a été lancé le mercredi 27 décembre 2006 à 14h23 TU par une fusée Soyouz 2.1b depuis le cosmodrome de Baïkonour, et placé sur une orbite polaire circulaire de 896 km inclinée à 90°, situation privilégiée qui lui permettra de scruter en continu un quelconque point du ciel durant 150 jours sans la moindre interruption, et surtout sans que celui-ci soit occulté par la masse de notre planète. 
Questions scientifiques 
Il est prévu que le télescope de Corot observe successivement cinq parties différentes du ciel et qu'il récolte ainsi une grande quantité de mesures sur la structure de milliers d'étoiles. Toutes ces données seront très précieuses puisqu'elles permettront d'accéder directement aux éléments chimiques constitutifs de l'Univers (qui se forment dans les étoiles). 
L'objectif poursuivi par CoRoT est aussi d'effectuer des mesures photométriques d'une extrême précision et de longue durée d'étoiles susceptibles d'entraîner une ou plusieurs planètes. Celles-ci pourront être détectées par mesure de la valeur photométrique enregistrée, mettant en évidence la faible variation lumineuse provoquée par le passage du disque planétaire devant son soleil.
Si Corot découvre d'autres planètes, beaucoup de perspectives sur des corps célestes habitables s'ouvriraient. On peut imaginer que de tels corps, semblables à la Terre, puissent exister dans d'autres systèmes. En observant ces autres systèmes, les scientifiques espèrent donc améliorer leur connaissance sur la formation de notre Système Solaire.
L'enjeu de cette mission est donc fondamental et double : détecter d'éventuelles formes de vie et avancer dans la quête de nos origines.

Corot

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

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Cette vue d'artiste ressemble &agrave; un paysage de la science-fiction. Elle pourrait pourtant &ecirc;tre bien r&eacute;elle. Les scientifiques ont d&eacute;couvert une plan&egrave;te chaude, appel&eacute;e HD 188753 Ab, en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] dans un [popupdefinition id=302]syst&egrave;me stellaire[/popupdefinition] triple. Sur cette image, l'[popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] est repr&eacute;sent&eacute;e en haut &agrave; gauche depuis la surface d'un satellite naturel hypoth&eacute;tique. La premi&egrave;re [popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] est d&eacute;j&agrave; couch&eacute;e derri&egrave;re les sommets, alors que les deux autres sont encore visibles.Superficie de HD 188753 Ab : approximativement celle de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] (6,14 x 1010 km2)&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]-Caltech, Wikimedia Commons, DP

HD 188753, en orbite dans un système stellaire triple

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

Jupiter

En astronomie, l’expression « système stellaire » désigne en principe un groupement d’un petit nombre d’étoiles. Les étoiles en question sont liées par l’attraction gravitationnelle. Et chacune est qualifiée de composante du système stellaire qui est classé selon le moyen d’observation qui a permis sa découverte. Il existe ainsi des systèmes stellaires visuels ou astrométriques — découverts à partir de leur mouvement apparent dans le ciel —, des systèmes stellaires à éclipses — découverts à partir des variations de leur éclat — ou encore des systèmes stellaires spectroscopiques — découverts à partir des caractéristiques de leur spectre.Il existe ainsi des systèmes stellaires à deux étoiles que l’on appelle plus simplement systèmes binaires ou étoiles binaires ou même, étoiles doubles. C’est le cas de Sirius — ou α Canis Majoris, pour les astronomes —, l’étoile qui est pour nous, la plus brillante du ciel — après le Soleil. Ces deux composantes sont Sirius A, une étoile blanche de la séquence principale, et Sirius B, une étoile naine blanche.L’étoile Polaire et Alpha Centauri sont deux exemples connus de systèmes stellaires triples. Ce dernier est d’ailleurs le système stellaire le plus proche de notre Terre. Il est situé à seulement 4,37 années-lumière.Une vue d’artiste du système stellaire triple d’Alpha Centauri. © ESO/L. Calçada/N. Risinger, Wikipedia, CC by-4.0Ne pas confondre système stellaire et système planétaireEt il cache un autre type de système stellaire. Qu’il faudrait d’ailleurs plus justement appeler système planétaire. C’est ainsi que les astronomes désignent en effet une étoile accompagnée des planètes, des lunes, des astéroïdes, des comètes et de la poussière qui gravitent autour. Ainsi le Système solaire est un système planétaire. Tout comme Proxima du Centaure — l’une des étoiles du système stellaire d’Alpha Centauri — et les deux — ou plus — exoplanètes en orbite autour d’elle.Notez que plus de la moitié des étoiles appartiennent à des systèmes stellaires, binaires ou multiples. Et leur étude apporte aux astronomes des informations importantes sur les étoiles : leur masse, leur rayon, leur densité, leur luminosité, leur température de surface et leur vitesse de rotation. De quoi mieux comprendre la formation et l’évolution des étoiles.Lorsque le nombre d’étoiles liées par la gravitation dépasse un certain seuil, les astronomes ne parlent plus trop de systèmes stellaires, mais plutôt d’amas d’étoiles ou même, de galaxie.

Système stellaire

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Que se passe-t-il quand deux [popupdefinition id=851]astres[/popupdefinition] de la taille de [popupdefinition id=3691]Pluton[/popupdefinition] entrent en collision&nbsp;? Cette vue d'artiste refl&egrave;te l'ampleur du ph&eacute;nom&egrave;ne&nbsp;: la formation d'un cercle massif de poussi&egrave;re.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]-Caltech, T. Pyle (SSC/Caltech), Wikimedia Commons, DP

Collision entre deux planètes naines

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

Pluton

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

Astre

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D&eacute;couverte en 1848, [popupdefinition id=3711]Hyp&eacute;rion[/popupdefinition] fut nomm&eacute;e en l'honneur d'un dieu solaire archa&iuml;que. Cette [popupdefinition id=2550]lune[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] est l&eacute;g&egrave;re et tr&egrave;s crat&eacute;ris&eacute;e. Le plus important crat&egrave;re d'Hyp&eacute;rion mesure approximativement 120 km de diam&egrave;tre, pour une profondeur de 10 km.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Wikimedia Commons, DP

Hypérion, une lune de Saturne

Hypérion (Saturne VII) a été découvert par Bond et Lassell en 1848. Son mouvement sur son orbite, très perturbé par Titan, est particulièrement difficile à décrire. Sa période de révolution est de 21 jours et 8 heures. Hypérion est le plus gros corps du système solaire non sphérique. Sa rotation autour de lui-même est chaotique et impossible à prévoir.

