En haut et au second plan, une image de [popupdefinition id=3691]Pluton[/popupdefinition] (1.185 km de rayon) en [popupdefinition id=4126]couleurs[/popupdefinition] quasi r&eacute;elles et au premier plan, &agrave; droite en bas, une image de sa principale [popupdefinition id=2550]lune[/popupdefinition] [popupdefinition id=3692]Charon[/popupdefinition] (607 km de rayon) en fausses couleurs prise&nbsp;par la sonde [popupdefinition id=3607]New Horizons[/popupdefinition] le 14 juillet 2015. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute, CC0

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Pluton et sa lune Charon

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

Nasa

La mission New Horizons est la première du programme d’exploration planétaire New Frontiers de la Nasa, avec Juno et Osiris-Rex. D’une masse de 478 kg au départ, la sonde embarque plusieurs instruments scientifiques (30 kg en tout) dont des spectromètres dans l’infrarouge et le visible (MVIC et Leisa, regroupés dans l’instrument Ralph), un imageur couleur et panchromatique (Lorri) et d’autres instruments capables de mesurer les particules chargées et la poussière environnante.Son énergie lui vient d’un générateur thermoélectrique à radioisotope. Du plutonium naturellement radioactif produit de la chaleur qui est convertie (en partie) en électricité.New Horizons a été lancée par une fusée Atlas V-551 le 19 janvier 2006, depuis le pas de tir du Centre spatial Kennedy, en Floride. Sa vitesse d’injection sur l’orbite est la plus élevée pour une sonde après son départ de la Terre : 16,26 km/s (58.536 km/h) par rapport à notre planète et 45 km/s (162.000 km/h) par rapport au Soleil (puisque s’y ajoute la vitesse de la Terre). Elle a atteint l’orbite de la Lune en 9 heures (3 jours pour les missions Apollo) puis Jupiter en 13 mois (6 ans pour Galileo). La vitesse a diminué ensuite continûment.Le périple de New Horizons à travers le Système solaire pour rejoindre Pluton en 2015. © Nasa, JHUAPLDe la Terre à Pluton, neuf ans et demi de voyageLe passage près de Jupiter, en février 2007, a été l’occasion d’observations scientifiques et d’une assistance gravitationnelle, qui a augmenté la vitesse héliocentrique de 3,83 km/s, de 17 à 21 km/s (soit 75.600 km/h). La vitesse a continué à baisser ensuite et l’engin humain le plus rapide actuel reste Voyager 1 (qui a bénéficié de quatre assistances gravitationnelles).La sonde a ensuite poursuivi sa croisière interplanétaire vers Pluton avec 18 périodes d’hibernation et des mesures de poussières interplanétaires grâce à l’instrument VBSDC (Venetia Burney Student Dust Counter). Le survol de Pluton a été effectué comme prévu le 14 juillet 2015, à 12.500 km de distance, de même que celui de Charon, à 28.800 km. Les autres satellites, Nix, Hydre, Kerbéros et Styx, découverts peu avant et après le départ de la sonde, ont été observés de loin mais n’ont pas fait l’objet d’expériences spécifiques.New Horizons a pu effectuer une cartographie de la surface de Pluton et de Charon durant son approche et ensuite, durant les quelques jours suivant son éloignement. Lors des survols de Pluton et de Charon, un seule moitié de chacun de ces deux corps a pu être observée avec la meilleure résolution. La fine atmosphère de Pluton été observée au moment d’une occultation du Soleil (en UV, avec l’instrument Alice) et, grâce à un signal radio envoyé de notre planète, d’une occultation de la Terre (expérience Rex). Elle a également étudié la perte de cette atmosphère et ses interactions avec le vent solaire local (instruments Swap et Peppsi).Avec un débit de 1.000 bits/s à 4.000 bits/s dans le meilleur des cas, le téléchargement vers la Terre des premières images recueillies le 14 juillet a pris 2 mois. Le retour de toutes les données dura 16 mois et s’est achevé en novembre 2016.Pluton et Charon photographiés par New Horizons lors de sa visite historique le 14 juillet 2015. © Nassa, SwRI, JHUAPLPluton et Charon révélées par New HorizonsLes données recueillies ont montré un nouveau visage de Pluton et de Charon, tous deux plus actifs qu’on ne le pensait. Sur Pluton, le relief est varié et des glaces forment des surfaces semblant très jeunes (car dépourvues de cratères). Le cas le plus spectaculaire est celui de la plaine Spoutnik, dans la région Tombaugh (le « cœur » de Pluton, devenu célèbre), où sont visibles des structures polygonales.La sonde continue son chemin au sein de la ceinture de Kuiper vers une cible, qui a été choisie en octobre 2015. Découvert en 2014 par le télescope Hubble et provisoirement baptisé 2014 MU69 (surnommé Ultima Thulé en 2018), cet objet de Kuiper sera à 43,4 UA (unités astronomiques), soit quelque 6,5 milliards de kilomètres du Soleil, lors de son survol par New Horizons, le premier janvier 2019. Ce corps d'environ 25 kilomètres de long pourrait être double.La mission prendra fin, en principe, en 2020, mais la sonde aura suffisamment d’énergie pour continuer à fonctionner encore quelque temps. New Horizons, dont la vitesse est supérieure à celle de la libération du Soleil à cette distance, poursuivra ensuite sa route et finira par quitter le Système solaire.

