Le d&ocirc;me de Vredefort (Afrique du Sud) est le second plus large crat&egrave;re d'impact connu sur [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition], avec approximativement 300 kilom&egrave;tres. Le site du crat&egrave;re de Vredefort (27&deg; 0' S, 27&deg; 30' E) est l'un des rares crat&egrave;res &agrave; anneaux multiples terrestres, alors que ceux-ci sont fr&eacute;quents sur d'autres plan&egrave;tes.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], public domain

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Le cratère de Vredefort sur Terre

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

Terre

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

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Parmi les crat&egrave;res d'impact reconnus scientifiquement, Manicouagan est actuellement le cinqui&egrave;me plus grand r&eacute;pertori&eacute; sur [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. Le mont Babel (952 m&egrave;tres) au centre du r&eacute;servoir est interpr&eacute;t&eacute; comme le vestige du pic central du crat&egrave;re.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Le cratère Manicouagan

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Posidonius est un grand crat&egrave;re d'impact lunaire situ&eacute; juste &agrave; l'est de la Mare Serenitatis et au sud du Lacus Somniorum.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2557]GSFC[/popupdefinition], Arizona State University, public domain

Le cratère Posidonius sur la Lune

Le "Goddard Space Flight Center" (GSFC) est un des nombreux centres de recherches de la NASA. Il est situé dans le Maryland (Etats-Unis).
Site internet du GSFC.

Goddard Space Flight Center

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[popupbiographie id=218]Copernic[/popupbiographie] est typique des crat&egrave;res dits &laquo; en rayon &raquo;, nom d&ucirc; &agrave; la forme des &eacute;jectas de d&eacute;bris dispers&eacute;s sur plusieurs centaines de kilom&egrave;tres autour de la zone d'impact.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], USGS, public domain

Le cratère Copernic sur la Lune

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

Nicolas Copernic est né en Pologne le 19 février 1473. Après avoir étudié les arts à l'Université de Cracovie, il découvre la médecine, les mathématiques et surtout l'astronomie à l'université de Bologne (Italie). Son professeur Domenico Maria Novara l'invite régulièrement à observer des éclipses ou des occultations d'étoiles par la Lune. De retour en Pologne à partir de l'an 1500, Copernic va consacrer le reste de sa vie à mener de front son travail de chanoine, un poste d'administrateur du diocèse qui ne demande pas de devoirs religieux, et ses recherches astronomiques qu'il conduit dans son observatoire de Frombork au nord du pays. 
Représentation de Copernic par le peintre polonais J. Matejko (1838-1893)
Alors que depuis Ptolémée et Aristote la Terre est placée au centre de l'Univers (c'est le géocentrisme), Copernic envisage de mettre le Soleil au centre de tout (c'est l'héliocentrisme). Cette hypothèse qu'avait déjà envisagée Aristarque de Samos, un astronome grec qui vécut 300 ans avant J-C. Copernic, annonce également que la Terre tourne sur elle-même, que la Lune est son satellite et que toutes les planètes tournent autour du Soleil. Il développe ses théories dans deux ouvrages majeurs : "Commentariolus", qui ne sera publié qu'au 19 ème siècle, et "De Revolutionibus Orbium Coelestium" achevé vers 1530 et publié 13 ans après, le jour de la mort de son auteur. 
Le système héliocentrique de Copernic, extrait deson ouvrage "De revolutionibus".
Copernic a volontairement retardé la publication de ses idées, craignant la réaction hostile de l'Eglise qui se refuse à envisager la mobilité de la Terre autour du Soleil et n'acceptera cette idée qu'au début du 19 ème siècle. Quand Copernic meurt le 24 mai 1543, ses idées ne sont connues que de quelques scientifiques ; au cours du 16 ème siècle elles circuleront en cachette et séduiront de grands esprits comme Galilée, Léonard de Vinci ou Johannes Kepler.