Hypérion

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D&eacute;couvert en 1866, (90) Antiope est un [popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition] qui poss&egrave;de la caract&eacute;ristique d'&ecirc;tre [popupdefinition id=18435]binaire[/popupdefinition]. Cela signifie qu'il est constitu&eacute; de deux corps qui tournent autour d'un centre de [popupdefinition id=1014]gravit&eacute;[/popupdefinition] commun. Il est situ&eacute; dans la [popupdefinition id=6358]ceinture d'ast&eacute;ro&iuml;des[/popupdefinition], entre Mars et [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition].&copy; Eso, Wikimedia Commons, CC by 3.0

(90) Antiope, l’astéroïde double

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

Astéroïde

Un système binaire est un système de numération en base 2. Le système le plus répandu est celui n’utilisant que des 0 et des 1, grâce à la notation positionnelle, c’est-à-dire que la position d’un chiffre est reliée à la position voisine par un multiplicateur : 10 dans le système décimal et donc 2 dans le système binaire. Chaque chiffre équivaut à un bit, qui vient du terme anglais binary digit, « caractère binaire » en français.Si des systèmes binaires ont été utilisés dès l’Antiquité, en Chine et en Inde notamment, l’invention du système binaire actuel est attribué au mathématicien allemand Gottfried Wilhelm Leibniz à la fin du XVIIe siècle. Aujourd’hui, le système binaire est essentiellement utilisé comme langage de bas niveau en informatique.À quoi sert le système binaire ?En informatique, le système binaire est utilisé pour sa simplicité et sa logique similaires au fonctionnement des transistors, les éléments de base d’un circuit électronique qui peuvent laisser passer le courant ou le bloquer. Il permet à un ordinateur d’exécuter des instructions et de traiter des données : pour un ordinateur, tout est fait de longues suites de 0 et de 1. Le « poids » d’un fichier informatique s’exprime en octets (bytes en anglais) et 1 octet équivaut à un registre de 8 bits. Un nombre binaire sera interprété différemment selon le type du fichier qui le contient. Par exemple, un ordinateur utilise généralement le code ASCII pour convertir du texte.Le système binaire est la base de tout appareil électronique. © Pixabay.comL’écriture d’un chiffre peut vite devenir longue et difficilement lisible en binaire, c’est pourquoi les informaticiens utilisent le système hexadécimal comme un moyen pratique et compact de représenter les informations binaires.Le système binaire est aussi utilisé en théorie de l’information, une représentation mathématique des conditions et paramètres affectant la transmission et le traitement de l'information.Comment fonctionne le système binaire ?Comme dit plus haut, le système binaire utilise la notation positionnelle avec le multiplicateur 2. Le premier chiffre à droite se multiplie par 20, le second par 21, le troisième par 22, etc. Ainsi, 11 en binaire est égal à 1 x 21 + 1 x 20, soit 23 en décimal.Les opérations en binaireLes 4 opérations de base en binaire sont possibles :0 + 0 = 1, 1 + 0 = 1, 1 + 1 = 11 ;0 - 0 = 0, 1 - 0 = 1, 1 - 1 = 1, 0 - 1 = 1 et on retient 1 ;0 x 0 = 0, 0 x 1 = 0, 1 x 0 = 0 ; 1 x 1 = 1.0 / 1 = 0.Ces opérations peuvent vite devenir complexes. Toutefois, multiplier et diviser par 2 est simple ! Il suffit en effet de décaler chaque chiffre d’un nombre binaire vers la gauche (en insérant un 0 à droite) ou vers la droite (en supprimant le dernier chiffre).ConversionsLa conversion du binaire vers le système décimal est plutôt simple puisqu’il suffit de multiplier chaque chiffre par 2 à la puissance (position -1) et d’en faire l’addition.Exemple : 11.001 = 1 x 24 + 2 x 23 + 0 x 22 + 0 x 21 + 1 x 20 = 16 + 8 + 0 + 0 + 1 = 25 en décimal.Pour convertir un nombre décimal en nombre binaire, il faut faire des divisions entières successives par 2 jusqu'à ce que le quotient devienne nul. C’est pourquoi on utilise plutôt le système hexadécimal pour convertir du binaire.

Binaire

La ceinture d'astéroïdes se situe entre les orbites de Mars et Jupiter. Elle abrite plusieurs centaines de milliers d'objets dont la taille varie du grain de poussière au planétoïde de quelques centaines de kilomètres. Vesta et Pallas, avec un diamètre d'environ 500 kilomètres, sont les plus gros membres du groupe. Cérès, avec ses 950 kilomètres, est classé à part : depuis 2006 l'Union Astronomique Internationale l'a rangé dans la famille des planètes naines en raison de sa forme sphérique. 
 Depuis quelques années les scientifiques étudient la menace possible des géocroiseurs pour notre planète. À l’image du scénario de l’extinction des dinosaures, ces astéroïdes sont-ils une menace pour la vie sur Terre ? Futura-Sciences a interviewé Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom afin d’en savoir plus. © Futura-Sciences
La ceinture d'astéroïdes est une relique du Système Solaire primitif. Alors que les planètes se formaient par accrétion, la région comprise entre Mars et Jupiter a subi les effets des résonances orbitales produites par la planète géante gazeuse, ce qui a limité les phénomènes d'accrétion : l'accélération des planétésimaux a produit de nombreuses collisions et ces perturbations ont empêché la formation d'une planète sur cette orbite. 
La poussière produite par les collisions entre astéroïdes spirale lentement vers le Soleil et donne naissance à la lumière zodiacale. 
La ceinture d'astéroïdes compte trois grandes familles : des astéroïdes riches en carbone (type C), ceux riches en silicates (type S) et ceux riches en métaux (type M).

