Cette photo de la plan&egrave;te&nbsp;[popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; prise en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition].&copy; Erich Karkoschka (University of Arizona),&nbsp;[popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

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Photo de Saturne en infrarouge

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

Saturne

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

Infrarouge

322_photo-de-saturne-en-infrarouge

Cette&nbsp;image montre des [popupdefinition id=14541]orages[/popupdefinition] sur [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] avec la [popupdefinition id=326]lumi&egrave;re[/popupdefinition] des [popupdefinition id=15208]&eacute;clairs[/popupdefinition]. Le signal &eacute;lectromagn&eacute;tique capt&eacute; indique une puissance 1 million de fois sup&eacute;rieure &agrave; l'activit&eacute; terrestre.Pour en savoir plus :http://www.universetoday.com/am/publish/lightning_storms_saturn.html?20122004

De gigantesques éclairs sur Saturne

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

Lumière

Un orage est un phénomène météorologique violent correspondant à une perturbation atmosphérique consécutive à une rencontre entre une masse d’air chaud et une masse d’air froid. S’ensuivent des phénomènes convectifs associés à un type de nuage, les cumulonimbus, au cours desquels de fortes précipitations, souvent accompagnées de vents violents voire de la foudre et du tonnerre ou encore, exceptionnellement, une tornade peuvent frapper.
Orage : se protéger de la foudre en quelques conseils
Comment se forme un orage ?
Les orages se forment en toute saison et à toutes les latitudes bien qu’ils sévissent plus souvent en région tropicale. Ils se produisent lorsqu’un air chaud et humide à basse altitude est surmonté de masses plus sèches et froides. Des courants d’air verticaux se produisent dans les nuages, les cumulonimbus, qui gonflent.

Dans des conditions de chaleur (plus souvent l’été donc), ces courants d’air sont d’autant plus violents. Les déplacements de la vapeur d’eau ou des cristaux de glace modifient les paramètres électroniques à l’intérieur du nuage, favorisant la séparation des charges négatives en bas et des charges positives en haut. Ces conditions facilitent le déclenchement de la foudre.
De fortes pluies, ou parfois de la grêle voire de la neige, peuvent tomber au sol et entraîner des dommages. Si les pluies violentes peuvent engendrer des inondations, les grêlons parfois imposants peuvent ravager les bâtiments, les véhicules ou les cultures.

Orage

On appelle éclair, le phénomène lumineux naturel accompagné de coups de tonnerre, qui se produit au cours des orages.
Lorsque de l’électricité statique accumulée dans le ciel se décharge brusquement, les gaz de l’atmosphère sont chauffés et ionisés. Il y a formation d’un plasma et émission soudaine de lumière sous la forme d’éclairs.
Les éclairs et la foudre
Grâce aux éclairs, il est possible de visualiser la foudre, cette décharge électrique qui constitue un véritable danger venu du ciel. En France, la foudre tombe environ un million de fois par an. Un impact de foudre peut, par exemple, provoquer des électrocutions ou des incendies. Pour s’en protéger, quelques consignes de sécurité simples sont à respecter comme ne pas se protéger sous un arbre isolé ou éviter de manipuler un conducteur électrique.
Les couleurs de l’éclair
L’éclair n’a pas toujours la même couleur, comme en témoignent les nombreuses photos des chasseurs d'éclairs. Celle-ci dépend notamment de la densité de courant, de la distance qui sépare l’observateur de l’orage et des particules présentes dans l’air. Ainsi, dans un air sec, l’éclair est généralement plutôt blanc et, en cas de grêle, il prend une couleur bleutée.

Éclair

319_de-gigantesques-eclairs-sur-saturne

Cette image rare a pu &ecirc;tre obtenue gr&acirc;ce au [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]. On distingue deux [popupdefinition id=16642]aurores polaires[/popupdefinition] aux extr&eacute;mit&eacute;s de la plan&egrave;te&nbsp;et les anneaux vus sur la tranche.&copy; Nasa, Esa et Jonathan Nichols (University of Leicester)

Saturne et ses anneaux sur la tranche

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

Télescope spatial Hubble

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

Aurore polaire

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Des [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] ont d&eacute;couvert sur [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] un ph&eacute;nom&egrave;ne climatique encore inconnu dans le [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition] : il s'agit d'un [popupdefinition id=16946]vortex polaire[/popupdefinition] (ou [popupdefinition id=4414]tourbillon[/popupdefinition] polaire)&nbsp;chaud situ&eacute; au p&ocirc;le sud de la plan&egrave;te aux anneaux. Cette image repr&eacute;sente le [popupdefinition id=2514]spectre d'&eacute;mission[/popupdefinition] thermique de Saturne.&copy;&nbsp;Keck Observatory