Nicolas Copernic

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Tycho est un crat&egrave;re d'impact situ&eacute; dans les montagnes lunaires du sud, qui [popupdefinition id=10855]porte[/popupdefinition] le nom de l'[popupmetier id=7]astronome[/popupmetier] danois Tycho Brahe. Le crat&egrave;re est &eacute;galement remarquable par l'existence de rayons partant de son centre et situ&eacute;s &agrave; l'ext&eacute;rieur qui se prolongent sur 1.500 km et qui sont constitu&eacute;s de [popupdefinition id=15841]mati&egrave;re[/popupdefinition] &eacute;ject&eacute;e au moment de l'impact. Au centre du crat&egrave;re se trouve un pic qui se dresse 2 kilom&egrave;tres au-dessus du [popupdefinition id=10840]plancher[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], public domain

Le cratère Tycho sur la Lune

Le plancher est une technique de charpenterie qui a pour but de créer une plateforme parfaitement lisse sur laquelle on pose généralement un revêtement de décoration et d'isolation de type parquet, carrelage ou encore moquette. 
Description du plancher
Le plancher est la plupart du temps monté en bois, en fer ou en béton. Ce dernier doit être particulièrement lisse afin de n'avoir aucun défaut lors de la pose du revêtement supplémentaire. Il existe quelques variantes du plancher, comme le plancher cloué formé de planches en bois clouées les unes aux autres, ainsi que le plancher technique, qui est un faux plancher. 
Différents types de plancher
Parmi les différents types de plancher, on trouve le plancher sandwich (très isolant) et le plancher chauffant (un système de chauffage par le sol). Lorsqu'il est au rez-de-chaussée, le plancher est une plateforme, mais il sert également de séparation entre les différents étages d'un bâtiment. Dans ce dernier cas, le dessous du plancher posé est plus communément appelé le plafond d'une pièce.

Plancher

Une porte est une ouverture pratiquée dans un mur, une clôture quelconque, permettant d'entrer dans un lieu fermé ou d'en sortir. Elle peut aussi servir à circuler dans les pièces, c'est pourquoi on parle de portes intérieures et de portes extérieures. Autrefois, le nom de porte était donné à l'ouverture aménagée dans l'enceinte d'une ville pour en permettre le passage. On parle parfois de porte bâtarde quand elle est d'une taille intermédiaire. Une porte permet l'accès à un lieu fermé. Ici une porte ancienne en bois. © Sven Dirks, Wikipedia Commons, CC BY-SA 3.0Les différents types de portes d'une maisonIl existe des portes de toutes tailles, s'adaptant en général à la façade dans laquelle la porte est intégrée. On peut trouver une porte coulissante, une porte battante ou encore une porte pliante, en fonction de l'élément d'huisserie qui lui est associé. Il existe également la porte extensible, elle est fabriquée selon le principe de l'accordéon, on peut donc en ajuster l'ouverture. Une porte peut être pleine ou non, vitrée ou en bois, en PVC, en fibre de verre, en acier ou encore en aluminium.Porte pleine ou porte vitrée ?Que ce soit pour la porte d’entrée ou pour séparer cuisine et salon par exemple, la porte peut être pleine ou vitrée. Il est possible de choisir une porte d’entrée avec une partie vitrée, le plus souvent opaque pour préserver l’intimité tout en profitant de la lumière du jour. Côté sécurité, le vitrage est aujourd’hui renforcé pour résister aux impacts et la porte d'entrée pleine ou vitrée est le plus souvent blindée avec serrure multipoint pour résister aux effractions. Certaines portes d'entrée d'une maison peuvent aussi être ornementées d’un vitrage en partie haute qui s’ouvre, une option pour offrir un puits de lumière et favoriser la circulation de l’air de votre intérieur.