Ceinture d'astéroïdes

La gravité est un phénomène physique qui se décrit comme l’attraction universelle auxquels sont soumis deux corps possédant une masse ou de l’énergie. La gravité est ainsi l’une des quatre interactions fondamentales, avec l’interaction forte, la force électromagnétique et l’interaction faible. La gravité est cependant la plus faible, elle n’a en effet pas d’influence significative au niveau subatomique. À l’échelle macroscopique, c’est cependant elle qui régit le déplacement des objets dans l’Univers, notamment les planètes, les galaxies et même la lumière.La force gravitationnelle régit le mouvement des planètes mais aussi des galaxies. © Judy Schmidt from USA, Wikimedia Commons, CC by-sa 2.0Principes physiquesLa gravité est généralement bien expliquée par la deuxième loi de Newton, qui dit que deux corps de masse m et m’ s’attirent mutuellement avec une force proportionnelle à leur masse et inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare :\(F = G{m_1m_2\over r^2}\) où G représente la constante de gravitation universelle.Si cette définition est suffisante pour la plupart des applications, la gravité est cependant plus précisément expliquée par la théorie générale de la relativité. La gravité n’y est alors plus considérée comme une force, mais comme une courbure de l’espace-temps, causée par une distribution inégale des masses. Le phénomène des trous noirs est l’exemple extrême de cette définition : la lumière est attirée par un corps si dense qu’elle ne peut s’échapper.La gravité au jour le jour sur TerreLa gravité désigne plus communément l’attraction gravitationnelle que subissent tous les corps à la surface de la Terre. C’est ainsi la gravité qui donne un poids à chaque objet présent sur Terre et qui fait que chaque objet lancé en l’air retombera inévitablement, sauf si sa vitesse est suffisante pour s’extraire du champ gravitationnel (exemple des fusées).Pour s'extraire de la gravité terrestre, il faut une certaine vitesse. © Alonesdj, Adobe StockLa gravité se représente donc comme un vecteur force dirigé vers le centre de la Terre. Son intensité à la surface de la Planète dépend cependant de la distance par rapport au centre, ce qui explique les infimes variations de gravité que l’on peut observer à la surface de la Terre, celle-ci n’étant pas tout à fait sphérique et possédant du relief. La force du champ gravitationnel est donnée par la valeur de l’accélération des objets étant sous son influence.C’est ainsi que l’on définit une valeur, nommée habituellement g, qui désigne « l’accélération standard due à la gravité », mais qui est souvent abrégée en « valeur de la gravité ». La valeur standard de g à la surface de la Terre est de 9,80665 m/s2. Il faut cependant noter que l’accélération d’un corps à la surface de la Terre est due à l’effet combiné de deux facteurs : la gravité mais aussi la force centrifuge liée à la rotation de la Terre. L’influence de ce deuxième facteur est cependant bien inférieure à celle de la gravité, mais suffit à faire varier d’environ 0,5 % la valeur de g entre les pôles et l’équateur.

Gravité

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Mercure est &agrave; la fois la plan&egrave;te la plus proche du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] et la plus petite du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition]. Comme la Terre, [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] et Mars, [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] est tellurique, c'est-&agrave;-dire compos&eacute;e de roches et de [popupdefinition id=3877]m&eacute;taux[/popupdefinition]. Cette image a &eacute;t&eacute; r&eacute;alis&eacute;e en 2008 gr&acirc;ce &agrave; la sonde [popupdefinition id=3929]Messenger[/popupdefinition].Superficie&nbsp;: 7,5 x 107 km2&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], Wikimedia Commons, DP

La petite Mercure

Deuxième planète à partir du Soleil, Vénus gravite sur une orbite quasi circulaire d’un rayon moyen de 108 millions de kilomètres. De ce fait, Vénus reçoit un rayonnement solaire presque deux fois plus intense que la Terre, et sa période de révolution sidérale est de 224,7 jours terrestres. Paradoxalement, la rotation de la planète est extrêmement lente (243 jours terrestres) et s’effectue ainsi dans le sens rétrograde. Le caractère circulaire et une très faible inclinaison de cette orbite n’entraînent pas d’effets saisonniers très marqués.
Pourquoi Vénus brille-t-elle autant ?
En raison de sa taille et de sa masse, Vénus est souvent considérée comme comparable à la Terre. Sa densité moyenne (5,25) indique que Vénus doit, à l’instar de la Terre, être constituée de roches silicatées, et être une planète différenciée. Elle posséderait en son centre un noyau de 2.900 kilomètres de rayon, constitué de fer, dont l’absence de champ magnétique suggère qu’il se trouve à l’état solide. Ce noyau serait entouré d’un manteau silicaté dont les couches externes seraient suffisamment chaudes pour provoquer un état de fusion partielle des matériaux, et cela jusqu’à une profondeur importante. Sa croûte serait composée de silicates de densité 2,8 (basalte) concentrant les éléments radioactifs, d’après les analyses pétrochimiques effectuées en surface par des sondes soviétiques (Venera 13 et Venera 14 en 1982), et dont l’épaisseur, déterminée par des modèles de déformation tectonique et des modèles de relaxation visqueuse des reliefs, est estimée entre 10 et 30 kilomètres. Sa lithosphère élastique aurait une épaisseur comparable à celle de la Terre, soit 35 kilomètres. Un tel modèle de structure interne serait compatible avec l’hypothèse d’une activité volcanique associée à une certaine activité tectonique.
La planète Vénus comme vous ne l'avez jamais vue
La surface de Vénus photographiée par la sonde soviétique Venera 13 en 1982. © Soviet Venera Program
Vénus, une planète masquée par des nuages
Du fait de l’opacité de l’atmosphère, l’observation de la surface de Vénus n’a pu être réalisée qu’au moyen de radars (terrestres ou placés à bord de sondes spatiales). L’imagerie radar a montré que la surface vénusienne présente une assez grande diversité morphologique résultant à la fois d’une histoire volcanique et tectonique complexe. En raison de la faible population de cratères d’impacts distribués uniformément sur la surface, l’âge moyen de la croûte vénusienne est estimé à 500 millions d’années environ. Les structures tectoniques résultant d’une déformation crustale extensive ou compressive présentent des morphologies linéaires (chaînes de rides et de fractures), arquées (chaînes de montagnes) et circulaires (coronae). Elles affectent l’ensemble de la surface, se distribuant en une mosaïque de larges structures d’une centaine de kilomètres séparant des blocs rigides de même dimension. Ces caractéristiques volcaniques et tectoniques indiquent que la dynamique interne de Vénus se manifeste en surface différemment de celle de la Terre, caractérisée par la tectonique des plaques.
Vénus doit son éclat exceptionnel à sa couche nuageuse qui nous renvoie la lumière solaire. © J.-B. Feldmann
Sol et atmosphère de Vénus
L’atmosphère de Vénus est chaude et massive : la pression au sol est de l’ordre de cent fois la pression terrestre (9,5 MPa), et la température est très élevée (460 °C). Le dioxyde de carbone CO2 (96,5 %) et l’azote N2 (3,5 %) constituent à eux seuls plus de 99,9 % de l’atmosphère. La chaleur qui règne à la surface ne tient pas au fait que Vénus se trouve plus près du Soleil que la Terre, mais à un puissant effet de serre, l’atmosphère faisant écran au rayonnement thermique infrarouge du sol. La pression élevée est due au dégazage intense de la roche à haute température. Des composés soufrés sont présents dans l’atmosphère, sous forme d’anhydride sulfureux SO2 (0,015 %) et, éventuellement, d’acide sulfhydrique H2S et d’oxysulfure de carbone COS, alimentant l’épaisse couche de nuages située entre 50 et 70 kilomètres d’altitude, essentiellement constituée de gouttelettes d’acide sulfurique H2SO4. La couche nuageuse recouvre uniformément la planète, dont elle dissimule la surface, 5 % seulement de la lumière solaire atteignant le sol.
Image d’artiste de la vision qu’on pourrait avoir à la surface de Vénus. © DR
Histoire géologique de Vénus
D’après la densité de cratères d’impacts recensés, Vénus possède une surface relativement jeune, d’environ 0,5 milliard d’années. La surface ne semble pas avoir été modifiée par des processus d’érosion de type terrestre, mais semble avoir été profondément remaniée par le volcanisme et la tectonique. La grande variété de phénomènes tectoniques et la répartition géographique de l’activité tectonique semblent indiquer que les déformations régionales (compressions et extensions) ainsi que les mouvements verticaux et horizontaux ont joué un rôle déterminant dans l’évolution géologique de cette planète. Cependant, les mécanismes globaux qui sont à l’origine de ces déformations et de ces mouvements ne sont pas encore compris, de même que les relations pouvant exister entre ces mécanismes et l’activité volcanique.
La présence de ces dômes volcaniques sur Vénus s’explique sans doute par l’émission d’une lave très visqueuse. © USGS
Caractéristiques de Vénus
Demi-grand axe en unités astronomiques (ua) : 0,7233298 Demi-grand axe en km : 108 208 601 Excentricité de l’orbite : 0,00677 Inclinaison de l’orbite sur l’écliptique : 3°,3947 Période de révolution sidérale : 224,701 jours Période de rotation (rétrograde) : 243,02 jours Rotation de l’atmosphère : 4 jours Vitesse orbitale : 35 km/s Diamètre apparent équatorial à la plus petite distance de la Terre (valeur maximale) : 65",4 Diamètre équatorial (Terre=1) : 0,9488 Diamètre équatorial : 12 103,6 km Magnitude visuelle à une ua (phase nulle) : -4,4 Aplatissement : 0 Volume (Terre=1) : 0,85 Masse (Soleil=1) : 1/408 523,71 Masse (Terre=1) : 0,815 Densité (Terre=1) : 0,95 Densité (Eau=1) : 5,24 Gravité à la surface (Terre=1) : 0,90 Vitesse de libération : 10.400 m/s Réflectivité (albédo géométrique) : 0,65 Sommet le plus élevé : 11.000 m Fosse la plus profonde : 2.000 m Température de surface : 450°C Pression atmosphérique (Terre=1) : 90 Atmosphère : 96 % gaz carbonique, 3 % azote Nature de la surface : roches basaltiques