Le vortex polaire chaud de Saturne, un tourbillon au sud de la planète

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

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

Tourbillon

Le terme vortex polaire est employé pour désigner une dépression qui s’installe de manière durable dès la moyenne troposphère et jusque dans la stratosphère, à proximité de l’un des pôles géographiques de la Terre. Des vents de haute altitude, donc, qui correspondent à une fluctuation ou à une déviation du jet-stream et qui contiennent ainsi, durant l’hiver de l’hémisphère nord, l’air glacial dans la zone arctique.Ces vents de haute altitude se forment à partir de la différence de température qui règne entre l’équateur et les pôles. Ainsi en été, lorsque le pôle est ensoleillé, ces différences de températures sont moindres et les vortex polaires plus localisés. Et c’est au début de l’hiver qu’ils sont à leur maximum. Mais en général, ils ne dépassent pas les 1.000 kilomètres de rayon.Lorsque le jet-stream faiblit et se détend, le vortex polaire peut se voir déformé en direction de latitudes plus méridionales. Il porte alors un air glacial à l’origine de vagues de froid. C’est l’exemple de celle qu’a connue l’Europe durant l’hiver en 2010.Sur Titan, la plus importante lune de Saturne — et la seule à présenter une atmosphère dense —, un vortex se forme au-dessus du pôle sud, au début de l’hiver. Il a été photographié par la sonde Cassini en 2012. © NASA, JPL-Caltech, Space Science InstituteDes vortex polaires ailleurs que sur TerreLes vortex polaires n’apparaissent pas seulement sur notre planète. On peut également en observer sur d’autres planètes du Système solaire et certains satellites naturels. Ainsi le vortex du pôle sud de Vénus a-t-il été observé pour la première fois par Mariner 10, en 1974. Plus tard, Venus Express en a appris un peu plus sur sa morphologie étonnamment changeante. En moins de 24 heures, il peut en effet prendre une forme de spirale, de « S » inversé puis de « 8 ». Et même, comme l’ont montré certaines images, se dédoubler.Quant au vortex polaire découvert au-dessus du pôle sud de Saturne par un télescope terrestre, il intrigue par le fait qu’il s’agisse d’un vortex polaire chaud !

Vortex polaire

Le spectre d’émission est le spectre d’un rayonnement émis par une source (ce terme peut aussi désigner la courbe caractéristique qui en est tirée). Il représente la contribution des différentes radiations composant ce rayonnement en fonction de leur longueur d’onde.
Grâce à un spectrographe, le spectre d’émission peut être enregistré de manière à être étudié par la suite. Le spectre d’émission est en effet caractéristique de l’espèce qui en est à l’origine et il permet donc de l’identifier.
Spectres continus
Le spectre obtenu par décomposition de la lumière émise par le Soleil est dit « spectre continu ». Il offre un éventail de toutes les couleurs de l’arc-en-ciel, sans interruption entre elles. De manière plus générale, la lumière émise par les corps sous haute pression et à haute température conduit ainsi à un spectre continu. En revanche, un spectre continu comporte généralement une longueur d’onde pour laquelle l’intensité est plus forte que pour les autres.
La détermination de cette longueur d’onde particulière permet d’établir la température du corps émetteur. En effet, les spectres continus résultent d'émissions par des électrons accélérés par l'agitation thermique. On parle de « rayonnement thermique ». Plus la longueur d’onde est faible, plus la température est élevée.
Spectres de raies, spectres de bandes
La lumière émise par un gaz à basse pression, mais à température élevée, quant à elle, conduit à la formation d’un spectre de raies. Celui-ci est constitué de raies, fines et intenses, correspondant à certaines longueurs d’onde et qui se détachent sur un fond noir. Grâce aux couleurs et aux positions de ces raies, il est possible de caractériser les atomes du gaz qui a émis la lumière analysée, car celles-ci correspondent aux transitions des électrons entre les niveaux d'énergie d'un atome.
De même, les spectres de bandes correspondent à des transitions entre bandes de niveaux d'énergie. Ils révèlent, de leur côté, la nature des molécules qui constituent le gaz émetteur.
Applications liées au spectre d'émission : l'étude des étoiles
L’étude des spectres d’émission — mais également des spectres d’absorption — permet de tirer des renseignements (température, composition chimique, caractéristiques physiques) sur les sources de lumière. C'est le cas pour les étoiles, par exemple, qui ne sont pas accessibles directement à l’expérimentation.

Spectre d'émission

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

Astronome

L'observatoire Keck a Hawaï est l'un des observatoires les plus célèbres du monde. Il consiste en deux télescopes jumeaux dotés d'une optique adaptative.Pouvant observer en infra-rouge et dans le visible, c'est le plus grand télescope du monde actuellement. Il fait partie de l'observatoire du Mauna Kea.