Porte

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

Astronome

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

Matière

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Le terrain int&eacute;rieur du crat&egrave;re appara&icirc;t lisse, sans asp&eacute;rit&eacute;s&nbsp;aucune d'impacts quelconques. Le crat&egrave;re Platon est connu pour &ecirc;tre un lieu de ph&eacute;nom&egrave;ne lunaire transitoire.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2557]GSFC[/popupdefinition], Arizona State University, public domain

Le cratère Platon sur la Lune

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Kepler est remarquable par sa structure rayonnante qui recouvre la mer environnante. Les rayons s'&eacute;tendent sur plus de 300 kilom&egrave;tres, en chevauchant des rayons d'autres crat&egrave;res. Kepler a un petit monticule d'&eacute;jectas entourant l'ext&eacute;rieur de son grand rempart.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2557]GSFC[/popupdefinition], Arizona State University, public domain

Le cratère Kepler sur la Lune

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Timocharis est un crat&egrave;re d'impact lunaire situ&eacute; dans la mer des Pluies (Mare Imbrium).&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Le cratère Timocharis sur la Lune

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Le crat&egrave;re Archimedes est situ&eacute; dans la mare lunaire du Palus Putredinis. Il fut observ&eacute; pour la premi&egrave;re fois en 1645 par Johannes Hevelius.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Le cratère Archimedes sur la Lune

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Daedalus est un crat&egrave;re d'impact sur la face cach&eacute;e de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Le cratère Daedalus sur la Lune

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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Jackson est un crat&egrave;re d'impact lunaire important qui se trouve dans l'[popupdefinition id=12782]h&eacute;misph&egrave;re nord[/popupdefinition], sur la face cach&eacute;e de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition].&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Le cratère Jackson sur la face cachée de la Lune

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 leade...

Le terme « hémisphère nord » peut prendre plusieurs significations en fonction du domaine dans lequel il est utilisé : géographie, astronomie ou géopolitique.
L’hémisphère nord en géographie
L’hémis...

Hémisphère nord

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...

12813_le-cratere-jackson-sur-la-face-cachee-de-la-lune

Le [popupdefinition id=8258]bassin[/popupdefinition] Caloris (Caloris Planitia en latin) est le plus gros crat&egrave;re m&eacute;t&eacute;oritique connu de [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition], il s'est probablement form&eacute; apr&egrave;s la chute d'un [popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition] d'une taille avoisinant les 150 kilom&egrave;tres.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Bassin Caloris sur Mercure

Le bassin, ou pelvis, correspond aux os situés à la base du tronc, qui servent d’attache pour les membres inférieurs. Il constitue donc la jonction entre la colonne vertébrale et le fémur, au niveau de l’articulation de la hanche. Le pelvis présente une forme en entonnoir et comprend les os suivants :
les deux os coxaux ou os iliaques (os de la hanche), des os pairs en forme d’arcs de cercle, réunis au niveau du pubis. Chaque os coxal provient de la fusion de trois os : l’ischium, l’ilium et le pubis. Les iliums forment les deux grandes ailes supérieures du bassin ;le sacrum, correspondant à cinq vertèbres soudées, situées sous les vertèbres lombaires, en bas de la colonne ;le coccyx, formé par des vertèbres soudées.
Le bassin est un ensemble d’os, formant un entonnoir. © d.renard, domaine public 
Fonctions du bassin
Le bassin comprend deux parties :
le grand bassin qui correspond à la partie supérieure. Il fait partie de l’abdomen et soutient les viscères digestifs ;le petit bassin qui forme une sorte de coupe qui contient les organes pelviens : organes génitaux, bas de l’appareil urinaire, rectum, canal anal. Le petit bassin, ou cavité pelvienne, constitue le passage du nouveau-né lors de l’accouchement. C’est le bassin obstétrical. Les dimensions du petit bassin sont mesurées par le médecin obstétricien avant un accouchement. Chez les femmes, il est plus large, moins profond et plus arrondi que chez les hommes.
L’articulation coxo-fémorale permet le mouvement de la jambe. L’évolution de la forme du pelvis est liée à l’acquisition de la bipédie. Par exemple, chez les humains le pelvis est plus large que chez les grands singes.