New Horizons

Charon est la plus grosse lune de Pluton. Elle a été découverte le 22 juin 1978 par l’astronome américain James Christy, lorsque ce dernier a remarqué des protubérances anormales sur des images de Pluton, qui apparaissaient de façon régulière – tous les 6,4 jours – d’un côté et de l’autre de la planète naine, anciennement neuvième planète de notre Système solaire. C’est la première lune de Pluton découverte, sachant que le système plutonien comporte quatre autres satellites. 
Charon est un cas à part sur bien des aspects. Elle tourne autour de Pluton en 6,4 jours terrestres, mais les deux corps orbitent autour d’un centre de gravité commun. D’autre part, Charon mesure presque la moitié de la taille de Pluton et fait un huitième de sa masse. Dans notre Système solaire, c’est le satellite naturel le plus gros par rapport au corps principal qu’il orbite. Ce qui fait dire à certains astronomes que Pluton et Charon forment un couple de planètes naines.
Cette image composite a été réalisée avec les données fournies par la sonde New Horizons qui a survolé le système plutonien en juillet 2015. La sombre et grisâtre Charon, en haut à gauche, se cache timidement derrière Pluton. © Nasa, JHUAPL, SwRI
Une lune glacée encore bien mystérieuse
Pluton et Charon sont encore plus proches qu’on l’imagine, physiquement et symboliquement. Seuls 19.600 km environ les séparent. Elles sont de plus liées par un phénomène de rotation synchrone exceptionnel : elles se montrent mutuellement toujours la même face. Pluton et sa lune partagent également une histoire commune dans la mythologie grecque : Charon navigue sur le Styx, transportant sur sa barque les âmes à destination des Enfers, dont Pluton est le dieu (équivalent d' Hadès dans la mythologie romaine).
Comme Pluton, Charon est un corps glacé. Elle est constituée majoritairement de glaces de méthane et d’azote. Elle pourrait posséder également de la glace d’eau, ainsi qu’un cœur rocheux. Aucune sonde ne s’est posée à sa surface, mais des télescopes terrestres ainsi que le télescope spatial Hubble l’ont observée, révélant sa surface grisâtre et la présence possible d’une forme de cryovolcanisme. La sonde New Horizons, affectée à l’étude du système plutonien et des corps de la ceinture de Kuiper, a survolé Charon en 2015. Elle a acquis des images plus détaillées de sa surface et des informations sur sa topographie. Charon est notamment déchirée par un canyon monstrueux s’étendant sur 700 km, plus long que le Grand Canyon.
L’origine de Charon n’est pas encore établie. Les astronomes ont deux théories. La première suppose que la lune a été formée il y a 4,5 milliards d’années par accrétion des débris d’impact suite à la collision entre Pluton et un autre corps de la ceinture de Kuiper. La seconde veut qu’une collision se soit produite entre les jeunes Pluton et Charon encore en formation, sans pour autant provoquer leur destruction.

Charon

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

Pluton

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

Couleur

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

Lune

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[popupdefinition id=3707]Dion&eacute;[/popupdefinition] est une des [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] d&eacute;couverte par [popupbiographie id=250]Jean-Dominique Cassini[/popupbiographie] en 1684. Elle a &eacute;t&eacute; photographi&eacute;e de pr&egrave;s par la sonde Cassini. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/|a58b926dced2a9bd1a35de9e07a855a6| Space Science Institute, CC0

Saturne et sa lune Dioné

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

Jet Propulsion Laboratory

Astronome d'origine italienne, naturalisé français, né le 8 juin 1625, d'abord au service du pape puis de Louis XIV qui l'invite à Paris en 1669, il est associé aux travaux de l'Académie Royale et s'installe dans les nouveaux bâtiments de l'Observatoire de Paris en 1671. Il y découvre, entre autres, 4 satellites de Saturne et la division des anneaux qui porte son nom. 

Giovanni Domenico Cassini est né en 1625 à Périnaldo, petite ville du comté de Nice alors en Italie. Après de solides études de lettres, de théologie et de jurisprudence, une grande curiosité intellectuelle le pousse vers la poésie et l'étude des mathématiques et de l'astronomie. Un riche amateur de Modène, le marquis C. Malvasia, l'invite à venir dans son observatoire. Là de nombreux instruments sont mis à sa disposition, et il peut travailler avec deux astronomes de grande notoriété: les pères Riccioli et Grimaldi.
Par ses observations de très bonne qualité et ses publications astronomiques de valeur, il se fait bientôt un nom célèbre, ce qui lui vaut d'être nommé professeur d'astronomie à l'Université de Bologne en 1650 : il a alors vingt-cinq ans. Peu après, il est délégué par le Sénat de Bologne pour arbitrer un différent entre Bologne et Ferrare à propos de la régulation des cours du Reno et du Pô. En 1663, il est nommé superintendant des fortifications et entre au service du Pape. Sa notoriété a franchi les frontières et, en 1668, Colbert, qui recherche des savants étrangers pour la nouvelle Académie, lui offre d'en devenir membre correspondant. Il accepte. Colbert l'invite alors à venir en France pour un séjour de durée limitée afin de l'aider dans la construction du nouvel observatoire. 

Le Pape l'autorise à partir temporairement et lui conserve ses titres et émoluments. De plus, Colbert lui offre des conditions avantageuses : son voyage est payé (1000 écus), il sera logé gracieusement et recevra une pension de 9000 livres.
Il quitte donc Bologne en février 1669 et arrive à Paris le 4 avril. Il est reçu par le Roi quelques jours après avec une faveur toute particulière. Il participe immédiatement aux travaux de l'Académie, et il essaie de faire modifier les plans de Perrault pour mieux adapter le bâtiment aux observations astronomiques. Mais son français est hésitant, son caractère autoritaire, et sa situation privilégiée auprès du Roi font qu'il n'est pas très favorablement accueilli par certains académiciens. 
Pensant rester peu de temps en France, il ne fait pas beaucoup d'efforts au début pour s'adapter aux moeurs et à la langue française. Mais il est peu à peu séduit par la vie et les conditions de travail qui lui sont faites; son ambition lui fait jouer un rôle actif dans l'important programme de recherche engagé par l'Académie et, réussissant à vaincre beaucoup d'oppositions, il y gagne des collaborations essentielles. 
Dès 1671, avant même que l'Observatoire ne soit achevé, il s'installe dans l'appartement préparé pour lui, et commence ses travaux d'observation et de recherche. Malgré plusieurs rappels du Pape, il se plaît tant qu'il manifeste le désir de rester en France, et sollicite sa naturalisation, qu'il obtient en avril 1673. 
Il découvre quatre satellites de Saturne : Japet (1671), Rhéa (1672), Thétis et Dioné (1684) ainsi que la fameuse division dans les anneaux qui porte son nom (1675)*.
Devenu aveugle en 1710, il meurt en 1712 et sera inhumé à Saint-Jacques-du-Haut-Pas, sa paroisse. 
Cassini est le premier d'une véritable dynastie d'astronomes parisiens : son fils Jacques Cassini (Cassini II, 1677-1756), son petit-fils César François Cassini (Cassini III, 1714-84) et son arrière-petit-fils Jean Dominique Cassini (Cassini IV, 1748-1845).
*N.B. En hommage à ses découvertes, le consortium ESA-NASA, a appelé Mission Cassini, l'ensemble comprenant le vaisseau spatial et la sonde Huygens qui a atteint le système saturnien en juillet 2004. 