Observatoire Keck

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Ces trois magnifiques images d'aurores au p&ocirc;le de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] ont &eacute;t&eacute; prises par le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope Hubble[/popupdefinition] fin janvier 2005.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], Esa, J. Clarke (Boston University) et Z. Levay (STScI)

Des aurores polaires sur Saturne

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Cette image en fausses [popupdefinition id=4126]couleurs[/popupdefinition], prise en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition], montre une &eacute;trange structure source intense d'ondes [popupdefinition id=8791]radio[/popupdefinition]. Il s'agit d'une immense [popupdefinition id=14551]temp&ecirc;te[/popupdefinition] avec des [popupdefinition id=15208]&eacute;clairs[/popupdefinition] ! Elle se trouve dans une bande de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] que l'on appelle l'&laquo; all&eacute;e des temp&ecirc;tes &raquo; en raison de leur [popupdefinition id=3940]fr&eacute;quence[/popupdefinition] dans cette zone.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], Space Science Institute

Une tempête sur Saturne

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

Couleur

La radiographie est une technique d’imagerie qui vise à visualiser un organe ou une partie du corps sur une pellicule photosensible. Réalisée par un radiologue en hôpital ou « en ville », elle utilise les rayons X. Par extension, le terme « radiographie » désigne également le cliché radiographique. 
Pratique de la radiographie
Cet examen permet de visualiser la plupart des organes. Radiologie osseuse, articulaire ou rachidienne, radiologie pulmonaire, urinaire ou encore digestive, ASP (pour Abdomen sans préparation)… ses champs d’application sont multiples. 
Déroulement de l’examen
La radiographie repose sur l’utilisation des rayons X. Le faisceau est émis à partir d’une source (un tube) fixe et non rotatif comme pour le scanner. Les rayons sont plus ou moins absorbés par les tissus - en fonction de la densité de ces derniers – avant d’être recueillis sur une pellicule photosensible placée derrière le patient. Sur le cliché, les rayons X laissent une trace plus ou moins opaque, selon la densité des tissus traversés. En cas d’exploration spécifique (du tube digestif ou d’un organe richement vascularisé par exemple), le médecin peut décider l’injection préalable d’un produit de contraste. Celui-ci permet d’améliorer la lisibilité des clichés.
Risques éventuels de la radiographie
L’examen radiographique n’est pas douloureux. Et s’il n’existe aucune contrindication, quelques précautions doivent toutefois être prises, notamment en cas de grossesse ou chez les femmes qui allaitent. Si vous êtes concernée, vous devez en informer le radiologue.
Source : Dictionnaire de l’imagerie médicale et des rayonnements, Académie nationale de Médecine, PUF

Radiographie

La tempête correspond à un événement météorologique violent. Elle est caractérisée par des vents forts, souvent accompagnés de précipitations intenses. La tempête est distribuée sur une zone de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre.
Il n’existe pas de caractéristiques précises pour définir la tempête sur la terre. Sur la mer en revanche, il est question de tempête dès lors que les vents moyens dépassent les 90 km/h, même s’ils ne sont pas systématiquement mêlés à la pluie. À noter que les vents peuvent parfois amener avec eux des particules, donnant naissance à des tempêtes de sable ou de neige.
Il existe deux types de tempêtes : les dépressions dans les latitudes moyennes, dites cyclones extratropicaux, et les cyclones tropicaux.
Formation des tempêtes
Les cyclones extratropicaux naissent le plus souvent au-dessus des océans, consécutivement à la rencontre d’un air chaud en bordure océanique et d’un air plus froid sur les terres, entraînant une circulation dans le sens inverse des aiguilles d’une montre au niveau de l’hémisphère nord, et l’inverse au niveau de l’hémisphère sud. Les mouvements en altitude favorisent la condensation de l’eau et la formation d’importantes précipitations. La formation d’un fort gradient de pression atmosphérique génère des vents violents, parfois à l’origine de gros dégâts.
Au niveau tropical, les ouragans, aussi appelés typhons, se forment au niveau des océans chauds des régions intertropicales. De par l’importance de la condensation et le dégagement de chaleur, les tempêtes tropicales génèrent des conditions climatiques très violentes, avec des vents ravageurs et parfois même des tornades, ainsi que des ondées torrentielles favorisant des inondations et des glissements de terrain.
Tempêtes célèbres
Certaines tempêtes, particulièrement violentes, sont affublées d’un nom. Par exemple, en février 2010, la tempête Xynthia a durement frappé la façade ouest de la France ainsi que de nombreux autres pays européens. En 2018, c’est Eléanor qui frappait une grande partie de la France ainsi et d'autres pays européens. Les ouragans possèdent eux aussi des noms, comme le terrible cyclone Sandy qui a durement frappé l’Amérique du Nord en octobre 2012. 2017 connut un enchainement d'ouragans intenses : notamment Harvey, Irma et Maria.