Vénus

Corps conducteur de l'électricité, et de la chaleur, en général malléable et ductile et réfléchissant la lumière (éclat métallique).
Au contact d'un acide, un métal donne un sel ; au contact de l'oxygène, il donne un oxyde (avec difficulté pour les " métaux nobles " comme l'or, le platine...).
On distingue les métaux alcalins et alcalino-terreux, les métaux de transition (éléments dont la couche d est partiellement remplie), les lanthanides ou terres rares (dont la couche 4f est partiellement remplie), les actinides (idem pour la couche 5f).
Phys. L'état métallique est défini par ses propriétés électroniques dues à la liaison métallique, qui, contrairement à la liaison covalente (électrons localisés entre les ions) ou la liaison ionique (électrons localisés à la périphérie des ions), est assurée par des électrons délocalisés (Voir théorie des bandes). 
Cet état existe pour les trois quarts des éléments chimiques, du moins pour certaines formes allotropiques : le silicium est métallique à l'état liquide et covalent à l'état solide par exemple. La conductivité électrique des métaux diminue quand la température augmente. A très basse température, certains métaux sont supraconducteurs, c'est-à-dire qu'ils conduisent l'électricité sans aucune dissipation. A une conductivité électrique élevée est associée une bonne conductivité de la chaleur. 
Les propriétés magnétiques des métaux sont diverses : paramagnétisme, ferromagnétisme (fer, nickel), antiferromagnétisme (cobalt)...
Phys.sol. La séparation entre métal, semi-conducteur et isolant est liée à la valeur de l'énergie de Fermi par rapport aux bandes d'énergie autorisées aux électrons : haut de la bande de valence, bas de la bande de conduction. Le niveau de Fermi d'un métal est dans la bande de conduction.

Métal

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

Mercure

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

Messagerie instantanée

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Cette vue d'artiste repr&eacute;sente la surface de [popupdefinition id=3691]Pluton[/popupdefinition], imagin&eacute;e d'apr&egrave;s les &eacute;tudes scientifiques. Elle montre des amas de m&eacute;thane sur cette [popupdefinition id=5149]plan&egrave;te naine[/popupdefinition]. Le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] appara&icirc;t 1.000 fois moins brillant que sur la Terre.&copy; Eso, L. Cal&ccedil;ada, Wikimedia Commons, CC by 3.0

Pluton, la planète naine

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

Planète naine

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Sur cette image, on peut apercevoir les tailles des diff&eacute;rentes plan&egrave;tes du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition] ainsi que du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. Ou comment se sentir tout petit dans l'[popupdefinition id=15239]univers[/popupdefinition]...&copy; Lsmpascal public, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