Pour aller plus loin : 
Références (d'après Raymonde Barthalot, historienne des sciences, Observatoire de la Côte d'Azur) : 
- J.D. Cassini IV, Mémoires pour Servir à l'Histoire des Sciences et à celle de l'Observatoire de Paris, suivis de la vie de J.D Cassini écrite par lui-même, et des Eloges de plusieurs académiciens morts pendant la Révolution, Paris 1810 - J.B. Delambre, Histoire de l'Astronomie Moderne, 2 vol., Courcier lib. pour les Sciences, Paris, 1821. - A.F.0'D. Alexander, THE PLANET SATURN, A History of Observation, Theory and Discovery, (Toronto, London 1962), Dover Publications, New York, 1980 - R. Barthalot, L'Observatoire de Paris : Histoire, Science, politique (1667 -1795), thèse(3ème Cycle) Paris I-Panthéon-Sorbonne, 1982. - A.Cassini, GIO : DOMENICO CASSINI, Uno scienziato del Seicento, Testi e Documenti, Edizione a cura del Comune di Perinaldo, (Imperia), 1994. - E.Baiada, F. Bonoli, A. Braccesi, L'astronomia a Bologna, Museo della Specola, parte I, Universita degli Studi di Bologna, Cisma, Dipartimento di Astronomia, 1995. - Observatoire de Paris

Jean-Dominique Cassini

Saturne

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

Dioné

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[popupdefinition id=3712]Japet[/popupdefinition] est le troisi&egrave;me plus grand satellite de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition]. Japet est principalement connu pour sa coloration &eacute;nigmatique, l'un de ses h&eacute;misph&egrave;res &eacute;tant particuli&egrave;rement brillant tandis que l'autre est tr&egrave;s sombre. Quelques explications ont cependant &eacute;t&eacute; propos&eacute;es. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/|842f143b84f2fcaa90f45ac45b193ff9| Space Science Institute PD

Saturne et sa lune Japet

Japet (Saturne VIII) a été découvert par Cassini en 1671. Sa période de révolution est de 79 jours et 8 heures. 
Japet présente un hémisphère très sombre et l'autre très clair. C'est la face avant du satellite qui, comme pour Téthys, est la plus sombre.
Image de la surface de Japet prise par la sonde Cassini le 10 septembre 2007. La face brillante est bien visible Crédit : JPL/Nasa
Le fait que Japet présente deux hémisphères aussi différents n'est toujours pas bien compris, et cela représente une des nombreuses énigmes de cette lune de Saturne.
L'équateur de Japet est occupé par une chaîne montagneuse dont l'origine reste inconnue. Une hypothèse en fait le reste d'un ancien anneau. Selon une autre, il s'agirait la trace d'une époque ancienne où Japet intersectait peut-être l'anneau de Saturne. Ces deux hypothèses semblent aujourd'hui peu probables.
Image de la chaîne de montagne de Japet sur l'hémisphère sombre. Crédit : JPL/Nasa
La face brillante de Japet est constituée de glace d'eau pour une grande part mais une autre composante a été détectée par Cassini lors de son survol rapproché du 10 septembre.
Détail de la face blanche. Crédit : JPL/Nasa
Japet est mythique pour les fans du livre d'Arthur Clarke, 2001, l'odyssée de l'espace, car c'est là que David Bowman rencontre le second monolithe noir qui contient en fait un trou de ver.

Japet

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Avec ses 103 &times; 79 &times; 64 km, Pandore, une des [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], n'a &eacute;t&eacute; d&eacute;couverte qu'en 1980 sur des images de [popupdefinition id=3631]Voyager 1[/popupdefinition]. On la voit ici sur une image de Cassini. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], CC0

Saturne et sa lune Pandore

Voyager 2 a été lancée le 20 août 1977, suivi par le lancement de Voyager 1 seize jours plus tard. Aujourd'hui ces sondes ont quitté le système solaire. Voyager 1 a dépassé la sonde Pioneer 10 et est maintenant l´objet terrestre le plus éloigné de nous. 
Parties de la Terre en 1977, les sondes Voyager arrivèrent à Jupiter en 1979 et à Saturne en 1980. Seule Voyager 2 continua vers Uranus atteinte en 1986 et Neptune en 1989. La mission des sondes Voyager fut l´une des missions qui apporta les informations les plus extraordinaires sur les planètes géantes et leur cortège de satellites. De nouveaux mondes non encore imaginés s´ouvraient alors à l´exploration humaine.
Jupiter
En arrivant dans le système jovien, les sondes Voyager firent une moisson de données. Elles découvrirent : 
-un anneau autour de Jupiter ;-les mouvements de la haute atmosphère de Jupiter ;-des aurores boréales au dessus de Jupiter ;-des orages provoquant de gigantesques éclairs ;-les volcans très actifs du satellite Io ;-la nature de glace du satellite Europe.
Saturne
Les découvertes les plus importantes des sondes Voyager dans le système de Saturne concernent les anneaux, plus nombreux que prévus (près de mille nouveaux anneaux découverts) dont certains très ténus, "gardés" par des petits satellites qui confinent leur matière par leur influence gravitationnelle.
Uranus
La planète Uranus est restée mystérieuse : la sonde Voyager 2 nous a montré une planète de couleur uniforme contrairement aux autres planètes géantes. 
Neptune
La planète Neptune, si lointaine que l´on en connaissait peu de choses, dévoila la structure de ses nuages et de sa tache sombre.