Tempête

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

Exprimée en Hertz (Hz), la fréquence correspond au nombre d’oscillations d’un phénomène périodique par unité de temps. 
Il s’agit généralement d’une fréquence temporelle f, reliée à la période T (exprimée en s) du phénomène observé par la formule suivante : f = 1/T.
Il est aussi possible de parler de fréquence spatiale, l'analogue de la période temporelle étant généralement une distance angulaire.

Fréquence

747_une-tempete-sur-saturne

De fascinants effets de [popupdefinition id=4079]r&eacute;sonance[/popupdefinition] et un&nbsp;confinement gravitationnel&nbsp;dans les [popupdefinition id=2563]anneaux de Saturne[/popupdefinition], notamment pour l'image C, o&ugrave; l'on voit l'influence du satellite Pan.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], Space Science Institute

Les anneaux de Saturne, entre effets de résonance et confinement gravitationnel

Dans le langage courant, le terme « résonance » se rapporte à la façon dont une salle, par exemple, restitue un son en réponse à des fréquences propres.
La résonance en physique
Cette définition dérive de celle que les physiciens donnent à ce terme. Pour eux, le phénomène de résonance s'accomplit lorsque l’amplitude des oscillations d’un système augmente sous l’influence d’impulsions régulières, de fréquence voisine de la fréquence propre dudit système. Ainsi, si l’on accorde ces impulsions aux oscillations d’une balançoire, on peut en amplifier le mouvement.
Un système résonant peut accumuler de l’énergie. C’est le cas, par exemple, de certains noyaux atomiques possédant un spin nucléaire. Lorsqu’ils sont placés dans un champ magnétique, ils absorbent l’énergie du rayonnement avant de la relâcher lors de la relaxation. On parle alors de résonance magnétique nucléaire. Ce phénomène est exploité par l’imagerie par résonance magnétique, la célèbre IRM.
La résonance en chimie
Pour les chimistes, le terme de « résonance » fait écho à une méthode ayant pour objet de décrire mathématiquement la répartition des électrons dans une entité moléculaire à liaisons délocalisées par une combinaison des répartitions électroniques dans des structures hypothétiques à liaisons localisées.
Ce terme est maintenant davantage utilisé que le terme « mésomérie » qui se réfère à la méthode de traitement des systèmes délocalisés utilisée à l'origine.
La différence entre l’énergie de l'entité réelle et celle de la plus stable des structures hypothétiques à liaisons localisées est appelée « énergie de résonance ».

Résonance

Vus depuis la Terre, les anneaux de Saturne ressemblent à des cercles symétriques entourant la planète gazeuse. Mais l'on sait que ces anneaux s'avèrent bien plus complexes qu'ils n'y paraissent. Ils sont faits de glaces, de particules de poussières et de roches de toutes tailles qui n'obéissent pas toutes aux mêmes "règles".
L'origine des anneaux n'est pas bien connue, les scientifiques supposent qu'ils ne se sont pas formés à partir du nuage de poussière et de gaz qui enveloppait Saturne lors de sa formation. Ils sont vraisemblablement plus jeunes que la planète.
Pour expliquer leur formation, on pense à une comète passée trop près de Saturne et désagrégée par la pesanteur de la planète, ou tout simplement, une ancienne lune percutée par un objet massif et qui aurait volé en éclats. Les restes de la lune se seraient alors satellisés en orbite autour de la planète. Mais, il n'est pas exclu que ces deux évènements s'additionnent et soient, ensemble, à l'origine de leur formation.
Bien que le système d'anneaux s'étende sur plus de 282 000 km, ils sont très fins. À certains endroits, l'épaisseur n'excède pas 30 mètres. L'ensemble n'est guère plus massif que Mimas, une lune de taille moyenne de Saturne.
Notez que les anneaux ont été baptisés par des lettres en fonction de l'ordre de leur découverte et non de leur position par rapport à Saturne. L'anneau le plus proche de la planète est l'anneau D, puis C, B, A, F, G et E, l'anneau le plus éloigné.

Anneaux de Saturne

751_les-anneaux-de-saturne--entre-effets-de-resonance-et-confinement-gravitationnel

Les [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de Saturne&nbsp;sur cette image sont, de gauche &agrave; droite :<ul><li>Janus (181 km) ;</li><li>Pandora (84 km) ;</li><li>Mimas (398 km).</li></ul>Cette image remarquable fut prise &agrave; 2.7 millions de kilom&egrave;tres par la sonde Cassini.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], Space Science Institute

Janus, Pandora et Mimas : trois lunes de Saturne

Mimas (Saturne I) a été découvert par Herschel en 1789. 
Mimas est le plus petit des satellites sphériques. C'est une "grande boule de glace sale", criblée de cratères d'impact dont un gros bordé par les "murailles de Herschel". Sa période de révolution est de 22 heures et 30 minutes.

