Raph&egrave;le-les-Arles2e contactNikon Coolix 880 mont&eacute; sur un ETX 125 (1990 mm de[popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition]) derri&egrave;re un [popupdefinition id=988]oculaire[/popupdefinition] de 26 mmImage recadr&eacute;e.&copy; Claude SUC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://perso.wanadoo.fr/papetclaude/html/transitvenus.htm

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Transit de Vénus - 08 Juin 2004

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

focale

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

Oculaire

104_transit-de-venus---08-juin-2004

Dijon (C&ocirc;ted'Or)MEADE ETX90EC[popupdefinition id=3802]EOSs[/popupdefinition] 300vFujicolor superia X-TRA 400&copy;Copyright - PatriceCAPPEAU. Tous droitsr&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur :pat_caps@[popupdefinition id=18279]hotmail[/popupdefinition].com

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

Définition de Hotmail : Hotmail est un service de courrier électronique créé en 1996 par Jack Smith et Sabeer Bhatia. Il permettait dès lors d’envoyer un courrier électronique depuis une page Web en utilisant n’importe quel ordinateur connecté, ce qui était à l’époque une révolution. Son nom fait référence à HTML, dont il comporte toutes les consonnes dans l’ordre. Les deux fondateurs ont vendu dès la fin de l’année 1997 leur création à Microsoft, pour une somme estimée à 400 millions de dollars.Microsoft a directement intégré Hotmail à ses outils Internet MSN. Ce service a été massivement adopté par les internautes, en particulier jusqu’à l’arrivée de son concurrent Gmail en 2004. Fin 2005, Microsoft améliore sa messagerie, la dote de 1 Go de stockage et la nomme progressivement Windows Live Hotmail. L’entreprise décide d’intégrer des messages publicitaires dans le corps des e-mails envoyés, mais revient sur cette décision quelques années plus tard.Hotmail devient Outlook.comMicrosoft abandonne le nom « Hotmail » à partir de 2012, en renommant son service de messagerie électronique « Outlook.com », pour rappeler son logiciel de gestion d’e-mails. Les anciens abonnés conservent toutefois des adresses en @hotmail.fr ou @hotmail.com, tandis que les nouveaux peuvent opter pour @outlook.com. Le design général est revu et modernisé pour correspondre aux codes graphiques de Windows 8. À partir de 2016, l’interface est à nouveau modifiée pour s’adapter à Outlook 365.Hotmail, devenu Outlook.com, offre une capacité de stockage de 25 Go. Les adresses e-mail Hotmail ou Outlook peuvent être utilisées pour gérer un compte Microsoft et ainsi se connecter à des sessions Windows, accéder au stockage cloud OneDrive et à la suite bureautique Office 365. Le service de courrier électronique dispose d’un antivirus, d’un antispam, d’un correcteur orthographique, d’une interface personnalisable et d’un éditeur de texte enrichi. Il supporte à la fois les protocoles IMAP et POP3.Hotmail c’est quoi ?Hotmail est un des premiers portails de messagerie créé en 1996 sous l’impulsion de Jack Smith. Son objectif était ambitieux : pouvoir consulter ses messages électroniques depuis n’importe quelle région du globe via Internet depuis un ordinateur. Son nom provient du mot message en anglais (« mail ») et du langage HTML utilisé sur les pages web.Un an après sa création, Hotmail est racheté par le géant Microsoft, qui a très vite vu l’énorme potentiel de cette messagerie. En 2005, Hotmail est rebaptisé Windows Live Hotmail, idée d’un certain Bill Gates, huit après son incorporation dans la branche MSN.Le service adopte un nouveau nom en 2012 : Outlook.com. Dans les années 2000, Outlook a redoublé d’efforts pour suivre la cadence de son grand rival, la messagerie web Gmail de Google. Hotmail fut l’une des toutes premières messageries à inclure des messages publicitaires pour vanter la qualité des services de Microsoft.À quoi sert Hotmail ?Hotmail (aujourd’hui Outlook) est une boîte de messagerie électronique.Ce portail de messagerie comporte également un antispam, un antivirus, un éditeur de texte, un calendrier, un carnet d’adresses, un bloc-notes, une interface multilingue, un correcteur orthographique, des raccourcis clavier et un outil de recherche qui permet de filtrer et de rechercher des messages par destinataire, objet du message, pièces jointes (jusqu’à 25 Mo par message), date d’envoi ou de réception, mots-clés et autres paramètres… Il est utilisé par les particuliers et les professionnels.Avec Excel, Word et PowerPoint, Outlook est intégré dans le pack Microsoft Office. Outlook est aussi une application mobile qui tourne sous Android, téléchargeable gratuitement depuis les téléphones portables qui embarquent ce système d’exploitation mobile.Le carnet d’adresses inclut les contacts de la messagerie et des réseaux sociaux (facebook, Twitter) et de Skype grâce à la synchronisation. L’utilisateur peut ainsi programmer ses rendez-vous depuis sa messagerie, un grand atout pour les professionnels. Depuis votre compte Outlook, vous pouvez aussi stocker des fichiers volumineux (documents, photos, vidéos) dans les nuages (cloud computing) avec OneDrive. Comment fonctionne Hotmail ?Allez sur la page Outlook.com et cliquez sur « Se connecter ». Introduisez votre numéro de téléphone ou votre adresse email, votre mot de passe, et cliquez sur « Se connecter ». Vous aurez ainsi accès à vos messages et à tous les autres services intégrés.Pendant cette procédure, vous apercevrez une case « Maintenir la connexion ». En la cochant, vous pourrez accéder directement à votre compte lors de la prochaine session sans avoir à insérer votre identifiant et votre mot de passe. Il suffit de décocher la case pour désactiver ce raccourci.Depuis sa naissance, Hotmail (Outlook) est apprécié pour son caractère gratuit et sa sécurité. Outre le mot de passe et l’adresse email, l’utilisateur peut formuler une question de sécurité et fournir une réponse qu’il est le seul à connaître (à condition bien sûr que la question soit confidentielle et pertinente). Le certificat électronique utilisé (EV) est réputé être plus sûr que les certificats électroniques classiques.