L’imposant maître Soleil

On regroupe sous le terme d’« univers » l’ensemble de tout ce qui existe. Cet ensemble est régi par un certain nombre de lois.
L’histoire de l’univers commence il y a quelque 13,7 milliards d’années dans une soupe extrêmement dense et chaude. Les lois de la physique telles que nous les connaissons n’ont pas cours au sein de cette soupe. Survient alors une brusque expansion – qui se poursuit encore aujourd’hui, à moindre vitesse – qui donnera naissance aux étoiles, aux galaxies, aux planètes et à tous les autres corps célestes.
Univers : des réponses et des questions
Avec le modèle du Big Bang notamment, la cosmologie, cette science qui étudie l’univers dans l’espace et le temps, a pu répondre à quelques questions concernant son origine et son évolution. Cependant, des questions essentielles sur l'univers sont encore posées : quelle est la taille de l'univers ? Quelle est la nature de la matière noire (ou matière sombre) ?
Avec la découverte de l'expansion de l’univers sont nées d’autres questions : à quelle vitesse cette expansion se produit-elle ? y a-t-il accélération ? ou bien ralentissement ? Futura-Sciences a interrogé Aurélien Barrau, astrophysicien spécialisé en cosmologie et auteur du livre Des univers multiples. © Futura-Sciences
Big Bang et expansion de l'univers
À la question de savoir quel sera le futur de l’univers, la réponse ne semble pas évidente. Plusieurs théories coexistent pour l’instant. Celle du Big Crunch prévoit que l’avenir du cosmos se jouera à l’inverse de ce qu’a été le Big Bang.
Certains pensent plutôt que l’univers subirait à l’infini des phases d’expansion suivies de phases de contraction, selon la théorie connue sous le nom de Big Bounce. Une autre théorie cosmologique, celle du Big Rip, propose un scénario encore différent selon lequel toutes les structures de l’univers finiraient par se disloquer sous l’effet d’une expansion de plus en plus rapide, entraînée par une mystérieuse énergie noire. Quant au Big Freeze, il prévoit que l'expansion de l'univers se poursuivra indéfiniment.

Univers

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En raison de caract&eacute;ristiques tr&egrave;s proches de la Terre en [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] de taille et de [popupdefinition id=13943]g&eacute;ologie[/popupdefinition], [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] est souvent d&eacute;crite comme sa s&oelig;ur <a href="/maison/comparatifs/meilleure-jumelle-comparatif/" title="Comparatif jumelle" class="link-type-comparo">jumelle</a>. Les conditions qui r&egrave;gnent &agrave; sa surface sont pourtant bien diff&eacute;rentes de celles de notre plan&egrave;te. Elle est la deuxi&egrave;me plan&egrave;te la plus proche du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] apr&egrave;s [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] et le troisi&egrave;me objet naturel le plus brillant du ciel. Elle est d'ailleurs souvent appel&eacute;e &laquo;&nbsp;[popupdefinition id=4354]&eacute;toile du Berger[/popupdefinition]&nbsp;&raquo;, car elle est facilement visible le matin ou le soir.Superficie : 4,6 x 108 km2&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Magellan, Wikimedia Commons, DP

Vénus, l’étoile du Berger

On désigne par le terme de matière tout ce qui compose les corps qui nous entourent, tout ce qui a une masse et un volume. Cette définition englobe une variété de composants et de caractéristiques, donnant naissance à des catégories spécifiques qui enrichissent notre compréhension de la matière dans son ensemble.Matière organique, matière azotée, etc.Il existe différentes familles de matière, chacune apportant sa propre contribution à la diversité de notre univers physique :
La matière organique, présente dans les êtres vivants (animaux ou végétaux) ou sous forme décomposée, joue un rôle crucial dans les cycles biogéochimiques et la régulation de la vie sur Terre. Son étude est essentielle pour comprendre les processus biologiques et écologiques.
La matière azotée, issue des transformations de l'azote, constitue un élément fondamental dans la composition de nombreux composés chimiques. Son importance s'étend aux domaines de l'agriculture, de la chimie et de la biologie, où l'azote participe à des réactions vitales pour la croissance des plantes et la synthèse de molécules complexes.
Les états de la matièreDans la vie de tous les jours, nous avons affaire à trois états de la matière, chacun caractérisé par des propriétés distinctes :
L'état solide, où les particules sont étroitement liées et organisées, conférant une structure rigide à la matière.
L'état liquide, où les particules sont mobiles mais conservent une cohésion suffisante pour maintenir le volume de la substance.
L'état gazeux, où les particules sont dispersées et se déplacent librement, occupant tout l'espace disponible.
La chimie, en tant que science, explore ces états ainsi que la composition et les transformations de la matière, nous permettant de comprendre les bases moléculaires du monde qui nous entoure.Matière baryonique et non baryonique : la matière sombreAu-delà de la matière ordinaire que nous connaissons, il existe une classification fascinante :
La matière baryonique, constituée de baryons tels que le proton et le neutron, forme la matière ordinaire que nous côtoyons au quotidien. Elle compose les atomes qui forment la structure de notre réalité tangible.
La matière non baryonique, comme la mystérieuse matière sombre, suscite l'intérêt de la cosmologie. Supposée être composée de particules exotiques ne faisant pas partie de notre compréhension conventionnelle, la matière sombre joue un rôle crucial dans la formation et la structure de l'Univers.
Antimatière et antiparticulesUn aspect intrigant de la matière est l'existence de son opposé :L'antimatière, rare en quantité, est constituée d'antiparticules présentant des charges opposées à celles des particules ordinaires. Si les antiparticules entrent en contact avec des particules de matière, elles peuvent s'annihiler mutuellement. Cette dualité entre matière et antimatière soulève des questions fondamentales sur la nature symétrique de l'univers et les mystères de l'origine cosmique.