Voyager 2

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[popupdefinition id=3708]Rh&eacute;a[/popupdefinition] est le deuxi&egrave;me plus grand satellite de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] par la taille apr&egrave;s [popupdefinition id=3709]Titan[/popupdefinition]. Il est ici photographi&eacute; par la sonde Cassini. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/|214b230c5fb0bab9ac9b131a6a2e7433| Space Science Institute, CC0

Saturne et sa lune Rhéa

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

Titan

Rhéa (Saturne V) a été découvert par Cassini en 1672. Sa période de révolution est de 4 jours et 12 heures. Rhéa ressemble étonnamment à Dioné avec des hémisphères "avant" et "arrière" pareillement dissemblables

Rhéa

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[popupdefinition id=3709]Titan[/popupdefinition] (5.151 km de diam&egrave;tre) est le plus grand satellite de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition]. On voit ici une image recompos&eacute;e de la surface de Titan en [popupdefinition id=1011]infrarouge[/popupdefinition] &agrave; travers son [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] vue par la sonde Cassini. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/|6b12cf032d67ca3995e5e2759f3ee673| University of Arizona/University of Idaho, CC0

Saturne et sa lune Titan

L’atmosphère est, au sens large, une couche gazeuse qui enveloppe certains astres. La Terre ainsi que d’autres planètes ou les étoiles en sont pourvues. Une atmosphère peut contenir des particules en suspension (poussières, aérosols, etc.) ou atteindre des températures très élevées, comme c’est le cas pour les étoiles, engendrant alors une émission de lumière.Composition de l'atmosphère terrestreL’atmosphère terrestre est la partie la plus proche du sol de la Terre. C'est une couche de gaz qui entoure le globe maintenue par la force gravitationnelle et qui l'empêche de se disperser dans l'univers. Elle correspond à la couche de gaz et de particules qui entoure notre planète. L’air, inodore et incolore, se compose très majoritairement de diazote (78 %), de dioxygène (21 %) et d’autres gaz, dont l’argon et le dioxyde de carbone. Ceux-ci, cumulés aux particules en suspension, jouent un rôle fondamental dans le maintien de la vie : absorption partielle du rayonnement ultraviolet, tampon thermique ou réchauffement de la surface par effet de serre. Ainsi, entre le jour et la nuit, les températures fluctuent peu. Autre gaz, la vapeur d'eau peut se modifier et contenir aussi bien des éléments liquides tels que les embruns, la pluie…) ou solides tels que les grêlons, flocons de neige, particules de poussières. L'atmosphère transporte également des corps étrangers, résultant de l'activité humaine (pesticides, oxydes d’azote…) ou de processus naturels (pollens, particules issues d'éruption volcanique).L'atmosphère terrestre. © meteotek08, Flickr, Wikimedia Commons, CC by-sa 2.0Les couches de l'atmosphère terrestreSa limite est difficile à déterminer car il n’existe pas de frontière nettement dessinée. La Fédération aéronautique internationale a placé la frontière entre l'atmosphère et l'espace à 100 km et a baptisé cette limite Ligne de Kármán.Néanmoins, l’atmosphère terrestre se compose de plusieurs couches :
la troposphère, présente au niveau du sol jusqu’à une dizaine de kilomètres d’altitude et concentrant la majeure partie de la masse de l’air et des phénomènes météorologiques ;
la stratosphère, qui compose le niveau supérieur, jusqu’à 50 km d’altitude, et héberge la couche d’ozone, absorbant une grande partie du rayonnement solaire ;
la mésosphère, située entre 50 et 80 km d’altitude ;
la thermosphère, jusqu’à 800 km d’altitude ;
l’exosphère, qui se poursuit jusqu’à 50 000 km d’altitude, avec une densité gazeuse très faible.
L’atmosphère comme unité de pressionEn métrologie, symbolisée atm, l’atmosphère peut aussi désigner une unité de pression non incluse dans le système internationale. Elle équivaut à la pression atmosphérique normale au niveau de la mer, soit 101 325 pascals (Pa).

Atmosphère

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

Infrarouge

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[popupdefinition id=3711]Hyp&eacute;rion[/popupdefinition] est un satellite myst&eacute;rieux de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] dont le diam&egrave;tre moyen est de 270 km. Sa rotation est chaotique. L'image a &eacute;t&eacute; prise par la sonde Cassini. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], CC0

Saturne et son satellite Hypérion

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

Hypérion

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La [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], Th&eacute;tys, appara&icirc;t au premier plan de ce montage de photos&nbsp;prises par la sonde Cassini. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/|a9fa8d6208e0a491603f87162a89dda1| SSI/Gordan Ugarkovic CC by-sa&nbsp;2.5

Saturne et sa lune Thétys

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Une vue du satellite D&eacute;imos, de Mars, prise par la sonde [popupdefinition id=2553]Mars Reconnaissance Orbiter[/popupdefinition] (MRO). &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Mars et son satellite Déimos

L'orbiter Mars Reconnaissance Orbiter (MRO), d'une valeur de 700 millions de dollars, est la plus grande sonde jamais envoyée vers Mars. Sa mission consiste à réaliser une cartographie haute résolution de la planète et d'obtenir des données spectrales du sol martien de manière à identifier des sites d'étude pour de futurs atterrisseurs martiens. Lancée en août 2005 elle est parvenue à destination en mars 2006.

Mars Reconnaissance Orbiter

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[popupdefinition id=3721]Phobos[/popupdefinition] est le plus grand des deux satellites de Mars et il en est le plus proche. Il est ici photographi&eacute; avec une [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] de 7 m&egrave;tres par [popupdefinition id=591]pixel[/popupdefinition], par la cam&eacute;ra HRSC de la sonde [popupdefinition id=3586]Mars Express[/popupdefinition] de l'[popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition]. &copy; Banco de Im&aacute;genes Geol&oacute;gicas, CC by 2.0