Hotmail

106_transit-de-venus---08-juin-2004

Depuis l'[popupdefinition id=5]&eacute;longation[/popupdefinition] maximale Est du 23 Mars jusqu'&agrave; son spectaculaire [popupdefinition id=419]Transit[/popupdefinition] le 08 Juin 2004Lugny (02 AISNE)[popupdefinition id=3982]Webcam[/popupdefinition] ToucamproTraitement des images sous [popupdefinition id=13342]IRIS[/popupdefinition]et montage avec PSP7&copy;Copyright - Robert CAZILHAC.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

Vénus, Printemps 2004

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
Bloc "Le saviez-vous ?"Champ lexical : transit astronomique | transit planétaireChamp lexical : transit astronomique | transit planétaire

Transit

Le mot iris provient du grec iris, et désignait dans la mythologie la messagère des dieux (principalement d’Héra), souvent représentée avec un arc-en-ciel pour attribut. Aujourd’hui, ce mot désigne deux entités différentes : une plante et une partie de l’œil.
La plante iris
Son nom provient de la coloration de ses pétales, aux reflets irisés. L’iris appartient à la famille des iridacées qui compte 210 espèces. Il existe deux types d’iris : les iris à rhizomes (racines horizontales souterraines) et les iris à bulbes (racines charnues).
Sur cette image on peut observer l'iris et la pupille d'un œil. Deux muscles antagonistes contrôlent la contraction et la dilatation de l’iris : le muscle sphincter pupillaire et le muscle dilatateur de la pupille. © Michael Reeve, Wikimedia Commons, cc by sa 3.0
L’iris de l’œil
L’iris correspond à la zone colorée de l’œil qui est percé en son centre par la pupille, dans laquelle la lumière pénètre. Ces deux éléments jouent un rôle primordial dans la vision. Grâce à l’iris, la pupille peut se dilater ou rétrécir en fonction de la luminosité, ce qui permet de garder une vision nette à tout moment.
L’iris peut prendre un large éventail de couleurs différentes : vert, bleu, marron et même gris ou violet dans certains cas. Sa couleur est due à deux pigments : la mélanine et la lipofuscine (dans le cas de certains yeux verts).

Iris

Une webcam est une caméra vidéo numérique connectée à un ordinateur et capable de capturer des vidéos et des photos, et de les transmettre sur Internet. La webcam a gagné en popularité lorsqu’elle a commencé à être utilisée avec des programmes de messagerie instantanée tels que MSN Messenger et Skype. Les images obtenues sont de faible résolution et nécessitent donc peu d’espace de stockage et peuvent être rapidement diffusées sur Internet.La première webcam n’était pas reliée à Internet et a été créée en 1991 dans le laboratoire informatique de l’université de Cambridge, en Angleterre, pour filmer une bouteille de café. La caméra montrait à ses utilisateurs s’il y avait du café ou non en temps réel.Quels sont les indicateurs d’une webcam ?FPS (Frame per Second): signifie le nombre d’images que la caméra peut capturer par seconde. Plus le nombre de FPS est élevé, meilleure sera la qualité vidéo. L’idéal est de 30 FPS.Microphone : certains modèles ont un microphone intégré, ce qui est essentiel pour participer à des vidéoconférences.Portabilité : il existe des webcams qui peuvent être utilisées comme un appareil photo ou un caméscope, même lorsqu’elles sont déconnectées de l’ordinateur, et qui stockent jusqu’à 200 images ou 70 secondes de vidéos. Certains disposent d’une carte mémoire pour augmenter cette capacité.Résolution : comme pour les moniteurs et les téléviseurs, la résolution indique le nombre de points (pixels) nécessaires pour former l’image. La haute définition n’est pas recommandée, car elle génère de très gros fichiers pour l’envoi virtuel.Logiciel d’image : c’est le système qui permet de transmettre les images capturées par votre webcam via Internet. Le temps de mise à jour des images varie selon le type de caméra et la vitesse de connexion.Interface : préférez les appareils photo avec connexion USB. Cela rend la transmission de données plus rapide et plus facile à utiliser, car ces modèles fonctionnent généralement automatiquement après la connexion, sans qu’il soit nécessaire de procéder à des réglages complexes.

Webcam

Le terme élongation possède différents sens dans les domaines de l'astronomie, de la biologie, de la chimie et de la médecine.
Élongation musculaire et addition d'acides aminés
En médecine, une élongation dite musculaire est un phénomène qui se produit à la suite d'un allongement des fibres musculaires au-delà de leur élasticité, ce qui crée plusieurs petites lésions internes. Cette blessure est de même type que la déchirure musculaire. Une élongation peut survenir lors de mouvements brusques, notamment lorsque le corps n'est pas suffisamment échauffé ou assoupli.
En chimie, l’élongation désigne l’addition d’acides aminés liés par des liaisons peptidiques, au cours de la synthèse naturelle des protéines.
Angle apparent et élongation cellulaire
En astronomie, le terme élongation correspond à l'angle apparent (mesuré en degrés, minutes, secondes) qui sépare deux objets sur la sphère céleste, vus à partir d'un troisième objet. Il est le plus souvent employé pour décrire la séparation entre une planète du Système solaire et le Soleil, vus depuis la Terre.
En biologie, on parle d’élongation cellulaire, qui désigne un état de plasticité ou d’élasticité de la membrane primaire d’une cellule.