Mimas

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

752_janus--pandora-et-mimas-:-trois-lunes-de-saturne

Photo de [popupdefinition id=3709]Titan[/popupdefinition], le plus grand satellite de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], prise par Cassini en 2006, &agrave; 1,8 million de kilom&egrave;tres de distance. On voit cette [popupdefinition id=2550]lune[/popupdefinition] se d&eacute;tacher derri&egrave;re les [popupdefinition id=2563]anneaux de Saturne[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], JPL

Titan, le plus grand satellite de Saturne

Titan (Saturne VI) a été découvert par Huygens en 1655. Sa période de révolution est de 16 jours. 
Titan possède une atmosphère opaque qui nous empêche d'apercevoir le sol. La pression atmosphérique au sol doit être de 1,5 bar (1,5 fois la pression atmosphérique terrestre au niveau de la mer).
La sonde Huygens s'est posée à sa surface le 14 janvier 2005. Elle a permis de prendre des photos exceptionnelles et de commencer à percer les secrets de ce satellite de Saturne.

Titan

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Cette s&eacute;rie de 12 images, espac&eacute;es par 16 minutes, a &eacute;t&eacute; prise par la sonde Cassini. Elle montre dans l'anneau A de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] la division de Keeler. On y voit clairement un nouvel objet d'environ 7 km de diam&egrave;tre nomm&eacute; S/2005 S1. Notez les ondes induites sur l'anneau par la [popupdefinition id=3573]gravitation[/popupdefinition] de ce petit corps.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], Space Science Institute

La division de Keeler, dans les anneaux de Saturne

La gravitation est l’une des forces fondamentales de la physique. Elle correspond à l’attraction mutuelle s’exerçant entre deux corps de masses non nulles.Newton et la force de gravitationC'est à Isaac Newton que l’on doit la première formulation de la force de gravitation à la base de la mécanique, autrement dit, de la science du mouvement.Selon cet homme de sciences britannique, l’expression de la force F entre deux corps ponctuels de masses m1 et m2 séparés par une distance d est la suivante :où G est la constante gravitationnelle, dont l'idée avait été introduite par Galilée.La force de gravitation varie donc en fonction des masses des corps impliqués, et elle est inversement proportionnelle au carré de la distance qui les sépare. Ainsi, lorsque la distance double, la force de gravitation est divisée par quatre.La gravitation selon Einstein et la théorie MondUne description plus profonde de la gravitation a été donnée par Einstein avec sa théorie de la relativité générale lorsque les masses sont importantes. Elle fait intervenir la courbure de l'espace-temps. On s'interroge sur l'existence d'une théorie encore plus profonde qui modifierait l'expression de la force de Newton comme le suggère la théorie Mond, la théorie de la dynamique newtonienne modifiée.Classiquement, la description newtonienne de la gravitation suffit à décrire les phénomènes que nous observons sur Terre et même au niveau de l’univers (parcours des planètes dans le Système solaire, etc.). Cependant, lorsqu’il est question de détailler ce qu’il se passe au cœur d’objets particuliers que sont, par exemple, les étoiles à neutrons ou les trous noirs, il devient indispensable de prendre en compte la description d’Einstein.

Gravitation

1150_la-division-de-keeler--dans-les-anneaux-de-saturne

[popupdefinition id=11095]Photographie[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3707]Dion&eacute;[/popupdefinition], une des [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], prise par Cassini,&nbsp;avec Saturne en arri&egrave;re-plan.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition],&nbsp;JPL

Dioné, une des lunes de Saturne

Dioné (Saturne IV) a été découvert par Cassini en 1684. Les sondes spatiales ont révélé des traces de glace sur la surface de ce satellite, par ailleurs criblé de cratères comme ses voisins et une face "dans le sens de la marche" très différente de l'autre. Comme Téthys, Dioné n'est pas seul sur son orbite, mais il est accompagné du satellite Hélène, en avance de 60° sur leur orbite commune.