Bassin

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

Astéroïde

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

12807_bassin-caloris-sur-mercure

Adivar est un crat&egrave;re de 30 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre situ&eacute; sur [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition]. Il a &eacute;t&eacute; nomm&eacute; en l'honneur de Halide Edip Adivar1. Le crat&egrave;re est situ&eacute; juste au nord de la montagne occidentale Aphrodite (9 degr&eacute;s de [popupdefinition id=720]latitude[/popupdefinition] nord, 76 degr&eacute;s de [popupdefinition id=935]longitude[/popupdefinition] est).&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]

Le cratère Adivar sur Vénus

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

Vénus

La longitude est une coordonnée géographique qui permet — lorsqu’elle est donnée avec la latitude — de déterminer la position d’un point sur le globe terrestre. La longitude correspond à l’angle que fait le plan passant par le méridien du point en question avec le plan passant par le méridien d’origine, c’est-à-dire, le méridien de Greenwich (Royaume-Uni). La longitude définit donc le positionnement est/ouest d’un point.
Rappelons par ailleurs que le méridien est un demi-cercle imaginaire, tracé à la surface de la Terre et représentant l’intersection de cette surface avec un plan — lui aussi imaginaire – passant par les pôles Nord et Sud de notre planète et un point particulier.
Le méridien, origine des longitudes, matérialisé sur le sol de Greenwich. © kisstochka15, Fotolia
Longitude géographique et astronomique
La longitude s’exprime habituellement en degrés, minutes et secondes d’arc. De 0 à 180° est et de 0 à 180° ouest par rapport au méridien de référence – sachant qu’il n’existe là, aucune référence naturelle comme c’est le cas de l’équateur pour la latitude. Et le méridien 180° est se confond ainsi avec le méridien 180° ouest. Il passe essentiellement dans l’océan Pacifique et constitue la ligne de changement de date.
Le terme longitude est par ailleurs aussi associé à des coordonnées astronomiques. Il désigne alors l’angle dièdre du méridien céleste du lieu et du méridien céleste passant par l’intersection du méridien terrestre origine et de l’équateur vrai de la date. La longitude astronomique est comptée généralement en degré, soit de -180° à + 180° positivement vers l’ouest comme c’est l’usage en France, soit de 0° à 180° est ou ouest comme le recommande l’UAI.

Longitude

La latitude d’un point sur la Terre correspond à la distance angulaire qui sépare ce point de l’équateur. La latitude de l’équateur est donc de 0°. Les autres latitudes se comptent entre 0 et 90°, nord ou sud, selon l’hémisphère dans lequel on se trouve.
Notez que l’on peut imaginer des plans orthogonaux à l’axe de rotation de la Terre et qui coupent notre planète selon des cercles que l’on appelle parallèles. L’équateur constitue le parallèle de référence parce que celui de plus grande longueur. Et tous les points se trouvant sur un même parallèle présentent la même latitude. Ainsi Rome et Chicago ou encore Nice et New York sont à la même latitude.
L’équateur, parallèle de référence et de latitude zéro est ici symbolisé par une ligne au sol. © Sandrine Miguirian, Fotolia
Plusieurs définitions pour un seul terme
Le 45e parallèle nord passe par la France, du côté de Lacanau, notamment. Un peu au nord de Bordeaux. Ce qui place en principe la capitale de la Nouvelle-Aquitaine à égale distance de l’équateur et du pôle Nord. En pratique, Bordeaux se trouve légèrement plus près de l’équateur que du pôle. La faute à la forme pas tout à fait sphérique de la Terre.
Sachez par ailleurs que la latitude dont nous parlons communément correspond à la latitude géodésique ou géographique. Mais il existe également d’autres définitions. Ainsi la latitude géocentrique est à peine différente de la latitude géographique. Elle correspond à l’angle que forme une droite imaginaire joignant le centre de la Terre et un point particulier avec le plan de l’équateur. Quant à la latitude géomagnétique, elle prend en compte une correction liée à la différence de position existant entre pôle géographique et pôle magnétique.