Mars et son satellite Phobos

La résolution est utilisée en informatique pour désigner la densité de pixels d’une image. Elle s’exprime en ppi (pixels per inch) ou ppp (pixels par pouce) lorsqu’il s’agit de l’affichage d’un écran et en dpi (dots per inch) ou PPP (points par pouce) pour le rendu d’une imprimante ou d’un scanner. Les unités françaises étant très proches (ppp pour les écrans et PPP pour les impressions), la confusion est courante.Ne pas confondre « résolution » et « définition »Plus la résolution d’une image est élevée et plus elle apparaîtra détaillée et précise. Mais l’œil humain est limité et perçoit les détails d’une image jusqu’à une résolution maximale qui dépend de la distance à laquelle il se situe du sujet. À 20 cm, la précision maximale de l’œil humain correspond à une résolution de 380 dpi. À 1 m, elle est de 76 dpi et à 10 m, elle descend à 7,6 dpi. En termes mathématiques, on estime que le pouvoir de résolution de la vision humaine est d’environ une minute d’arc. Depuis 2012, Apple crée des produits dont les écrans sont qualifiés de « Retina ». Cela fait référence au fait que la résolution angulaire de ces écrans est proche ou supérieure au pouvoir de résolution de la vision humaine. Depuis, d’autres constructeurs proposent des écrans à la résolution plus élevée, ce qui n’est pas toujours justifié dans la mesure où l’œil est incapable de distinguer la différence.On observe couramment un abus de langage du terme « résolution », qui est utilisé par les fabricants, les vendeurs et les développeurs dans l’expression « résolution d’affichage », exprimée en pixels (par exemple 1920x1080 pour la Full HD). Dans ce cas, c’est le mot « définition » qui devrait être utilisé, pour désigner une quantité totale de pixels. Certains logiciels de graphisme de la suite Adobe utilisent le terme « dimension » d’image, tandis que Microsoft le nomme « largeur de trame ». 

Résolution

Le pixel est une unité de mesure. Appelé px, il signifie picture element. Il permet de mesurer la qualité d’une image numérique matricielle sur ordinateur ou télévision par exemple. Le pixel a généralement une forme rectangulaire ou carrée. Il contient des informations concernant les nuances de couleurs, leur nombre, mais aussi la transparence ou la texture. Plus une image contient de pixels et de couleurs, plus sa résolution sera haute et sa qualité élevée.Lorsqu’on agrandit une image, on voit alors apparaître tous les pixels dont elle est composée. Le pixel occupe une place lors de son affichage, ainsi les pixels des écrans noir et blanc occupent une place d’un octet seulement. À l’inverse, aujourd’hui, les plus hautes définitions peuvent posséder des pixels allant jusqu’à 32 bits. Les écrans 16,8 millions de couleurs comportent des pixels de 24 bits, mais parfois, ils prennent davantage de place pour coder et afficher la transparence notamment. Plus le pixel comportera d’espace mémoire, plus l’image possédera de couleurs et sera nette.À quoi sert le Pixel ?Le pixel définit la résolution ainsi que la définition d’une image. Il permet l’affichage correct d’une image numérique sur écran. Sous forme codée avec une succession de 0 et de 1, il va apporter les informations nécessaires pour afficher l’image dans une certaine dimension. De plus, il va aussi apporter des informations sur sa qualité ainsi que sur les nuances de couleurs et de textures à afficher.La résolution d’une image correspond au nombre de pixels que l’image contient en termes de longueur. Elle peut s’écrire dpi, ppp ou encore en points par centimètres. La définition, quant à elle, représente le nombre de pixels présents dans l’image en hauteur et en largeur. On retrouve l’utilisation des pixels sur les écrans d’ordinateurs ou de télévisions, sur les tablettes, mais aussi dans les appareils mobiles ou encore dans les appareils photos numériques. Son utilisation est donc très importante pour le milieu high-tech et les nouvelles technologies. Comment pixeliser une image ?Il existe plusieurs raisons pour lesquelles on peut souhaiter pixeliser une image. Vous pourriez notamment vouloir préserver l’anonymat d’une personne en pixelisant sa photo ou encore, vouloir créer un effet artistique par cette technique. Pour ce faire, différents moyens s’offrent à vous. Vous pouvez utiliser un outil en ligne comme « I love Img » ou « Pixlr », il vous faudra alors télécharger l’image que vous voulez pixeliser.Vous pouvez également faire appel à un logiciel de traitement d’image comme Gimp ou Photoshop. Si vous utilisez ce dernier, vous pourrez donner du style à vos photos, en décidant de pixeliser une partie de votre photo par exemple. Pour ce faire, vous devrez ouvrir la photo dans le logiciel Photoshop et déverrouiller le calque d'arrière-plan. Vous pourrez utiliser différentes techniques pour arriver à créer un effet esthétique qui vous plaise.Des photos à 200 mégapixels, c’est possible chez HasselbladPour pixeliser votre sujet, vous pouvez cliquer sur Sélectionner un sujet et le logiciel va alors pixeliser avec une grande précision l'endroit souhaité. Si vous souhaitez y apporter des précisions, vous pouvez appliquer un masque. Si vous n'avez pas installé Photoshop, vous pouvez quand même pixeliser votre image grâce à Microsoft Paint. Pour cela, rendez-vous dans Microsoft Paint, puis ouvrez l’image à redéfinir. Ensuite, vous pouvez sélectionner tout ou partie de l’image. Dans l’onglet Images, cliquez sur Redimensionner, selon votre version de Microsoft, vous pouvez avoir Resize/Skew au lieu de Redimensionner, mais cela correspond à la même action.Le bouton de redimensionner correspond à un carré en pointillé. Une fois dans la boîte de dialogue, vous pouvez décider de redimensionner en pourcentage ou en pixels, c’est à vous de voir ce qui est le mieux. Choisissez les valeurs horizontales et verticales, puis cliquez sur Ok. Vous pouvez également cocher la case conserver les proportions pour garder un effet réaliste. 