Matière

L'expression « étoile du Berger » est très ancienne. Autrefois, les gardiens de troupeaux qui vivaient au rythme des jours et des nuits, tout au long de l’année, guettaient l’apparition de la première étoile dans le ciel, le soir, pour rentrer à la bergerie. Et il en était de même le matin : lorsque la dernière étoile brille avant le lever du Soleil (« celle qui annonce le matin »), il est temps de sortir les moutons.L'étoile du Berger, qu'est-ce que c'est ?En réalité, celle que l’on désigne « étoile du Berger » n’est pas une étoile mais une planète. Il s’agit de Vénus. Certes, de prime abord, ce point brillant, visible dans le ciel du matin ou du soir, peut se confondre avec une étoile mais Vénus est un point étincelant relativement proche de nous (environ 42 millions de kilomètres au plus près ; le Soleil est à 150 millions de kilomètres de nous).Il est possible de voir les phases de Vénus dans un instrument (lunette, télescope). © Jerry Lodriguss, Catching the LightL'étoile du Berger, quand peut-on la voir ?Vénus, associée à la déesse de la Beauté et de l’Amour (pour les Babyloniens, elle était Ishtar), est une planète aussi grande que la Terre et située entre le Soleil et nous. Il s'agit d'une planète dite « intérieure », à l’instar de Mercure, qui, par conséquent, est toujours visible, du point de vue terrestre, non loin de l’astre solaire. C’est pour cela qu’on ne peut l’admirer que dans les lueurs de l’aube ou du crépuscule, et jamais au milieu de la nuit.Pourquoi Vénus brille-t-elle autant ?Autrefois, les Anciens pensaient qu’il y avait deux étoiles : une étoile du matin (Éosphoros en grec, « le porteur de la lumière de l'aurore », ou Lucifer pour les Romains — lux signifie « lumière ») et une étoile du soir (Hespéros ou Vesper). Mais les Grecs démontrèrent qu’il s’agit du même objet brillant, en l’occurrence un « astre errant » (asteres planetes), une planète plutôt qu’une étoile fixe.Vénus est visible tantôt le soir, tantôt le matin mais jamais les deux en même temps. Troisième astre le plus brillant après le Soleil et la Lune, elle est donc facile à distinguer dès les premières minutes du crépuscule.À noter que l’étoile du Berger et l’étoile polaire désignent deux astres différents, à ne pas confondre. L’étoile polaire, beaucoup moins brillante que Vénus, a pour particularité de sembler fixe dans le ciel et d’indiquer le nord. Elle marque le pôle nord céleste.Champ lexical : Étoile du soir | Étoile du matin

Étoile du Berger

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La [popupdefinition id=8634]superterre[/popupdefinition] GJ 1214b poss&egrave;de un rayon environ 2,6 fois plus grand que celui de la Terre et une [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] 6,5 fois plus importante. Cette [popupdefinition id=2576]exoplan&egrave;te[/popupdefinition] est recouverte d'une couche nuageuse et ne poss&egrave;de probablement pas d'oc&eacute;an, comme repr&eacute;sent&eacute; sur cette vue d'artiste. Les conditions qui y r&egrave;gnent ne rendent malheureusement pas la vie possible.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, G. Bacon (STScI), Wikimedia Commons, DP

GJ 1214 b, une superterre inhabitée

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

Une superterre est une exoplanète dont la masse est considérée comme étant dix fois inférieure à celle de la Terre et entre une et cinq fois supérieures. Cette définition est donc indépendante de la composition de l’exoplanète et surtout de son habitabilité.
L’idée que l’on se fait en général d’une superterre est celle d’une planète rocheuse plus massive que la Terre. Pour la taille, un intervalle compris entre 1,2 et 1,9 fois celui de la Terre est utilisé comme critère pour le rayon d’une superterre.
En mai 2016, on pouvait dresser le tableau de chasse ci-dessus des découvertes d’exoplanètes grâce à la méthode des transits planétaires, essentiellement donc grâce à Kepler. © Nasa Ames, W. Stenzel
Quand ont été découvertes les premières superterres ?
Les premières superterres ont été découvertes par Aleksander Wolszczan et Dale Frail autour du pulsar PSR B1257 +12, en 1992. Les deux planètes ont des masses d’environ quatre fois celle de la Terre, trop petites donc pour être des géantes gazeuses.
La première superterre autour d’une étoile de la séquence principale a été découverte en 2005 par Eugenio Rivera et ses collègues. Il s’agit de Gliese 876 d, avec une masse estimée à 7,5 fois celle de la Terre. À ce jour, plusieurs centaines de superterres ont été détectées grâce à la méthode des transits planétaires employée par le satellite Kepler.

Superterre

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Observ&eacute;e en 1610 par [popupbiographie id=220]Galil&eacute;e[/popupbiographie], [popupdefinition id=3715]Io[/popupdefinition] est un satellite naturel de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition]. Sa surface est constell&eacute;e de montagnes et de [popupdefinition id=3537]volcans[/popupdefinition] qui en font l'un des [popupdefinition id=851]astres[/popupdefinition] les plus actifs du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition]. Cette image est une mosa&iuml;que de [popupdefinition id=11095]photographies[/popupdefinition] d'Io prises par la sonde [popupdefinition id=2439]Galileo[/popupdefinition] en 1999.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], universit&eacute; d'Arizona, Wikimedia Commons, DP

Io, une lune de Jupiter

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

Galileo désigne le système européen de navigation par satellite, initiative lancée par l'Union européenne et l'Agence spatiale européenne (ESA). Ce système mondial assurera une complémentarité avec le système actuel GPS. Satellite Galileo repose sur une constellation de trente satellites et des stations terrestres permettant de fournir des informations concernant leur positionnement à des usagers de nombreux secteurs.
Avec Galileo, l'Europe possédera son propre système mondial de navigation par satellite et s'affranchira des services offerts par le GPS américain qui comportent de nombreuses restrictions. Galileo fournira des services de localisation précis, sécurisés et certifiés à l'échelle du globe. Il sera placé sous le contrôle d'autorités civiles au contraire de son homologue américain, militaire lui.
Applications de Galileo 
Les applications attendues et à 'inventer' sont multiples : transport (circulation routière, ferroviaire, aérienne et maritime), énergie, agriculture et pêche, navigation personnelle, recherche et sauvetage, gestion de crise (inondations, catastrophes maritimes, marées noires, tremblement de terre, aide humanitaire), gestion environnementale, loisirs, économie (finance, banque, assurance), etc. Les retombées économiques prévues ces 15 prochaines années sont très importantes, avec un retour sur investissement évalué à 4.6 et la création de plus de 140 000 emplois.
Galileo, GPS et Glonass
Galileo sera compatible avec le GPS américain et le Glonass russe, les deux autres réseaux de satellites de radionavigation, tous deux conçus pendant la Guerre froide à des fins militaires. Galileo offrira une précision de localisation en temps réel de l'ordre du mètre, ce qu'aucun autre système public n'autorise. Il informera les utilisateurs en quelques secondes de toute défaillance de l'un des satellites. Ces caractéristiques font du projet européen un système adapté aux applications dans lesquelles la sécurité joue un rôle capital, comme le contrôle du trafic ferroviaire, la régulation de la circulation routière et le suivi des avions en phase d'atterrissage.
Le système Galileo sera composé de 30 satellites (27 opérationnels et 3 en réserve). Ils seront répartis en trois orbites circulaires à une altitude de 23616 km avec un angle d'inclinaison des plans orbitaux de 56°. Les signaux de Galileo couvriront également des latitudes allant jusqu'à 75° nord et sud. Grâce au nombre élevé de satellites, à l'optimisation de la constellation et à l'existence de 3 satellites en réserve active, la perte d'un satellite n'aura pas de conséquence notable pour l'utilisateur. Les satellites en orbite seront soutenus par un réseau mondial de stations terrestres.
Les quatre premiers satellites Galileo formeront le noyau opérationnel de la constellation de satellites de navigation Galileo. Le vol historique du 20 octobre est destiné à placer en orbite les deux premiers satellites opérationnels. En 2012, une deuxième paire de satellites les rejoindra sur orbite à 23 222 km d’altitude, afin de démontrer la bonne conception du système Galileo avant le lancement des 26 autres satellites destinés à former la constellation.Champ lexical : satellite Galileo | constellation Galileo