Dioné

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

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Apr&egrave;s de multiples [popupdefinition id=609]survols[/popupdefinition] des [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], la&nbsp;phase suivante&nbsp;de la mission Cassini-Huygens (site Esa, site [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]), qui axa ses observations sur le syst&egrave;me d'anneaux de fa&ccedil;on &agrave; les &eacute;tudier plus en d&eacute;tails, d&eacute;voila ses premiers r&eacute;sultats et images. Ils montr&egrave;rent l'anneau B vu comme jamais auparavant ! Ces images n'ont pas &eacute;t&eacute; acquises dans le visible ou l'[popupdefinition id=1003]ultraviolet[/popupdefinition]. Il s'agit d'images synth&eacute;tis&eacute;es &agrave; partir des donn&eacute;es [popupdefinition id=8791]radio[/popupdefinition] re&ccedil;ues sur Terre.&copy; Nasa, JPL

Les anneaux de Saturne vus par la sonde Cassini

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

Survol

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

Ultraviolet

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Apr&egrave;s de multiples [popupdefinition id=609]survols[/popupdefinition] des [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], la&nbsp;phase suivante&nbsp;de la mission Cassini-Huygens (site Esa, site [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]), qui axa ses observations sur le syst&egrave;me d'anneaux de fa&ccedil;on &agrave; les &eacute;tudier plus en d&eacute;tails, d&eacute;voila ses premiers r&eacute;sultats et images. Ils montr&egrave;rent l'anneau B vu comme jamais auparavant ! Ces images n'ont pas &eacute;t&eacute; acquises dans le visible ou l'[popupdefinition id=1003]ultraviolet[/popupdefinition]. Il s'agit d'images synth&eacute;tis&eacute;es &agrave; partir des donn&eacute;es [popupdefinition id=8791]radio[/popupdefinition] re&ccedil;ues sur [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition].&copy; Nasa, [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]

L'anneau B de Saturne

Parmi les huit planètes du Système solaire, la Terre est l’une des quatre planètes telluriques, solides, de composition (roches silicatées et fer) et de densité moyenne voisines (entre 3,9 pour Mars et 6,1 pour Mercure), la densité moyenne de notre planète étant de 5,52.
Structure du globe terrestre
La densité des roches superficielles, égale à 2,7, très différente de celle de la Terre dans son ensemble, a conduit à conjecturer une composition variant avec la profondeur. En combinant la nature surtout granitique des roches de surface, celle, surtout basaltique, des roches issues des magmas rejetés par les volcans et la composition en fer et nickel de la majorité des météorites, on en vint à l’hypothèse d’une composition en trois enveloppes emboîtées. On distingua ainsi le sial — de silice et aluminium — pour la surface, le sima — de silice et magnésium —, au-dessous, jusqu’au nife — de nickel et fer —, au centre de la Terre, en un arrangement qui rend compte de la densité globale de la planète. Au début du XXe siècle, Alfred Wegener usera de cette conception avant qu’elle n’évolue vers celle de croûte-manteau-noyau.
La sismologie allait donner une mesure de ces trois enveloppes. La discontinuité de Mohorovičić, ou Moho, vers 30 kilomètres de profondeur en moyenne, marquée par la réflexion et la réfraction des rais sismiques, constitue la frontière entre la croûte et le manteau terrestre. La discontinuité de Gutenberg, vers 2.900 km de profondeur, est la limite entre le manteau et le noyau. Toutes deux portent le nom de leur découvreur (le Croate Andrija Mohorovičić et l’Allemand Beno Gutenberg), depuis 1909 pour la première, et 1921 pour la seconde. Ultérieurement, la croûte fut divisée en une croûte supérieure et une croûte inférieure, séparées par une discontinuité de Conrad, souvent discutée, tandis qu’une graine était individualisée au centre du noyau, au-delà de 5.000 km de profondeur.
La croûte fit l’objet de précisions essentielles. D’une part, la croûte océanique est différente de la croûte continentale, comme le montra Gutenberg en 1921. La première est basaltique, la seconde granitique, du moins en moyenne. D’autre part, la croûte continentale s’épaissit sous les chaînes de montagnes en une racine qui peut atteindre 70 km d’épaisseur sous la cordillère des Andes du Pérou et de Bolivie.
Une étude plus fine des vitesses de transmission des ondes sismiques dans les parties superficielles — menée dans l’archipel des Tonga, dans le sud-ouest du Pacifique, par Jack Oliver et Bryan Isacks en 1967 — allait permettre de séparer les milieux solides des milieux visqueux, les premiers conduisant les ondes sismiques plus rapidement que les seconds. Ainsi furent distinguées la lithosphère, solide, comprenant sur 100 km d’épaisseur moyenne la croûte et le manteau supérieur, et l’asthénosphère, visqueuse, correspondant au reste du manteau. Ces distinctions, qui englobent celles de croûte et de manteau, mais avec des limites différentes, constituent les fondements de la tectonique des plaques.
Puis l’application des méthodes de sismique-réflexion à écoute longue, adaptées de la sismique pétrolière, apporta des précisions sur la structure de la croûte. On citera le programme américain Cocorp (Consortium for Continental Refraction Profiling), qui eut de nombreux équivalents, dont le programme français Écors (Étude des continents et des océans par réflexion sismique).
Enfin, les progrès accomplis dans l’étude de la propagation des ondes sismiques ont permis de distinguer dans le manteau des zones chaudes, à vitesse lente, et des zones froides, à vitesse plus rapide. Cette tomographie du manteau, en trois dimensions, a ainsi authentifié la conception des courants de convection, ascendants au niveau des rides (médio)océaniques, où remonte le matériel chaud du manteau inférieur, et descendants à la périphérie des océans, où s’enfonce la lithosphère froide. Tandis que des points chauds (hot spots), dispersés à la base du manteau, déterminent des ascendances permanentes qui sont à l’origine d’un volcanisme continu.
Vue complète de la partie éclairée de la Terre par le satellite DSCOVR. © Nasa
Composition chimique de la Terre
Le deutérium, le lithium et le béryllium terrestres ont probablement été formés dans la Galaxie par action des rayons cosmiques galactiques sur le milieu interstellaire, dans la période précédant la formation du Système solaire. De la même façon, les éléments radioactifs (par exemple l’uranium ou le thorium) ont été produits par une ou plusieurs explosions de supernovae dans la Galaxie, avant la formation du Soleil. Un certain nombre d’anomalies d’abondance s’expliquent simplement par évaporation de composés volatils au cours de la formation des planétésimaux.
L’atmosphère terrestre primitive, créée en milieu réducteur, devait essentiellement consister en méthane, ammoniac et vapeur d’eau. Sa composition actuelle résulte d’une part de la dissociation de ces molécules par le rayonnement solaire, suivie de l’évaporation de l’hydrogène et des réactions subséquentes d’oxydation, d’autre part de plusieurs milliards d’années de phénomènes biologiques (assimilation chlorophyllienne) conduisant à la production d’oxygène. Certains éléments, l’hélium notamment, proviennent simplement du broyage par érosion des roches radioactives.
Fiche signalétique
Masse (kg) : 5,976 x 1024Masse (Terre = 1) : 1Rayon équatorial (km) : 6.378,14Rayon équatorial (Terre = 1) : 1Masse volumique moyenne (g/cm3) : 5,515Satellites : 1Distance moyenne du Soleil (km) : 149.600.000Distance moyenne du Soleil (Terre = 1) : 1Période de rotation (jours) : 0,99727Période de rotation (heures) : 23,9345Période orbitale (jours) : 365,256Vitesse orbitale moyenne (km/s) : 29,79Excentricité de l’orbite : 0,0167Inclinaison de l’axe (°) : 23,45Inclinaison de l’orbite (°) : 0Vitesse d’échappement à l’équateur (km/s) : 11,18Gravité de surface à l’équateur (m/s2) : 9,78Albédo géométrique visuel : 0,37Température moyenne de surface : 15 °CPression atmosphérique (bar) : 1,013Composition en volume de l’atmosphère : azote 78 %, oxygène 21 %, autres 1 %