Élongation

107_venus--printemps-2004

Toussaint (Seine-Maritime)&copy;Copyright - Sylvain DELAMARE.Tous droits r&eacute;serv&eacute;sContacter l'auteur :delamaresylvain@aol.comhttp://astrosurf.com/toussaint

108_transit-de-venus---08-juin-2004

Argenteuil (Val d'Oise)Les photos ont &eacute;t&eacute; prises environ toutes les demi-heures au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] d'un C8 avec un bo&icirc;tier Nikon 601Kodak Gold 100Pose : 1/1000eFiltre AstrosolarColorisation de l'image&copy; Fran&ccedil;ois DEBRICON.Tous droits r&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur : fdebricon@club-[popupdefinition id=3983]internet[/popupdefinition].fr

Internet est un réseau informatique mondial qui permet à ses utilisateurs, appelés internautes de communiquer entre eux à l’échelle de la planète à un prix dérisoire puisqu’il suffit d’un simple accès. Quelque 53 % de la population mondiale utilise les réseaux sociaux et 59,5 millions des Français sont connectés à Internet. Il s’agit d’une révolution technologique comparable à l’imprimerie inventée par Gutenberg. Internet est un réseau informatique mondial qui rassemble au moins 4,2 milliards d'internautes, soit 55 % de la population mondiale.

 !function (e, t) { var c, a; (c = t.createElement("script")).src = "https://podcasts.voxeus.com/v3/embed/7a9619493367d31bfbe3e91f5b11abf48ab33f5d.js", c.async = 1, (a = t.getElementsByTagName("script")[0]).parentNode.insertBefore(c, a) }(0, document); 
Malgré son immense succès, Internet n'est pas immun aux menaces. En voici 5 qui pèsent au-dessus de sa tête en 2024. © Futura

Une révolution des moyens de communication 

Le world wide web (abrégé en Web), il s’agit d’un système hypertexte qui permet de consulter des textes, des images et des vidéos accessibles sur des sites. Il existe des systèmes moins visibles comme le darknet qui est anonyme.Le courrier électronique (ou e-mail), en dehors des pourriels, 293 milliards de mails ont circulé dans le monde en 2019 dont 1,4 milliard en France.La téléconférence et le télétravail qui se sont nettement développés sous l’effet de la pandémie de Covid-19.Le podcasting ou audio à la demande.Le partage de fichiers en pair à pair (peer-to-peer, en anglais).Le streaming ou diffusion en continu.
 

Internet permet l'envoi de courriers électroniques, la navigation sur des sites et l'échange de fichiers, de vidéos... sur ordinateur, tablette et sur mobile. © William Iven, Pixabay

Un bouleversement de l’économie mondiale et une question politique

Allié à l’intelligence numérique et à la mondialisation, Internet a transformé l’économie mondiale.

Essor de l'e-commerce (ou commerce en ligne).Création de nouveaux métiers : rédacteur web, community manager, chef de projet digital.Développement du e-learning qui métamorphose l’enseignement et la transmission de connaissances.Spécialisation accrue de certains métiers (traducteur).

Internet sert d’outils de mobilisation et de promotion des idées à tout le spectre politique, de l’extrême gauche à l’extrême droite. Des pétitions sont régulièrement diffusées par le biais de change.org. Certains États comme la Chine s’efforcent de censurer Internet.

Comment a été créé Internet ? 

Internet est né de la guerre froide. C’est une invention américaine.

Né en 1969, Arpanet signifie Advanced Research Projects Agency Network. Il s’agit du premier réseau à transfert de paquets de données. Il est réalisé par la Darpa, Defense Advanced Research Projects Agency, agence du Département de la Défense des États-Unis. Trois ans plus tard, en 1972, Raymond Tomlinson met au point le premier courrier électronique.

C’est au tout début des années 1990 qu’apparaît le Web afin de promouvoir les échanges entre les chercheurs. Au cours de la décennie apparaissent Amazon, Yahoo, eBay, Netscape, Google, AOL. En 2004 est créé Facebook. Le monde entre dans l’ère des GAFA (Google, Apple, Facebook, Amazon).

En septembre 2014, on compte plus d’un milliard de sites en ligne et près de trois milliards d'internautes. Aujourd’hui, sur une population mondiale de 7,83 milliards d’habitants on compte :

5,22 milliards de mobinautes (66,6 % de la population mondiale) ;4,66 milliards le nombre de personnes connectées ;4,20 milliards de personnes qui utilisent les médias sociaux.

Comment fonctionne Internet ? 

Internet fonctionne en réseaux en relation avec des fournisseurs d'accès. Les moyens de communication sont variés mais des inégalités subsistent.

Les moyens de communication électronique sont multiples : ils peuvent être filaires comme la fibre optique, le réseau téléphonique, l’ADSL, ou sans fil à l’exemple du WiMax, du satellite, de la 1G, 2G, 3G, 3G+, 4G, 4G+ voire la 5G. Un ordinateur personnel, une tablette numérique ou un smartphone permettent d’y avoir accès.

La fracture numérique : les populations les plus pauvres de la planète, voire des pays riches souffrent parfois d’illettrisme électronique ou d’illectronisme. En France, l’État a lancé un plan de développement du très haut débit à l’échelle du territoire. 

Quelles sont les différences entre Internet et le Web ?

 

Internet et le Web sont souvent utilisés de manière interchangeable, mais ils désignent en réalité des concepts différents. Internet est un réseau mondial interconnecté d'ordinateurs, de serveurs et de dispositifs qui permettent le transfert de données à travers des protocoles de communication standardisés. En revanche, le Web, abréviation de World Wide Web, est un système d'information sur Internet qui permet l'accès à des ressources telles que des pages web, des images et des vidéos à travers des navigateurs web. Contrairement à Internet, qui est l'infrastructure physique, le Web est une application spécifique qui utilise Internet comme son support.

Par ailleurs, l'architecture des pages crée une impression de complexité semblable à une toile d'araignée, d'où le terme "web", qui signifie toile en anglais. Cette métaphore symbolise les liens entre les sites, où chaque fil représente un chemin vers un autre site et chaque intersection représente un site en soi.