Latitude

12809_le-cratere-adivar-sur-venus

Stickney est le plus grand crat&egrave;re d'impact de [popupdefinition id=3721]Phobos[/popupdefinition], l'un des deux satellites de Mars. Il mesure environ 9 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], JPL-Caltech, University of Arizona

Le cratère Stickney sur Phobos, lune de Mars

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

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Victoria est un crat&egrave;re d'impact situ&eacute; sur Mars, &agrave; 2.05&deg;S et 5.50&deg;W dans Meridiani Planum. Il a &eacute;t&eacute; visit&eacute; de 2006 &agrave; 2008 par le rover [popupdefinition id=4033]Opportunity[/popupdefinition], du programme MER (Mars Exploration Rover).&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition], University of Arizona

Le cratère Victoria sur Mars

C'est une sonde qui est capable de se déplacer sur un astre. Par exemple Opportunity (2004), Spirit (2004) et Sojourner (1997) sont des rovers qui ont roulé sur Mars.

Rover

Opportunity est le second rover de la mission MER (Mars Exploration Rover) de la Nasa. Il a débarqué sur Mars le 25 janvier 2004, soit 21 jours après son jumeau Spirit.
Prévue pour durer initialement trois mois, sa mission n’a eu de cesse de se prolonger. Début 2018, Opportunity affichait toujours une grande forme. Les vents de l’hiver martien avaient nettoyé ses panneaux solaires. En 2013, il a battu le record de distance parcourue par un astromobile sur un autre monde que la Terre. En 2015, le rover avait accompli son premier marathon : 42,195 kilomètres. Le 11 janvier 2018 (4.965e jour martien), il venait de dépasser les 45 kilomètres alors qu’il poursuivait son exploration de la « vallée de la Persévérance » qui entaille le bord ouest du cratère Endeavour.
Une petite tornade martienne photographiée par Opportunity en 2016. © Nasa, JPL-Caltech
Opportunity enquête sur les anciennes mers de Mars
Opportunity est arrivé dans la plaine désertique et volcanique de Terra Meridiani, suspectée de contenir de grandes quantités d'hématite, un minéral qui se forme généralement lorsque des roches riches en fer rencontrent de l'eau chaude. Il y a découvert du chlore et du brome, mais également de singulières roches feuilletées présentant des dépôts de sable agglomérés. Ces éléments suggèrent la présence d'une ancienne mer sur Mars. 
Tout au long de son périple sur Mars, le vaillant robot géologue a rencontré des météorites, essuyé des tempêtes de poussière, assisté à des tornades, et a eu aussi quelques sueurs froides lors de ses escalades. Son aventure n’est pas encore prête de se terminer.

Opportunity

Sur Mars, ce terme désigne une région ayant trait au haut plateau ou à une plaine en hauteur (par opposition à Planitia).

Planum

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Le crat&egrave;re Arima est un crat&egrave;re d'impact de 53 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre situ&eacute; sur Mars dans le quadrangle de Coprates.&copy; [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition], [popupdefinition id=2570]DLR[/popupdefinition], FU Berlin (G. Neukum)

Le cratère Arima sur Mars

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 >

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

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Holden est un crat&egrave;re d'impact de 153,8 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre situ&eacute; sur&nbsp;Mars dans le quadrangle de Margaritifer Sinus, par 26,1&deg; S et 326&deg; E, au sud-ouest du crat&egrave;re Eberswalde.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Le cratère Holden sur Mars

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Le pic central de Pwyll s'&eacute;l&egrave;ve &agrave; environ 600 m&egrave;tres de hauteur, nettement plus haut que les 300 m&egrave;tres en moyenne des rebords du crat&egrave;re, ce qui est assez inhabituel. Une autre particularit&eacute; de Pwyll r&eacute;side dans le fait que le fond du crat&egrave;re se trouve &agrave; peu pr&egrave;s &agrave; la m&ecirc;me altitude que les zones environnantes, ce qui sugg&egrave;re que l'impact a perfor&eacute; la fine couche de glace qui recouvre la surface d'Europe, le crat&egrave;re se remplissant ensuite avec l'eau [popupdefinition id=15334]liquide[/popupdefinition] ou la glace molle qui remonte des couches inf&eacute;rieures, puis g&egrave;le sur place.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=2561]JPL[/popupdefinition]