Pixel

Phobos est l'une des deux lunes de Mars qui n'ont été découvertes que dans la seconde moitié du XIXe siècle, plus précisément en 1877, et à quelques jours d’intervalle pendant le mois d’août, par l’astronome états-unien Asaph Hall. Leurs noms furent initialement suggérés à Hall par Henry Madan, professeur au collège d'Eton, d'après le livre XV de l'Iliade. Hall les appela donc Phobos et Deimos, c’est-à-dire les jumeaux que le dieu Arès (Mars dans la mythologie romaine) eut de la déesse Aphrodite, et qui sont donc des divinités mineures de la mythologie grecque, signifiant respectivement en grec, la Peur et la Terreur.Phobos et Deimos ont plus de ressemblance avec les astéroïdes qu'avec la Lune de la Terre de par leurs petites tailles (entre 10 et 30 kilomètres environ), leurs formes irrégulières et l’aspect de leurs surfaces. Possédant un spectre bien particulier, on peut même les rapprocher des astéroïdes de type C ou D qui sont vraisemblablement les parents de certaines chondrites carbonées.Une présentation de Phobos et Deimos. Pour obtenir une traduction en français assez fidèle, cliquez sur le rectangle blanc en bas à droite. Les sous-titres en anglais devraient alors apparaître. Cliquez ensuite sur l'écrou à droite du rectangle, puis sur « Sous-titres » et enfin sur « Traduire automatiquement ». Choisissez « Français ». © Dreksler AstralPhobos et Deimos, une composition et une origine problématiquesToutefois, les caractéristiques orbitales de Phobos et Deimos ne correspondent pas avec l’hypothèse qui en ferait des astéroïdes capturés par Mars. Elles cadrent bien avec celle qui en ferait des objets qui se seraient accrétés à partir d’un anneau de matière produit par une collision entre Mars et un corps céleste. Un scénario analogue à celui proposé pour expliquer l’origine de la Lune par une collision entre la Terre et une petite planète de la taille de Mars, baptisée Théia, a donc aussi été avancé.Selon l'astrophysicienne Robin Canup, les nouvelles simulations rendent particulièrement bien compte des caractéristiques de Phobos et Deimos (les très faibles inclinaison et excentricité orbitales des deux satellites), si l'on imagine un impact avec un corps céleste de moins grande taille qu’initialement considérée. Il suffirait d’une collision entre Mars et un objet dont la taille serait comprise entre celle de Vesta et Cérès, c’est-à-dire entre 500 et 1.000 kilomètres de diamètre environ.Mais cela implique que les deux lunes soient formées pour l’essentiel de matériaux issus de Mars, ce qui ne collerait pas vraiment avec la signature spectrale de Phobos et Deimos. On peut cependant expliquer ce paradoxe en faisant intervenir l’érosion spatiale avec le vent solaire ou tout simplement en admettant que les chercheurs français ont raison. Ils ont remis en cause les signatures spectrales des deux lunes qui seraient en fait compatibles avec celles de Mars.Une autre conséquence de l’hypothèse de la collision est que Phobos et Deimos devraient être très pauvres en eau puisqu’ils proviendraient de matériaux chauffés à hautes températures par cette collision. Pour véritablement trancher entre les propositions, il faudrait bien mieux connaître la composition des deux lunes.Et c’est précisément ce que se propose de faire la mission MMX (Martian Moons Exploration), notamment en ramenant sur Terre un échantillon d’au moins dix grammes du sol de Phobos, prélevé à une profondeur d'au moins deux centimètres sous la surface.

Phobos

Après l’échec de la mission russe Mars-96, l’Agence spatiale européenne a repris à son compte les objectifs scientifiques de cette mission. En juin 1997, l’ESA décida en effet de concevoir la mission Mars Express avec certains instruments de rechange de la défunte mission russe. L’ensemble comporte un orbiteur emportant une charge utile de sept instruments et un atterrisseur, Beagle 2, sous responsabilité britannique.
Mars Express nous offre une superbe photo de la Planète rouge pour ses 15 ans
La mission Mars Express a été lancée en juin 2003 (à une période durant laquelle Mars était exceptionnellement proche de la Terre) et injectée en orbite martienne le 25 décembre 2003. L’orbiteur est chargé d’effectuer :
une cartographie à haute résolution (10 mètres) et pour certains sites avec une très haute résolution de 2 mètres ; une cartographie minéralogique à 300 mètres de résolution ;l’étude de la circulation et de la composition atmosphérique globale ;le sondage du sous-sol par ondes radar à l’aide de l’instrument Marsis afin de détecter la glace et l’eau liquide dans le premier kilomètre sous la surface ;l’étude des interactions surface-atmosphère, ainsi que de l’atmosphère avec le milieu interplanétaire.
L’échec de Beagle 2
Le 19 décembre 2003, le petit atterrisseur se détachait de la sonde et plongeait dans l’atmosphère martienne. Conçu par le National Space Centre, un centre de recherche britannique, l’engin était baptisé Beagle 2, en l’honneur de Charles Darwin qui a initié ses réflexions sur la théorie de l’évolution lors de son long voyage sur le navire Beagle dans les années 1830.
L’engin était petit (1 m de diamètre pour 25 cm d’épaisseur), pour 33,2 kg au moment de l’atterrissage. Après déploiement de quatre couvercles portant des cellules photovoltaïques, un bras devait se déployer pour aller prélever un échantillon de sol aux fins d’analyses chimiques. Beagle 2 devait aussi étudier l’atmosphère autour de lui.
Aucun signal n’a été reçu du sol et Beagle 2 a été considéré comme perdu. En janvier 2015, l’orbiteur de la Nasa MRO (Mars Reconnaissance Orbiter), grâce à son instrument HiRise, a repéré l’atterrisseur, qui s’était correctement posé. Mais deux des quatre panneaux ne se sont pas déployés, empêchant la mission au sol et les télécommunications.
Des résultats scientifiques très riches
L’un des enjeux majeurs de la mission Mars Express concerne l’eau, solide en surface, voire liquide en profondeur. Chaque instrument s’y rapporte d’une manière ou d’une autre. À l’époque de la conception de la mission, la présence d’eau liquide en surface dans la jeunesse de Mars était déjà connue. Le travail à réaliser pour un orbiteur était d’étudier finement la géologie de la planète pour y lire des traces du passé et pour y étudier le sous-sol, où l’eau peut exister à l’état liquide à partir d’une certaine profondeur.
Les réussites scientifiques de Mars Express sont nombreuses et la mission a été prolongée plusieurs fois. Une mise à jour logicielle en 2018 devrait prolonger la mission jusqu'au milieu des années 2020. 
Voici quelques résultats marquants :
2004 : détection de glace d’eau au pôle sud de Mars ;2006 : révélations sur le sous-sol de Mars, plus complexe que prévu ;2006 : la sonde photographie le « visage de Mars », célèbre depuis 1976 et la vue qu’en avait faite l’orbiteur de la mission Viking 1.2010 : Phobos et Deimos survolés de près et imagés ;2012 : établissement d’une carte gravimétriques des volcans martiens ;2012 : travail conjoint avec les orbiteurs Mars Odyssey et MRO, et relais radio lors de l’atterrissage du rover Curiosity ;2013 : établissement d’une cartographie complète de Mars ;2016 : relais radio lors de l’atterrissage du module Schiaparelli.