Internet

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

Foyer

230_transit-de-venus---08-juin-2004

Lieu de capture : 48&deg; 14' 24s N, 02&deg; 15' 12s E, alt 120mH-Alpha, [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] entier :[popupdefinition id=491]Perl[/popupdefinition]-Vixen [popupdefinition id=5051]Fluorite[/popupdefinition] 102/900, Coronado SM/TM90, Canon1OD 400 [popupdefinition id=1227]ISO[/popupdefinition] 0.3s, [popupdefinition id=419]Transit[/popupdefinition] de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition]bmp original : 1 image / min avec t&eacute;l&eacute;commande d&eacute;di&eacute;e TC-N83Les protub&eacute;rances sont reconstitu&eacute;es m&ecirc;me tr&egrave;s loin du Soleil comme elles sont apparues bri&egrave;vement au d&eacute;but du transit.Pour des animations spectaculaires sur ce sujet et d'autres voir la pagehttp://sweiller.free.fr/AstroMovies/Astro-MoviesHome.htmlVous y trouverez aussi des fichiers textes avec les temps exacts de chaque image lors des 2e et 4e contacts.&copy; Sylvain WEILLER. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://sweiller.free.fr/AstroMovies/Astro-MoviesHome.html

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

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

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
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Perl est un langage de programmation fort populaire. Il s’agit d’un outil Open Source, et donc librement utilisable par tous, conformément à la license GNU.Boosté par l’apparition du WebLe langage Perl a été élaboré en 1987 par le programmeur américain Larry Wall. Son nom est l’abréviation de Practical Extraction and Report Language (Langage pratique d’extraction et de reporting). D’abord déployé sous Unix, il a par la suite été porté sous Windows et d’autres plateformes. Il a gagné une partie de sa popularité avec l’apparition du Web.Vers la fin des années 90, Perl était le langage le plus populaire pour la création d’applications Web du fait de :
sa capacité à manipuler les données « texte »,
ses outils de gestion du e-commerce,
et aussi la rapidité du développement.
Qui plus est, l’usage de Perl a permis d'accélérer très fortement le traitement au niveau des serveurs Web. Toutefois Perl a été détrôné par d'autres langages comme Javascript, Python, PHP et autres pour ce qui est du développement Web.Larry Wall, le créateur du langage Perl, photographié à la conférence YAPC de Houston en juin 2007. © Randal Schwartz – WikimediaPartage de codePerl favorise la réalisation rapide d’applications, en premier lieu de par la simplicité de sa syntaxe qui s’inspire d’autres langages fort populaires tels que BASIC ou C. Par ailleurs, une des forces de Perl est le CPAN soit une bibliothèque de code source qui compte plus de 200 000 modules. Il est donc aisé pour un programmeur de réutiliser du code produit par d’autres.Si Perl n’est pas autant utilisé que Python ou Javascript, sa maîtrise est fortement estimée : une étude de HackerRank datant de 2020 a montré que les programmeurs Perl gagnaient en moyenne 54% de plus que la moyenne.Ils utilisent Perl…Le champ d’application de Perl dépasse largement celui du Web et couvre la création d’interfaces graphiques, d’utilitaires système, ou d’applications serveur. Il est par ailleurs fortement mis à contribution dans le secteur des biotechnologies.Parmi les grandes entreprises qui ont intégré Perl dans leurs outils de programmation figurent :
Plusieurs géants du Web : Google, Yahoo !, Flickr…
Des grands noms du e-commerce : Amazon.com, eBay, PriceMinister, Booking.com, BitMEX (plateforme de trading de cryptomonnaies)…
Divers médias : M6, Le Monde, la BBC, l’AFP…
Des opérateurs tels que Free, Orange, Vodafone…
Plusieurs organismes gouvernementaux : la NASA, Météo France, le CNRS mais aussi la Gendarmerie Nationale ou le Ministère du Budget.
C’est aussi le langage Perl qui a servi d'outil de développement de logiciels comme Systran (traduction) ou SpamAssassin (filtrage de messages électroniques).