Galileo

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

Photographie

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

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

 Galilée

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

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Publi&eacute;e en novembre 1997, cette image repr&eacute;sente les quatre [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] galil&eacute;ennes de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition]. De haut en bas, on peut apercevoir [popupdefinition id=3715]Io[/popupdefinition], Europe, [popupdefinition id=3717]Ganym&egrave;de[/popupdefinition] et [popupdefinition id=3718]Callisto[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], [popupdefinition id=2570]DLR[/popupdefinition], Wikimedia Commons, DP

Les quatre lunes galiléennes de Jupiter

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

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

Callisto

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

Ganymède

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Cette [popupdefinition id=11095]photographie[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=5221]Pleine Lune[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; prise le 22 octobre 2010 &agrave; Madison, dans l'Alabama (&Eacute;tats-Unis), &agrave; l'aide d'un [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] Schmidt-Cassegrain Celestron 9.25.Superficie de la Lune : 3,79 x 107 km2&copy; Gregory H. Revera, Wikimedia Commons, CC by-sa 3.0

La Pleine Lune

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

Télescope

La Pleine Lune est une phase lunaire qui se produit quand le Soleil, la Terre et la Lune sont approximativement alignés (lorsque cet alignement est parfait on assiste alors à une éclipse de Lune). Cela signifie qu'à cette date la Lune se lève lorsque le Soleil se couche et qu'elle se couche le lendemain quand le Soleil se lève. La face présentée par la Lune est complètement éclairée, d'où le nom de Pleine Lune.Fréquence des Pleines LunesIl se produit une Pleine Lune tous les 29 jours et un peu plus de 12 heures. C'est ce qu'on appelle la période synodique de la Lune, c'est-à-dire l'intervalle qui s'écoule avant que notre satellite naturel ne se retrouve dans la même configuration Soleil-Terre-Lune. Lors de la Pleine Lune il est midi au Soleil sur notre satellite naturel : les reliefs lunaires sont beaucoup moins spectaculaires à étudier car ils sont dépourvus d'ombre. Cependant la Pleine Lune reste le meilleur moment pour observer les rayons clairs qui s'étirent en étoile tout autour de certains cratères d'impact comme Tycho et Copernic.Observer la pleine LunePour observer la Lune, il est préférable d’attendre la pleine Lune afin d’apercevoir 60% de sa surface. La Lune est essentiellement grise avec des nuances plus ou moins sombres. Les zones plus foncées correspondent aux océans et aux mers, une appellation trompeuse puisqu’en réalité ce sont des espaces recouverts d’épanchements de lave volcanique provoqués le plus souvent par des impacts de grosses météorites. Cette surface riche en fer reflète moins la lumière du Soleil par rapport aux autres roches lunaires.Le gris intermédiaire de la Lune visible depuis la terre correspond aux hauts-plateaux, failles et petits cratères, truffés de montages. Les teintes les plus claires qui se rapprochent du blanc sont tout simplement des cratères. L'aspect de la Lune © Simon Van Hemert, Adobe Stock Les phases de la LuneEn astronomie, la phase lunaire désigne la partie de la Lune éclairée par le Soleil, telle qu’elle est vue depuis la Terre. Certaines parties de cet astre sont dans l’obscurité. La Lune change de forme dans le ciel, elle apparaît parfois en croissant, ronde ou n’est pas visible. Chaque jour, la Lune change légèrement d’emplacement par rapport à la Terre et au Soleil, c’est la raison pour laquelle elle est perçue différemment en fonction de sa position. En résumé, la face visible de la Lune observable depuis la Terre est illuminée sous différents angles par le Soleil. Au fil du temps, l’aspect de la Lune change dans le ciel et c’est ce que l’on appelle la phase de la Lune. Le cycle complet des différentes phases de la Lune est appelé lunaison. Il existe plusieurs phases de la Lune : La nouvelle Lune qui est la première phase, l’astre n’est pas visible de la TerreLe premier croissant, la Lune commence à être éclairée et devient visible, on aperçoit un mince croissantLe premier quartier, un demi-disque se formeLa Lune gibbeuse croissante, elle est presque pleineLa pleine Lune, la face éclairée par le Soleil est entièrement visibleLa Lune gibbeuse décroissante, la partie éclairée de la Lune diminueLe dernier quartier, la moitié de la Lune est visibleLe dernier croissant, la Lune est prête à disparaître complètement et elle forme un fin croissantPour connaître la phase lunaire à un moment précis, on peut utiliser un calendrier lunaire qui détaille chaque phase de la Lune. Ce calendrier lunaire est une invention très ancienne. L’impact de la pleine Lune sur le sommeilCertaines personnes sont persuadées que la pleine Lune a une influence sur la qualité du sommeil. Est-ce-que cette théorie a été prouvée par les scientifiques ? Selon la science, la pleine Lune a bien une incidence sur le sommeil. Une étude menée par le chercheur Christian Cajochen et son équipe publiée dans la revue Current Biology, en 2013, le démontre. Lors de ces analyses, les volontaires ne savaient pas que l’étude était en rapport les phases lunaires. Pendant la période de la pleine Lune (0 à 4 jours avant ou après), les scientifiques ont observé un temps d’endormissement plus long de 5 minutes et une durée totale du sommeil réduite de 20 minutes. Le temps de sommeil profond diminue de 30%, ce stade permet de récupérer de la fatigue physique. Cette recherche a révélé des changements liés à la pleine Lune et conclut que la qualité de sommeil diminue ainsi que le niveau de mélatonine. En 2021, une autre étude publiée dans la revue Science Advances vient confirmer que la pleine Lune est en corrélation avec la qualité de sommeil. Les scientifiques ont analysé les mouvements du corps pendant le sommeil grâce à l’actimétrie. Ces recherches révèlent qu’il existe un lien entre le cycle lunaire et le rythme du sommeil. En conclusion, les nuits précédant la pleine Lune, le sommeil est moins long et commence plus tard. Quelle est la différence entre la pleine Lune et la nouvelle Lune ?La nouvelle Lune est la phase contraire de la pleine Lune. Durant la phase de la nouvelle Lune, celle-ci n'est pas visible en raison de sa position se trouvant entre le Soleil et la Terre. Son disque n'étant pas éclairé par le Soleil, la Lune n'apparaît donc pas.