Terre

1156_l-anneau-b-de-saturne

Image prise dans le visible &agrave; 914.000 km. On voit Atlas, un [popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition] de 32 km de diam&egrave;tre.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], Space Science Institute

L'astéroïde Atlas plongé dans l'anneau de Saturne

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

Astéroïde

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Les anneaux de Saturne révélés par la mission Cassini-Huygens

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Pour le plaisir des [popupdefinition id=14131]yeux[/popupdefinition]... Le satellite [popupdefinition id=3707]Dion&eacute;[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; photographi&eacute; par la cam&eacute;ra grand angulaire de Cassini le 11 octobre 2005, &agrave; une de distance 46.368 km.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]

Dioné, le satellite de Saturne, photographié par Cassini

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

Œil

2550_dione--le-satellite-de-saturne--photographie-par-cassini

Des images d'ondes dans les &eacute;coulements atmosph&eacute;riques de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition]. Ici en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] et &agrave; 386.000 km environ.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]

Les ondes de Saturne

1161_les-ondes-de-saturne

Image de Saturne synthétisée à partir de données radio

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Il y a toujours des surprises dans les [popupdefinition id=2563]anneaux de Saturne[/popupdefinition] !&nbsp;En A,&nbsp;on remarque&nbsp;la d&eacute;couverte d'un nouvel anneau fin&nbsp;(fl&egrave;che gauche),&nbsp;voisin de celui, beaucoup plus &eacute;pais, de Maxwell (fl&egrave;che droite). Une situation similaire s'observe en B. En C et&nbsp;D, on voit nettement des &eacute;changes de [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] entre les anneaux.Outre les effets d&eacute;j&agrave; connus de petites [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] comme Pan et Prom&eacute;th&eacute;e, cela indiquerait la pr&eacute;sence dans les anneaux d'autres petites lunes encore inconnues.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]

Les anneaux de Saturne et la division de Maxwell

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.
Matière organique, matière azotée, etc.
Il existe différentes familles comme :

la matière organique, qui constitue les êtres vivants (animaux ou végétaux) ou morts ;la matière azotée, qui est le résultat de transformations de l’azote, etc.