Perl

Le nom de la fluorine vient du latin fluere signifiant fondre, couler. Certains minéraux fluorés ont des propriétés de fondant : ils abaissent le point de fusion de divers minerais et les rendent plus fluides. Le caractère phosphorescent de la fluorine a été découvert par le minéralogiste Mohs au XIXe.
La fluorine (de symbole CaF2) est utilisée depuis le Moyen Âge comme agent pour liquéfier les scories lors de la production des métaux. Au XIXe, la cryolite (Na3AlF6) était utilisée dans la préparation électrolytique de l'aluminium, permettant ainsi une formidable expansion de la sidérurgie de ce métal.
La fluorite désigne la roche contenant la fluorine, le principal minerai du fluor. 
Le nom fluorescence en dérive également. L'émission de lumière par la fluorite chauffée a été découverte au XVIIe. 
Ce minéral, qui existe à l'état naturel en de nombreux endroits, a reçu plusieurs noms : Spatum vitreum ou Calx fluorata entre autres, avant de porter le nom de fluorite. Le terme commercial et industriel est spath fluor.
Couleurs de la fluorite
La teneur de l'écorce terrestre est inférieure à 0,1 % en fluor. Les couleurs sont dues à la présence d'éléments divers dans le cristal par exemple des ions (yttrium, europium…). Les plus répandues sont :
 Fluorite verte (la Barre) et fluorite mauve, violette à violet foncé (Berbès). © Spathfluorminerals.com
 Fluorite transparente et bleue (Le Beix, Le Burg). © Spathfluorminerals.com
Fluorite jaune-doré. © Spathfluorminerals.com
Après concentration du minerai, pour l'industrie, on distingue deux types de produits :
le spath fluor « acide » ou « chimique », contenant plus de 97 % de CaF2. Destiné à la chimie il se présente sous forme de poudre ;le spath fluor « métallurgique » contenant moins de 97 % de calcium fluoride (CaF2), en grains.
Dans certains cas, le spath fluor est concurrencé par l'acide fluosilicique, sous-produit de l'industrie des engrais phosphatés.
Production mondiale 
La fluorite est utilisée pour réaliser des lentilles transparentes aux ultraviolets. Utilisée comme fondant en métallurgie, elle sert à la préparation du fluor.
Production mondiale en 1996, 4.200.000 tonnes (chiffres de la Société française de chimie)
Chine : 2.000Mexique : 525CEI : 300Mongolie : 210Afrique du Sud : 200France : 130
En 1994, fermeture de Buffalo Fluorpar Mine (Afrique du Sud), la plus grande mine au monde, qui produisait 180.000 t/an.
Principaux pays exportateurs : Chine, Mexique et Afrique du Sud. Principaux pays importateurs : États-Unis (573.000 t, en 1995) et Japon.
Les minerais ont, en France, une teneur de l'ordre de 50 % en CaF2. L'arrêt définitif de la production française a été fait en avril 2006 (mines du Tarn). On consomme environ 100.000 t de spath acide et environ 20.000 t de spath métallurgique. 
Quelques mines françaises exploitées pour la fluorite
Chaillac, Indre, exploité par la SIC jusqu'en 2003.Le Kaymar, Aveyron, exploité depuis l'Antiquité pour l'argent et le plomb et depuis le XXe pour la fluorite.Langeac, Haute Loire, une des plus grosses productions, arrêtée en 1977.Le Burg, Tarn, filon très pur exploité par une filiale de Péchiney.La Pierre Perthuis, Yonne, le plus important en tonnage et en étendue…
En tout une vingtaine de lieux d'exploitation et presque autant de mines intéressantes sur le plan minéralogique avec de très beaux spécimens dans certains endroits. 
Ponts de Pierre Perthuis, Yonne (lieu d'ancienne mine de fluorite). Le plus petit (plus ancien) date de 1770, les deux enjambent La Cure. © DR
Industrie du spath fluor
Spath fluor acide et spath fluor métallurgique se partagent moitié - moitié, en tonnage, la consommation mondiale de 3 millions de t/an. La fluorite est la source de l'élément fluor pour l'industrie chimique. Elle permet de fabriquer le fluorure d'hydrogène (HF) :
CaF2 + H2SO4———> CaSO4 + 2 HF (300 °C, four rotatif)H2SO4 concentré fumant
La présence de silice dans la fluorite est limitée au maximum car elle consomme l'acide fluorhydrique formé sous forme de SiF4 et H2SiF6. Le fluorure d'hydrogène (HF) gazeux est purifié pour donner une pureté de 99,9 %. Il faut plus de 2 tonnes de CaF2 pour obtenir une tonne d'acide fluorhydrique. CaSO4, sous-produit, peut être valorisé dans la fabrication du plâtre. 
Utilisations de la fluorite 
L'élaboration d'aluminium fluoride AlF3 (par attaque de l'alumine Al2O3) et de la cryolite (Na3AlF6) pour le bain d'électrolyse qui permet de produire l'aluminium :cryolithe : 83 %AlF3 : 7 %CaF2 : 5 %Al2O3 : 5 %
Il faut entre 20 et 60 kg de spath fluor par tonne d'aluminium, soit 1/3 de la consommation mondiale de spath fluor (Données SFC). L'aluminium est l'industrie où les émissions atmosphériques de fluorure sont les plus importantes, avec 75 % des émissions. Comme la température est élevée à l'intérieur d'une cuve, lors de la production d'aluminium, une partie des fluorures est émise sous forme de gaz par évaporation des composés fluorés et pollue la région environnante si des filtres très performants ne sont pas mis en place.
La fabrication de dérivés fluorés : chlorofluorocarbures, hydrofluorocarbures, polymères fluorés, fluorures simples avec par exemple le NaF du sel de table fluoré…Par ailleurs, HF est la source du fluor, obtenu par électrolyse, utilisé pour oxyder UF4 en UF6, pour l'enrichissement de l'uranium par diffusion gazeuse… La fluorite est également utilisée directement comme fondant dans l'électrolyse de l'aluminium et la sidérurgie : fluidité du laitier avec une consommation de 20 kg/t d'acier produit et comme fondant de la chaux. La fluorite est également utilisée dans l'industrie céramique comme opacifiant des émaux. Le spath fluor doit être utilisé avec précision car un mauvais dosage peut provoquer le bouillonnement de l'émail. Elle est aussi utilisée dans l'industrie du verre : verre opale, fibres de verre, verres spéciaux.
Aluminium Péchiney St-Jean-de-Maurienne. © DR
Lire notre dossier Le fer tombe le masque
Bibliographie
C.König : notes personnellesPascal, P., Nouveau traité de chimie minérale, Masson 1964Informations Chimie, n° 270, mars 1986.Techniques de l'Ingénieur, Acide fluorhydique, 1995.E. Guillou-Gotkovsky, La Mine de Fluorite de Valzergues (Aveyron)Fluorite et autres halogénures, Minéraux et Fossiles HS N°13 - 2001
Sur Internet
Société chimique de France Industrie de l'aluminium 
Remerciements
Spathfluorminerals.comEtienne Guillou - MultiAxes46, petite rue Verte78 610 Le Perray en YvelinesFranceChamp lexical : fluorure de calcium | fluorite | spath fluor

Fluorine 

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

237_transit-de-venus---08-juin-2004

Apn DSC S85 SONYPose de 1/60Filtre Thousand Oaks sur Genesis au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition]&copy;Copyright - LASTROFIEFFE. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://lastrofieffe.free.fr