Pleine Lune

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Sixi&egrave;me plan&egrave;te du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition] par ordre de distance au [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] est &eacute;galement la deuxi&egrave;me plus grande, apr&egrave;s [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition]. Majoritairement compos&eacute;e d'[popupdefinition id=14495]hydrog&egrave;ne[/popupdefinition] et d'[popupdefinition id=4813]h&eacute;lium[/popupdefinition], il s'agit d'une [popupdefinition id=4727]g&eacute;ante gazeuse[/popupdefinition], au m&ecirc;me titre que Jupiter, [popupdefinition id=3697]Uranus[/popupdefinition] et [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition]. Cette plan&egrave;te est facilement reconnaissable par ses anneaux, constitu&eacute;s de roches et de glaces.Superficie&nbsp;de Saturne : 4,35 x 1010 km2&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], Space Science Institute, Wikimedia Commons, DP

Saturne et ses anneaux

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

Uranus

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

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

Neptune

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

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

Le sable est un matériau granulaire composé de particules (quartz, micas, feldspaths) issues de la dégradation de roches. La dimension des grains de sable est comprise entre 1/16e de millimètre et 2 millimètres.
Sable artificiel
Le sable peut également être obtenu de façon artificielle, par découpage et/ou broyage mécanique de roches. Ses grains sont généralement plus anguleux que ceux du sable naturel qui ont été soumis au lissage du vent et de l’eau.
Propriétés physiques du sable
Les matériaux granulaires comme le sable, notamment lorsqu’ils sont secs, présentent des propriétés physiques tout à fait particulières. Des propriétés qui se situent à mi-chemin entre celles des fluides et celles des solides. Ainsi, par exemple, le sable épouse-t-il parfaitement la forme du récipient dans lequel on va le verser, tout comme le ferait l’eau. En revanche, il peut s’écouler par avalanches successives si la pente dépasse un angle de 30 degrés.
Économie du sable
Le sable est l’un des matériaux les plus utilisés au monde. Il sert entre autres de matière première pour la fabrication du verre. Il est également utilisé comme abrasif dans le processus de nettoyage industriel de pièces métalliques. D’un point de vue touristique, il réjouit les vacanciers qui se dorent sur les plages de sable fin et les enfants qui se régalent à construire des châteaux de sable.

Sable

La Voie lactée est le nom de notre galaxie. Foyer du Système solaire, elle est de type spiral, s’étend sur environ 100.000 années-lumière et contient 100 à 400 milliards d’étoiles. À cela il faut ajouter au moins autant de planètes.
Depuis la Terre, on ne peut observer qu’une coupe transversale de la Voie lactée, épaisse de 1.000 à 3.000 années-lumière. Elle apparaît alors comme une traînée de lumière blanche laiteuse parcourant le ciel, d’où son nom. Observée dès l’Antiquité par les Anciens, elle est ainsi baptisée d’après la mythologie grecque, selon laquelle Héra aurait arraché Héraclès, fils de Zeus, de son sein, faisant ainsi gicler le lait sur la voûte céleste.
La structure de la Voie lactée
Galilée observe en 1610, grâce à sa lunette astronomique, que cette traînée blanchâtre est en fait une région dense en étoiles, indiscernables à l’œil nu. Plus tard, la structure de la galaxie a été progressivement révélée entre 1918 et 1928 par Harlow Shapley, Jan Oort et Bertil Lindbald. Le premier comprend que la Voie lactée est un disque et repère son centre, situé dans la constellation du Sagittaire. Les deux autres astronomes montrent que les étoiles tournent autour du centre galactique, rapidement au voisinage du centre, plus lentement en périphérie.
La Voie lactée est plus précisément une galaxie spirale barrée, c’est-à-dire qu’au milieu de la galaxie se trouve une barre d’étoiles de laquelle partent quatre bras majeurs. L’existence de ces bras a été découverte en 1951 par Edward Mills Purcell et Harold Ewen grâce à des mesures en radioastronomie. Le Système solaire est situé en périphérie de la galaxie, dans l’un des bras spiraux appelé bras d’Orion, à environ 27.000 années-lumière du centre autour duquel il tourne à une vitesse de 230 km/s. 
Le centre, justement, aussi appelé bulbe galactique, est gonflé par une grande densité d’étoiles et mesure 10.000 années-lumière de diamètre. De plus, au cœur de la galaxie se tapit Sagittarius A*, un trou noir supermassif de plus de quatre millions de masses solaires. L’ensemble de la galaxie est entouré d’un halo, qui serait constitué d’étoiles, de gaz et de matière noire.
Grande sœur de notre galaxie, Andromède est également une galaxie spirale. © Nasa, JPL, California Institute of Technology
La place de la Voie lactée dans l’univers
En 1924, l’astronome Edwin Hubble conclut qu’il existe d’autres galaxies dans l’univers. En effet, des objets que l’on prenait pour des nébuleuses en raison des télescopes insuffisamment puissants, tels NGC 6822, M33 et M31, sont en réalité des galaxies : respectivement, la galaxie de Barnard, du Triangle et d’Andromède.
La Voie lactée appartient au Groupe local, un amas d’une soixantaine de galaxies mesurant 10 millions d’années-lumière de diamètre, qui contient également, la galaxie d’Andromède. Le Groupe local fait quant à lui partie du superamas de la Vierge, lui-même inclus dans une structure encore plus grande, un superamas appelé Laniakea.
En outre, la galaxie n’est pas immobile dans l’espace. Elle se déplace à 630 km/s, soit 2,3 millions de kilomètres par heure, par rapport au fond diffus cosmologique, probablement attirée par un superamas de galaxies d’un côté et repoussée par un grand vide de l’autre.

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