Mars Express

L'ESA (European Space Agency) est l'Agence spatiale européenne. Equivalent de la NASA en Europe. 
L'Agence spatiale européenne représente pour l'Europe une porte d'accès à l'espace. Sa mission consiste à façonner les activités de développement des capacités spatiales européennes et à faire en sorte que les citoyens européens continuent à bénéficier des investissements réalisés dans le domaine spatial. 
L'ESA compte 18 États membres. En coordonnant les ressources financières et intellectuelles de ses membres, elle peut entreprendre des programmes et des activités qui vont largement au-delà de ce que pourrait réaliser chacun de ces pays à titre individuel. 
Que fait l'ESA ?
L'ESA a pour mission d'élaborer le programme spatial européen et de le mener à bien. Les projets de l'Agence sont conçus pour en apprendre davantage sur la Terre, sur son environnement spatial immédiat, sur le système solaire et sur l'Univers ainsi que pour mettre au point des technologies et services satellitaires et pour promouvoir les industries européennes. L'ESA travaille également en étroite collaboration avec des organisations spatiales hors d'Europe de manière à ce que les bienfaits de l'espace profitent à l'humanité entière. 
Qui fait partie de l'ESA ?
Les 18 États membres de l'ESA sont l'Autriche, la Belgique, la République tchèque, le Danemark, la Finlande, la France, l'Allemagne, la Grèce, l'Irlande, l'Italie, le Luxembourg, les Pays-Bas, la Norvège, le Portugal, l'Espagne, la Suède, la Suisse et le Royaume-Uni. La Roumanie deviendra membre de l'ESA en 2011. De plus, la Hongrie, la Pologne, l’Slovénie et l’Estonie sont des États européens coopérant avec l’ESA. Le Canada participe à certains projets de l'ESA au titre d’un accord de coopération. 
Comme il ressort de cette liste, tous les pays membres de l'Union européenne ne sont pas membres de l'ESA et inversement tous les États membres de l'ESA ne sont pas membres de l'UE. L'ESA est une organisation entièrement indépendante bien qu'elle entretienne des relations étroites avec l'UE en vertu d'un accord-cadre conclu entre les deux organisations. L'ESA et l'UE partagent une même stratégie européenne pour l'espace et élaborent ensemble une politique spatiale européenne. 
En 2011, son budget s'est élevé à 4 milliards d'euros. Bien moins que sa consœur la NASA. 
Tout savoir sur l'ESA >Champ lexical : agence Spatiale Européenne | european Space Agency

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[popupdefinition id=3695]Triton[/popupdefinition] est le plus gros des quatorze satellites naturels de [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition] que l'on voit en haut &agrave; gauche sur ces images prises par la sonde [popupdefinition id=3631]Voyager 2[/popupdefinition] en 1989. Il y a des cryovolcans sur Triton. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/A. Tayfun Oner, CC0&nbsp;; Nasa/[popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], CC0

Neptune et sa lune Triton

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

Neptune

Triton (Neptune I) est le premier satellite de Neptune, de beaucoup le plus gros, découvert par Lassell en 1846. La sonde Voyager a observé une certaine activité géologique à sa surface et des phénomènes semblables à des geysers. 
Caractéristiques
Demi-grand axe en km : 354 759 Période de révolution : 5,877 jours Période de rotation : 5,877 jours Vitesse orbitale : 4 km/s Inclinaison sur l'équateur de Neptune : 156,3° Excentricité de l'orbite : 0,00002 Diamètre équatorial (Terre=1) : 0,21 Diamètre équatorial : 2705 km Magnitude visuelle à l'opposition : 13,7 Masse (Neptune=1) : 2/10 000 Densité (Eau=1) : 2,1 Vitesse de libération : 1450 m/s Réflectivité (albédo géométrique) : 0,7 Atmosphère très ténue :azote, traces de méthane

Triton

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[popupdefinition id=3718]Callisto[/popupdefinition] est l'une des principales [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition]. On pense qu'elle poss&egrave;de un oc&eacute;an sous sa surface, elle va &ecirc;tre &eacute;tudi&eacute;e de plus pr&egrave;s par la sonde [popupdefinition id=18036]Juice[/popupdefinition]. Elle a &eacute;t&eacute; photographi&eacute;e ici par [popupdefinition id=2439]Galileo[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/|b03bb9ab81d47194a9e19afed2e66f71| [popupdefinition id=2570]DLR[/popupdefinition] (German Aerospace Center), CC0

Jupiter et sa lune Callisto - Photos Futura

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Juice

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Jupiter

Une lune
Une lune avec un « L » minuscule est le satellite d'une planète. Par exemple Phobos et Deimos sont les deux lunes de la planète Mars.
La Lune
La Lune avec un « L » majuscule est l'unique sate...