Le cratère Pwyll sur Europe, lune de Jupiter

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

Liquide

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La premi&egrave;re chose que l'on remarque sur [popupdefinition id=3704]Mimas[/popupdefinition] est l'&eacute;norme crat&egrave;re d'impact de 130 kilom&egrave;tres de diam&egrave;tre qui [popupdefinition id=10855]porte[/popupdefinition] le nom du d&eacute;couvreur de Mimas, Herschel. Ses flancs ont environ 5 kilom&egrave;tres&nbsp;de haut ; on y rencontre des [popupdefinition id=1069]gouffres[/popupdefinition] de 10 kilom&egrave;tres&nbsp;de profondeur et un pic central qui s'&eacute;l&egrave;ve de 6 kilom&egrave;tres&nbsp;au-dessus du [popupdefinition id=10840]plancher[/popupdefinition] du crat&egrave;re.&copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]

Cratère sur Mimas, lune de Saturne

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

Mimas

En géologie, le terme gouffre — ou encore, abîme — s’emploie pour désigner une cavité souterraine. Ce qui distingue un gouffre qu’une grotte, c’est le fait que l’entrée d’un gouffre se développe essentiellement de façon verticale. Cette particularité fait que le terme est aussi employé dans le quotidien pour désigner un lieu effrayant ou un endroit qui précipite la disparition de tout ce qui pourrait y tomber.
Le gouffre est généralement d’origine karstique. Il se forme suite à l’érosion de roches carbonatées. Le gouffre de Padirac, situé au cœur de la vallée de la Dordogne, est l’un des plus connus de France. Il est le résultat d’une érosion venue de l’intérieur de la Terre. Ainsi, ce sont les circulations d’eau dans le massif rocheux calcaire qui ont provoqué l’effondrement d’une ancienne salle souterraine et laissé derrière elle, ce trou béant.
Le gouffre Habiaren, dans les Carpates, illustre bien l’idée de verticalité de l’entrée. © Doronenko, Wikipedia, CC by 3.0
Une fenêtre sur le cœur de la Terre
Si le gouffre de Padirac ne descend pas à plus de 103 mètres de profondeur, le gouffre de Krubera (Géorgie), découvert dans les années 1960, atteint, au 10 août 2012, les 2.197 mètres de profondeur. Il est le gouffre connu et accessible le plus profond du monde. En 2004, il a permis aux spéléologues de franchir pour la première fois la barrière symbolique d’une expédition à plus de 2.000 mètres – 2.080 mètres, exactement – de profondeur.
Les explorations successives des gouffres du monde ont permis d’y trouver quelques traces de vie. Ici, des arthropodes — même jusqu’à près de 2.000 mètres de profondeur — ou des chiroptères — plus connus sous le nom de chauve-souris —, là quelques mollusques. De quoi alimenter une matière scientifique à part entière : la biospéléologie.