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Observatoire Sirene (84 Vaucluse)S&eacute;lection visuelle et compositage d'images faites au Lx 90 (203/2000), projection par [popupdefinition id=988]oculaire[/popupdefinition] (LV 10 mm grossissant 200x)APN Coolpix 4500 en mode continu, zoom optique de moiti&eacute;Poses de 1/60e de seconde pour les images un, deux et quatrePoses de 1/8e de seconde pour la troisi&egrave;me image(compositage &agrave; partir de 3 images s&eacute;lectionn&eacute;es).&copy; Cyprien POUZENC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Site [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] : www.astrosurf.com/ngcObservatoire Sirene : www.obs-sirene.com

Le New General Catalogue (NGC) est un répertoire de 7840 objets célestes ; ce sont surtout des galaxies ainsi que des amas d'étoiles et des nébuleuses. 
A la fin du 19ème siècle, le développement des instruments astronomiques et l'astrophotographie naissante avaient permis de découvrir de très nombreux objets du ciel profond qu'il était impératif de classer. Les astronomes ne disposaient à l'époque que du célèbre mais modeste catalogue Messier, élaboré un siècle plus tôt mais qui ne comptait alors que 103 références. En 1888 l'astronome irlando-danois John Dreyer présenta le New General Catalogue, fruit de 10 années de patiente compilation de toutes les sources astronomiques existantes à l'époque. John Dreyer s'appuyait en particulier sur le General Catalogue présenté 25 ans plus tôt, dont les 5000 entrées étaient l'œuvre de John et William Herschel. 
John Dreyer eu l'idée de classer tous les objets du catalogue NGC selon leur ascension droite (l'équivalent sur la sphère céleste de la longitude terrestre) : ce classement permet de sélectionner les objets lorsqu'ils sont observables dans les meilleures conditions, à proximité de leur passage au méridien. Dreyer poursuivit son travail de bénédictin et présenta en 1908 un catalogue complémentaire, l'Index Catalogue (IC) qui porta l'ensemble des astres répertoriés à plus de 13.000. 
Le catalogue NGC a été corrigé en 1973 pour devenir le RNGC (Revised New General Catalogue), puis en 1988 ; il porte désormais le nom de NGC 2000.0.

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Observatoire Sirene (84Vaucluse)Appareil r&eacute;flex [popupdefinition id=584]num&eacute;rique[/popupdefinition] [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 10 D de Didier Faure (www.astrozorg.net) au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] du Lx 90 (203/2000)Photo prise Didier FaureTraitement effectu&eacute; par Cyprien Pouzenc :s&eacute;lection visuelle et compositage de 4 images&copy; Cyprien POUZENC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Site [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] : www.astrosurf.com/ngcObservatoire Sirene : www.obs-sirene.com

Le mot numérique a été officiellement retenu par la Commission d’enrichissement de la langue française pour se substituer officiellement à digital. Il vient du latin numerus qui signifie le nombre. Il s’agit d’un langage issu de systèmes binaires (groupes zéro et un). Il renvoie à la révolution numérique qui s’est accélérée au tournant du XXIe siècle.La révolution numérique, un évènement comparable à la découverte de l’imprimerieLa révolution numérique est un phénomène d’ampleur comparable à la découverte de l’imprimerie par Gutenberg au XVe siècle ou à la révolution industrielle de la fin du XVIIIe siècle. On peut la dater de l’invention du modèle par le mathématicien britannique Alan Turing en 1936. Le Colossus (premier calculateur électronique fondé sur le système binaire), créé en 1943 dans la banlieue de Londres, en est le fruit direct. On peut résumer en quelques dates la révolution numérique :1971 : invention du microprocesseur et envoi du premier courriel électronique ;1981 : le premier ordinateur personnel apparaît dans les foyers ;1983 : commercialisation du premier téléphone mobile par Motorola ;la révolution numérique s’accélère à partir des années 1990 par la démocratisation des inventions conçues précédemment (smartphone, ordinateur personnel, courriels, Internet, etc.).L’usage du numérique s’est considérablement banalisé Quelque 4,54 milliards et 5,19 milliards de personnes dans le monde utilisent respectivement Internet et les téléphones portables. 49 % de la population mondiale fait appel aux réseaux sociaux (3,8 milliards de personnes), 99 % par le biais d’un mobile. En dehors des spams, 293 milliards de courriels sont envoyés quotidiennement dans le monde. La France n’est nullement en retard : 83 % de sa population est connectée à Internet, 84 % possède un smartphone.Le numérique touche tous les aspects de la vie sociale. © mrmohock, Adobe StockÀ quoi sert l’informatique ? Les usages du numérique sont comparables à ceux de l’imprimerie en 1914 : aucun aspect de l’activité économique, sociale, culturelle, stratégique ou politique ne leur échappe, et l’on observe le même type de fracture entre les pays qui en ont démocratisé les usages et ceux qui peinent à les rattraper.Toute la vie sociale est inondée par le numérique En retenant l’exemple de la France, plus de la moitié de sa population lit la presse en version numérique, 60 % de ses entreprises sont passées au Big Data, 400.000 étudiants et salariés se forment par le biais des Mooc, et le numérique représente 5,5 % du PIB. L’État et les collectivités locales ont donné l’exemple puisque la France constitue la première place européenne pour l’e-administration. La contestation politique et sociale fait appel aux réseaux numériques.La fracture numérique illustre les retards de développement La fracture numérique désigne les inégalités d’accès à Internet et aux technologies de l’informatique. Elle touche les zones rurales et les pays pauvres : à peine 28 % de la population africaine est connectée à Internet. On parle d’illettrisme électronique ou d’illectronisme.Comment fonctionne le numérique ? La banalisation des objets numériques dans les sociétés s’appuie sur la diffusion du World Wide Web (Web), des réseaux de télécommunication et la miniaturisation des ordinateurs. Le développement des réseaux est au cœur de cette révolution.Internet et le World Wide Web au cœur des réseaux numériques Le Web est le système hypertexte qui fonctionne grâce à Internet, réseau informatique mondial fondé sur la commutation de paquets. Les protocoles de transferts de données sont les langages qui permettent à l’information de circuler dans l’air, grâce à des fibres optiques et des câbles métalliques.Les appareils numériques Le modèle de Turing est à l’origine de la révolution matérielle du numérique qui se manifeste sous la forme d’ordinateurs, de smartphones, de tablettes, etc.