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

Callisto

Jupiter et sa lune Callisto

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Europe est l'une des principales [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition]. Elle est couverte d'un oc&eacute;an global sous une [popupdefinition id=1352]banquise[/popupdefinition] dont l'&eacute;paisseur est au moins de quelques kilom&egrave;tres. De la vie pourrait exister dans cet oc&eacute;an, aux abords de [popupdefinition id=10993]sources hydrothermales[/popupdefinition]. L'image est ici r&eacute;alis&eacute;e &agrave; partir de photos prises par la sonde [popupdefinition id=2439]Galileo[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/|f3918315186dbb0e0389d61d0daee9ca| Caltech/[popupdefinition id=2570]DLR[/popupdefinition], CC0

Jupiter et sa lune Europe

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

Les sources hydrothermales sont des sources d’eau chaude observées au niveau des dorsales océaniques, entre 500 et 5.000 mètres de profondeur. Elles existent là où deux plaques tectoniques divergent. Le magma comble les ouvertures. Lors de son refroidissement, il se fissure.
L’eau froide (donc dense) peut s’engouffrer dans les crevasses et descendre jusqu’à plusieurs centaines de mètres de profondeur. Elle va alors rencontrer des zones chaudes (parfois plus de 400 °C) et se réchauffer. L’eau chauffée (donc moins dense) remonte alors en direction de la surface où elle va jaillir sous forme diffuse ou au travers de fumeurs (ou cheminées).
Sources hydrothermales : les fumeurs noirs et les fumeurs blancs
Il existe plusieurs types de fumeurs :
les fumeurs noirs expulsent de l’eau non diluée à une température élevée (350 °C ou plus) et un pH acide de 3. La composition de l’eau varie selon les roches rencontrées durant la remontée. Elle contient principalement des sulfures (surtout H2S), du méthane, du gaz carbonique, de l'hydrogène, de l'hélium ainsi que de nombreux éléments métalliques (Lithium, Fer, Cuivre, Zinc, Plomb, Uranium). Au contact de l’eau froide (2 °C), les sulfures métalliques précipitent et donnent naissance aux édifices hydrothermaux. Il s'agit du phénomène responsable de la couleur noire de l'eau ;les fumeurs blancs rejettent des eaux moins chaudes (150 à 250 °C). La couleur blanche résulte de la précipitation de sulfure de calcium.

Source hydrothermale

Le terme banquise est souvent utilisé dans un sens très large. Pourtant, il désigne strictement une étendue de glace de mer — quelle que soit sa forme ou la façon dont elle est disposée — formée par solidification des premières couches d’une eau salée. Lorsque sa concentration est élevée, c’est-à-dire 7/10 ou plus, le terme banquise peut être remplacé par pack. Il ne faut pas confondre les termes banquise et glacier. Les glaciers en effet sont constitués d’eau douce. Quant au terme pergélisol, il se rapporte à de la glace formée sur un sol toujours gelé. Ainsi les calottes polaires ne font pas partie de la banquise puisqu’elles sont constituées d’eau douce gelée.
Les banquises arctique — qui s’étend sur quelque 15 millions de km2 — et antarctique — qui s’étend elle sur environ 10 à 20 millions de km2 — sont très semblables. Généralement, elles ne dépassent pas les quelques mètres d’épaisseur. Elles se forment lorsque la température de l’eau atteint les -1,8 °C, l’eau salée se solidifiant en dessous des 0 °C.
La fonte de la banquise pérenne met en danger l’écosystème local. © Alexander, Fotolia
Une banquise vouée à disparaître ?
En Arctique, on distingue la banquise saisonnière de la banquise pérenne ou pluriannuelle. La première est constituée de glaces jeunes, formées dans l’année. Sa texture est plutôt flexible. La seconde en revanche résiste à la fonte estivale. Sa texture est cassante. Et pour de nombreuses espèces, elle représente un habitat vital. C’est cette banquise pérenne qui semble mise en danger par le réchauffement climatique. Une situation qui a toutefois déjà eu lieu dans le passé.
Il est à noter que cette fonte des banquises n’agit pas directement sur le niveau de la mer. La glace de la banquise en effet, est formée à l’origine d’eau de mer et n’apporte donc pas aux mers, d’eau supplémentaire.
En revanche, la fonte de la banquise peut être préjudiciable à l’équilibre de l’écosystème local. Les ours se rapprochent des villages. Les morses peinent à trouver refuge sur une glace fragilisée. Les caribous risquent la noyade. Et des épaulards commencent à peupler les lieux.

Banquise

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

13266_jupiter-et-sa-lune-europe

[popupdefinition id=3715]Io[/popupdefinition], la volcanique, poss&egrave;de de nombreux [popupdefinition id=3537]volcans[/popupdefinition] actifs. On voit, ici, une image prise par la sonde [popupdefinition id=2439]Galileo[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/|3906c9a0a48e5d50a84970a4b6f13cd3| USGS, CC0

Jupiter et sa lune Io

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

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

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

Volcan

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Image de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] prise par la sonde [popupdefinition id=2556]LRO[/popupdefinition]. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], CC0

La Terre et la Lune

Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) est une sonde de la NASA pour étudier la Lune. Le lancement est prévu pour 2008.
La mission aura pour but de cartographier la surface de la Lune à un niveau de précision encore jamais atteint, d'étudier son environnement radiatif mais surtout de chercher la présence éventuelle de glace.
Quatre expériences scientifiques sont en particulier mises au point dans ce but.
L'instrument Diviner établira une carte de la température de surface, afin d'identifier rapidement les zones abritant potentiellement de la glace.
Le projet LAMP (Lyman-Alpha Mapping Project) aura pour but de détecter sa présence au fond des cratères lunaires à l'aide d'un senseur observant dans l'ultraviolet.
L'instrument LOLA (Lunar Orbiter Laser Altimeter) produira quant à lui une carte précise du relief de la Lune, et mesurera l'indice de réflexion de la surface. De cette manière, il pourra notamment détecter d'éventuels cristaux de glace.
L'instrument LEND (Lunar Exploration Neutron Detector), développé par l'Institute for Space Research de Moscou, étudiera quant à lui le niveau d'émission de neutrons engendrée par le bombardement du satellite de la Terre par les rayons cosmiques, niveau qui varie selon la composition de la surface.
Selon les prévisions de la NASA, la sonde LRO effectuera une mission d'environ un an sur une orbite polaire, et sera suivie d'autres sondes, à raison d'environ une par an, afin de préparer une mission habitée vers la Lune avant 2020.

Lunar Reconnaissance Orbiter

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Explorez les lunes du Système solaire

Lunes des planètes géantes

Système Terre-Lune

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Astronomie

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

Planète naine

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

Système solaire

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

Encelade

Les planètes géantes ont un diamètre de plus de 48000 km (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune par exemple).

Planète géante

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

Mercure

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