Gouffre

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Cratère d'impact

Astroblème

Les cratères d'impact dans le Système solaire

Système solaire

Comète

Mars

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Saturne

Une comète est un corps à peu près sphérique qui peut atteindre une dizaine de kilomètres de diamètre. Il est constitué de glaces et de poussières. Son nom vient du grec coma qui signifie « queue ». En effet, lorsqu'une « boule de neige sale » s'approche du Soleil, une partie de sa matière se sublime et l'astre développe une queue de poussières longue de plusieurs milllions de kilomètres. Cette matière réfléchie la lumière du Soleil, ce qui rend le corps visible depuis la Terre, on parle alors de comètes.Origine des comètesLes comètes se sont formées avec le Système solaire, dans ses régions froides, il y a 4.6 milliards d'années. En 1950, l'astronome Jan Oort émit l'hypothèse de l'existence d'un réservoir sphérique de comètes situé aux confins du Système solaire.Suite à des instabilités gravitationnelles causées par le mouvement des étoiles proches, certains corps « tomberaient » de temps à autre sur le Soleil en décrivant une trajectoire parabolique.Les types de comètesIl existe différents types de comètes :Les comètes non périodiques. Une comète issue du nuage de Oort ne passe qu'une seule fois près du Soleil, on dira qu'elle est non périodique ;Les comètes périodiques. D'autres comètes sont périodiques, telle la comète de Halley, et passent régulièrement près du Soleil. Lors d'un passage, elles perdent une partie de leur masse et finissent donc par « s'éteindre », faute de matière à sublimer.Espérance de vie des comètesOn constate que l'espérance de vie d'une comète périodique est très courte en comparaison avec l'age du Système solaire. Or nous avons dit que les comètes sont nées en même temps que celui-ci. Comment se fait-il que l'on voit encore des comètes périodiques ?Certaines des comètes issues du nuage de Oort peuvent passer à proximité d'une planète lors de leur périple autour du Soleil. Leur trajectoire peut alors être modifiée et aboutir à une orbite elliptique donc à une comète périodique. Ce mécanisme explique la présence des comètes périodiques à toutes les époques.

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.

Le terme « astroblème » désigne un cratère terrestre d’origine météoritique et n’existant plus qu’à l’état de fossile. Partiellement détruit par l’érosion ou recouvert par des sédiments, il n’est donc pas facilement décelable sur le terrain. Les astroblèmes de Manicouagan au Canada ou de Chicxulub au Yucatan en sont des exemples très célèbres.

Apollo peut désigner un ancien programme spatial américain, ainsi qu’une classe d’astéroïdes géocroiseurs.
Le programme spatial Apollo
Apollo est un programme spatial américain d'exploration humaine de la Lune décidé par le président américain John Fitzgerald Kennedy en 1961.
L'objectif de la Nasa était de faire atterrir au moins un Homme sur notre satellite avant 1970, en réponse à l'avancée du programme spatial soviétique et aux humiliations ressenties par le peuple américain devant les grandes premières réalisées par l'URSS (premier satellite artificiel, premier cosmonaute, première sonde lunaire, etc.).
Le vaisseau Apollo complet se composait de trois éléments : 
le module habitable de 6 tonnes, de forme conique, seul à revenir sur Terre après une mission ;le module de service de 23 tonnes, de forme cylindrique et fixé sous le premier, contenant les réservoirs de gaz et équipé du moteur d'injection en trajectoire translunaire et de retour vers la Terre ;le module lunaire de 15 tonnes (LEM : Lunar Excursion Module), lui-même formé de deux parties, l'étage de descente (10 tonnes) et l'étage de remontée (5 tonnes), ce dernier formant aussi l'habitacle des deux astronautes devant fouler la surface.
De juillet 1969 à décembre 1972, six missions Apollo (11 à 17) ont permis à 12 astronautes de marcher sur la Lune, totalisant 12,5 jours à la surface pour des sorties pouvant dépasser sept heures. Au total, 92,3 km ont été parcourus, à pied ou au moyen de trois « Jeeps » lunaires, et 2.196 échantillons ont été ramenés pour un poids total (terrestre) de 381,7 kg.
Seul Apollo 13 n'a pu atterrir, à cause de l'explosion d'un réservoir d'oxygène à l'intérieur du module de service, exigeant le retour de l'équipage au terme d'une mission avortée. Toutes les missions Apollo à destination de la Lune ont été lancées par la fusée Saturn V, conçue spécifiquement pour cet usage.
Apollo, une classe d’astéroïdes
On appelle aussi Apollo ou Apollon une classe d’astéroïdes géocroiseurs. Leur particularité est de présenter un périhélie inférieur à la distance qui sépare la Terre du Soleil. Au début de l’année 2013, on connaissait plus de 5.000 astéroïdes de cette classe. Un exemple célèbre d’astéroïde Apollo est la météorite de l’Oural, qui a explosé en altitude près de Tcheliabinsk, en Russie, en 2013.