Les états de la matière
Dans la vie de tous les jours, nous avons affaire à trois états de la matière :

l’état solide ,l’état liquide ;l’état gazeux.
La chimie est la science qui étudie la composition et les transformations de la matière.

Matière baryonique et non baryonique : la matière sombre
Comme son nom le laisse entendre, la matière baryonique est composée de baryons, des particules élémentaires dont les plus connues sont le proton et le neutron.
La matière baryonique, c’est donc la matière ordinaire, que nous connaissons bien, celle qui est constituée d’atomes. La matière non baryonique, comme la fameuse matière sombre, est quant à elle supposée formée de particules exotiques.
Antimatière et antiparticules
On ne trouve de l’antimatière qu’en quantité infime. Elle est constituée d'antiparticules. Si ces dernières entrent en contact avec les particules qui composent la matière, les deux (particules et antiparticules) peuvent s'annihiler. Les antiparticules ont des charges opposées à celles de leurs particules sœurs.

Matière

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Sur cette image, on aper&ccedil;oit [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] &agrave; travers ses anneaux. Remarquez en haut l'ombre de l'anneau principal et en bas celles des plus petits. Image prise &agrave; 2,3 millions de km.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]

Saturne à travers ses anneaux

1182_saturne-a-travers-ses-anneaux

Planete saturne

Saturne anneaux

Éclairs Saturne

Taille

Saturne aurores

Saturne orage

Anneaux Saturne lunes

Anneaux

Saturne onde

Saturne anneaux Atlas

Saturne, cette mystérieuse planète gazeuse du Système solaire

Astronomie

Cassini

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Etoile centrale du système solaire. 
Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, dont elle est distante d'environ 150 millions de kilomètres. Le Soleil est situé à 8,5 kparsecs du centre de la Voie lactée. Dans la classification des étoiles, le soleil est une étoile de type G2.
La masse du Soleil représente la majeure partie de la masse du système solaire. Elle est utilisée comme unité de masse pour les étoiles. L'énergie solaire, d'une importance capitale pour la Terre et notamment pour la vie, est produite par les réactions nucléaires qui se déroulent au coeur du Soleil. Agé d'environ 5 milliards d'années, le Soleil continuera à briller, avec une luminosité augmentant lentement, pendant une durée équivalente, avant d'évoluer en géante rouge et finalement de mourir.
Le mouvement apparent du Soleil par rapport à la Terre donne lieu aux saisons, dues à l'inclinaison du plan de l'écliptique par rapport à celui de l'équateur terrestre. 
La rotation de 27 jours du Soleil autour de lui-même a été découverte par Galilée en 1611. 
On distingue dans le Soleil diverses couches parmi lesquelles le noyau ou coeur, la zone radiative, la zone de convection, la photosphère (qui émet la majeure partie de la lumière solaire), la chromosphère et sa partie extérieure, la couronne. La densité décroît avec l'altitude, du noyau vers l'atmosphère. La température régnant dans le noyau est de l'ordre de 15 millions de kelvins. Elle décroît dans les zones radiatives et convectives. Dans la photosphère, qui constitue la surface visible du Soleil, elle est de l'ordre de 5800 K en moyenne. Dans les plus basses couches de la chromosphère, la température décroît avec l'altitude jusqu'à environ 4500 K, avant de croître à nouveau, surtout dans la zone de transition, où cette croissance est très forte sur une épaisseur réduite. La température de la couronne atteint des températures de l'ordre de 106 K. Cette température extrêmement élevée n'est pas encore totalement expliquée. 
L'atmosphère solaire est un milieu complexe constitué de plasma soumis à un champ magnétique intense, siège d'éruptions solaires et qui émet le vent solaire. Les taches solaires, qui apparaissent sombres à cause de leur température plus basse sont, comme la couronne, des radiosources. L'activité solaire liée à ces phénomènes varie de manière cyclique.
Récemment, l'héliosismologie a permis de mieux appréhender la structure interne du Soleil. La couche convective interne n'est connue que par les ondes étudiées dans cette discipline et par l'étude des neutrinos solaires, produits au cours des réactions nucléaires se déroulant dans le coeur. Le déficit des neutrinos solaires observés par rapport à ceux attendus est l'une des interrogations de l'astrophysique solaire. 
L'observation du spectre solaire s'effectue grâce à des spectrohéliographes. Ce spectre comprend des raies, connues depuis Fraunhofer (1814), qui signalent la présence d'hydrogène et d'hélium principalement et d'une soixantaine d'autres éléments. Il comprend également des bandes qui trahissent la présence de molécules dans l'atmosphère solaire.

Soleil

Jupiter

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.