Numérique

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Observatoire Sirene (84 Vaucluse)S&eacute;lection visuelle et compositage de 13 images faites au Lx 90, projection par [popupdefinition id=988]oculaire[/popupdefinition] (LV 10 grossissant 200x)APN Coolpix 4500 en mode continu, zoom optique au quartPoses de 1/60e de secondeTraitement sous [popupdefinition id=13342]Iris[/popupdefinition] et Photoshop&copy; Cyprien POUZENC.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Site [popupdefinition id=6380]NGC[/popupdefinition] : www.astrosurf.com/ngcObservatoire Sirene :www.obs-sirene.com

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761_transit-de-venus---08-juin-2004

Bo&icirc;tier reflex 24x36mm avec t&eacute;l&eacute;objectif de 300mm dot&eacute; d'un doubleur de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition]&copy;Copyright - Materne LINDER. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.contacter l'auteur :materne.linder@wanadoo.fr

762_transit-de-venus---08-juin-2004

V&eacute;nus devant la [popupdefinition id=14225]granulation solaire[/popupdefinition] au cours du [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] du 8 juin 2004. &copy; Swedish Solar Telescope

Transit de Vénus- 08 juin 2004

On appelle granulation solaire un ensemble de cellules de convection de forme à peu près polygonale que l’on peut observer à la surface du Soleil. La granulation solaire a été décrite pour la première fois par William Herschel en 1801. En observant sa surface avec un télescope de diamètre supérieur à 30 cm, il avait en effet découvert qu’elle n’était pas uniforme.
Cette vidéo de l'assemblage d'une série d'images réalisées le 3 août 2010 pendant deux heures par le NST (New Solar Telescope) permet d'observer les mouvements de la granulation solaire. © Doc Newstein, YouTube
On sait depuis les travaux de Jules Janssen (1896) et Chevalier (1908) que la taille de ces cellules de convection est comprise entre 750 et 1.500 km et qu’elles ont un temps de vie de cinq minutes environ. Ce n’est toutefois qu’en 1930 que l’on a vraiment établi qu’il s’agissait de cellules ascendantes de plasma chaud entourées de plasma plus froid, grâce aux travaux de l’astrophysicien allemand Albrecht Unsöld.

Granulation solaire

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
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4978_transit-de-venus--08-juin-2004

Le [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] vu en [popupdefinition id=1003]ultraviolet[/popupdefinition] par le satellite Trace. &copy; Nasa

Transit de Vénus - 08 juin 2004

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

Ultraviolet

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
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4979_transit-de-venus---08-juin-2004

Le ph&eacute;nom&egrave;ne encore mal compris de "[popupdefinition id=420]goutte noire[/popupdefinition]" entre la plan&egrave;te [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] et le bord solaire. &copy; V. Perroud

En astronomie, illusion optique qui se vérifie chaque fois que deux corps sont proches au point de se troucher en apparence : on a l'impression que les profils des deux corps s'allongent l'un vers l'autre. Cette illusion optique est due à un léger astigmatisme des instuments optiques, ou de l'oeil de l'observateur. Ce phénomène s'observe par exemple, dans les contacts apparents des disques de la Lune et du Soleil, lors d'une éclipse solaire : les irrégularités du bord lunaire (le limbe) semblent s'allonger vers le bord du Soleil.

Goutte noire

4980_transit-de-venus---08-juin-2004

Un magnifique coucher de [popupdefinition id=3727]soleil[/popupdefinition] avec [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] devant pris depuis une plage en Caroline du Sud, aux &Eacute;tats-Unis.&copy; Jeff Ball

4981_transit-de-venus---08-juin-2004

Observer le [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition], l'occasion de r&eacute;aliser des clich&eacute;s artistiques.&copy; schwa021 / Flickr

Transit de Vénus 2012 sur l'eau

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
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4997_transit-de-venus-2012-sur-l-eau

V&eacute;nus transitant devant le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] et derri&egrave;re les [popupdefinition id=14525]nuages[/popupdefinition]...&copy; schwa021 / Flickr

Transit de Vénus 2012

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

Nuage

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Transit de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] observ&eacute; depuis le Mexique.&copy; ARTURO ALMANZA / Flickr

Vénus depuis le Mexique

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Le [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] 2012 observ&eacute; par la sonde [popupdefinition id=14227]SDO[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition].&copy; Nasa/SDO, HMI

Transit de Vénus 2012 vu par SDO - Photos Futura

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Nasa

Transit de Vénus 2012 vu par SDO

5000_transit-de-venus-2012-vu-par-sdo

Le [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] observ&eacute; en France, au-dessus du mont Saint-Michel.&copy; myyorgda-Flickr CC by 2.0

Transit de Vénus 2012 au-dessus du mont Saint-Michel

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
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5001_transit-de-venus-2012-au-dessus-du-mont-saint-michel

S&eacute;quence de clich&eacute;s du passage de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] devant le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition], d'un observateur situ&eacute; au Nouveau Mexique.&copy; bobthemtnbiker/Flickr CC by nc nd 2.0

Transit de Vénus 2012 au Nouveau Mexique

5002_transit-de-venus-2012-au-nouveau-mexique

Observation par projection du [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] 2012.&copy; David O/Flickr CC by 2.0

Transit de Vénus 2012 par projection

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
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5003_transit-de-venus-2012-par-projection

Transit de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] observ&eacute; au Texas, lors de son passage au-dessus de Williams Tower.&copy; Alan Cordova/Flickr CC by nc nd 2.0

Transit de Vénus 2012 au Texas

5004_transit-de-venus-2012-au-texas

Il est possible d'observer le [popupdefinition id=419]transit[/popupdefinition] de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] en projection, comme ici.&copy; Justin Dolske/Flickr CC by sa 2.0

Transit de Vénus 2012 en projection

En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
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5005_transit-de-venus-2012-en-projection

Transit de Vénus

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En astronomie, un transit désigne le passage d’un corps céleste devant un autre, comme Mercure ou Vénus devant le Soleil, ou les lunes de Jupiter devant la planète géante. En général, pour un observateur terrestre, le transit consiste donc en l’alignement de trois points, par exemple : la Terre, une étoile (ici le Soleil), sa planète (ici Mercure ou Vénus). Le phénomène s’observe aussi pour d’autres systèmes stellaires. Les astronomes s’en servent pour détecter des exoplanètes par la méthode des transits planétaires.
Lors d’un transit, à la différence d’une éclipse, le diamètre apparent du premier objet n’est pas assez grand pour cacher entièrement le second. Par exemple, Mercure et Vénus sont certes plus grandes que la Lune, mais elles sont beaucoup plus éloignées : depuis la Terre, elles apparaissent comme une petite tache noire traversant le disque solaire. Si l’objet possède un diamètre apparent plus grand que l’objet devant lequel il transite, il l’occulte. L’évènement est donc appelé occultation.
Une éclipse de Soleil est donc un type particulier de transit plus précisément d’occultation, pendant lequel la Lune s’interpose entre la Terre et le Soleil, soustrayant totalement ou partiellement ce dernier à la vue d’un observateur terrestre.
Le transit de Dioné, lune de Saturne, devant la planète géante a été capturé par la sonde Cassini en mai 2015. © Nasa, JPL-Caltech, Space Science Institute 
Les transits de Mercure et Vénus
Au sein du système solaire, et toujours pour un observateur terrestre, seules les planètes inférieures, situées entre l’orbite de la Terre et le Soleil, soit Mercure et Vénus, peuvent réaliser des transits. Ces phénomènes astronomiques sont beaucoup plus rares que les éclipses. Alors qu’il se produit au moins deux éclipses de Soleil par an, les transits de Mercure ont lieu tous les sept ans environ. Le prochain aura lieu le 11 novembre 2019.
Les transits de Vénus viennent par paire, c’est-à-dire qu’un premier transit est suivi d’un second huit ans après, mais de tels évènements ont lieu tous les 105 ou 122 ans. Ainsi, le dernier transit de Vénus en 2012 est venu compléter une paire avec celui de 2004. Il faudra attendre le 11 décembre 2117 pour voir le prochain.
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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

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

Une unité astronomique (symbole : UA) est la distance moyenne de la Terre au Soleil. Une UA vaut 149.597.870.700 m. C'est une unité souvent utilisée pour les distances dans le Système solaire, ou pour l'écartement de deux étoiles dans un système double.
Le site Du Big Bang au Vivant (www.dubigbangauvivant.com) est un projet multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine. Hubert Reeves, Jean-Pierre Luminet et d'autres chercheurs y répondent à des questions à l'aide de vidéos. Dans cet extrait du documentaire, Jean-Pierre Luminet évoque les dimensions du Système solaire. © ECP Productions

Unité astronomique

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

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

Le terme parallaxe se rapporte à un effet d’optique que l’on peut facilement expérimenter dans la vie courante. Lorsque l’on mesure une longueur à l’aide d’un double-décimètre, par exemple. Si l’on ne place pas son œil dans un axe perpendiculaire, on risque une erreur de mesure. De la même façon, si vous tenez un stylo à bout de bras et que vous le regardez, d’abord avec votre œil gauche, puis avec votre œil droit, il vous semblera avoir changé de position par rapport à un arrière-plan plus lointain et immobile.La parallaxe, c’est le terme qu’emploient les scientifiques pour désigner cet effet du changement de la position d’un observateur sur l’objet qu’il observe. Un effet résultant d’une observation sous deux angles différents. Et qui peut permettre d’évaluer une distance hors de portée en ayant simplement accès à une longueur de base et à un angle.Ce schéma permet de visualiser le principe de parallaxe appliqué à l’astronomie. © Société d’Astronomie de RennesLa parallaxe en astronomieEn astronomie, la parallaxe correspond au décalage périodique des positions apparentes des étoiles proches dû à la position variable de la Terre sur son orbite autour du Soleil. En effet, à six mois d’intervalle, une étoile proche semble se déplacer dans le ciel, en comparaison avec des étoiles plus lointaines. Plus l’étoile est proche, plus ce mouvement est important. L’étoile décrit une ellipse dont le demi-grand axe est qualifié de parallaxe annuelle, mesurée en seconde d’arc. Mais cet angle reste faible. Pour une étoile située à environ dix années-lumière, la parallaxe n’excède pas les 0,35 seconde d’arc.La parallaxe diurne, quant à elle, est visible uniquement sur les objets du Système solaire. Elle a pour longueur de base, le rayon de la Terre.Notez que la distance qui nous sépare d’une étoile mesurée en parsecs est simplement de 1/parallaxe (soit en années-lumière 3,2616/parallaxe) si la parallaxe est exprimée en secondes d’arc. Et si jusque dans les années 1980, la parallaxe de seulement 8.000 étoiles était connue, le satellite Hipparcos a permis de mesurer ensuite une précision de l’ordre de la milliseconde d’arc, la parallaxe de quelque 120.000 étoiles. Plus récemment, le satellite Gaia a effectué des observations qui ont permis de révéler les parallaxes de plus de 1,3 milliard d’étoiles.