Depuis les ann&eacute;es 1960, plus d'une dizaine de sondes se sont retrouv&eacute;es sur des orbites [popupdefinition id=932]h&eacute;liocentriques[/popupdefinition] avec un programme de recherche concernant le [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition] et le milieu interplan&eacute;taire. Citons le satellite Wind de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition] qui, depuis 1994, &eacute;tudie comme son nom le laisse deviner, les interactions entre le [popupdefinition id=2445]vent solaire[/popupdefinition] et le [popupdefinition id=3878]champ magn&eacute;tique[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=4725]Terre[/popupdefinition]. Cette &eacute;tude est compl&eacute;mentaire de celle de l'Advanced Composition Explorer ou ACE, dont l'objectif depuis 1997 est d'&eacute;tudier in situ les particules d'origine solaire, interplan&eacute;taire, interstellaire et galactique.&nbsp;Ces donn&eacute;es&nbsp;permettent d'anticiper, environ une heure &agrave; l'avance, les [popupdefinition id=14541]orages[/popupdefinition] magn&eacute;tiques sur Terre caus&eacute;s par le Soleil. Pr&eacute;venir les [popupdefinition id=14551]temp&ecirc;tes[/popupdefinition] solaires, c'est aussi l'objectif de la [popupdefinition id=4418]mission Stereo[/popupdefinition] de la Nasa (Solar TErrestrial RElation Observatories), lanc&eacute;e en 2005. Elle permet l'observation tridimensionnelle du Soleil ainsi que de sonner l'alerte en cas de [popupdefinition id=4476]CME[/popupdefinition] (&Eacute;jections de [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] coronale) mena&ccedil;ant la Terre. Dans un registre plus scientifique et moins tourn&eacute; directement vers la [popupdefinition id=14486]m&eacute;t&eacute;orologie[/popupdefinition] spatiale, il y a bien s&ucirc;r la mission&nbsp;Soho&nbsp;(Solar and Heliospheric Observatory). En orbite solaire autour du [popupdefinition id=4540]point de Lagrange[/popupdefinition] L1 du syst&egrave;me Soleil-Terre depuis 1996, le satellite &eacute;tudie le vent et la [popupdefinition id=4417]couronne solaire[/popupdefinition]. Il a&nbsp;notamment permis de faire un bond dans le domaine de l'[popupdefinition id=17702]h&eacute;liosismologie[/popupdefinition] et donc dans la th&eacute;orie de la structure interne du Soleil. De nouvelles missions solaires vont prendre le relais, notamment [popupdefinition id=4416]Solar Orbiter[/popupdefinition], un satellite d'observation du Soleil&nbsp;d&eacute;velopp&eacute; par l'[popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition] avec une participation de la Nasa. &copy; Nasa, ESA<link https:=""><link https:="">

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Des sondes qui espionnent le Soleil

La masse est une propriété physique fondamentale d’un corps. Elle rend compte, dans une bonne approximation, de la quantité de matière contenue dans ce corps indépendamment de l’endroit où il se trouve.L'unité de la masse : le kilogrammeLa masse se représente par le symbole m et, dans le Système international, son unité est le kilogramme (kg).Il existe en réalité, deux types de masse :la masse d’inertie qui indique la résistance qu’un corps oppose à une modification de son mouvement sous l’action d’une force ;la masse gravitationnelle, relative à la gravitation à laquelle le corps est soumis.Dans les faits, ces deux grandeurs sont équivalentes. L’expérience a montré en effet qu’elles étaient égales à 10-12 près.Entre 1889 et 2019, le kilogramme était défini comme la masse de l’étalon mille grammes en Platine-Iridium, ici en image de synthèse. Mais des questions de précision et de stabilité de l’étalon ont poussé les scientifiques à se tourner vers la constante de Planck. © astrosystem, Adobe StockNe pas confondre masse et poidsSi, dans la vie courante, la confusion ne prête pas à conséquence, il est de bon ton pour tout apprenti physicien de bien faire la différence entre poids et masse.Le poids, également appelé « masse gravitationnelle », exprime la force de gravitation qu’un corps exerce sur un autre. Ainsi le poids varie selon l’endroit dans lequel on place le corps en question. Sur la Lune, un corps présentera un poids six fois moindre que sur la Terre. L’unité de poids est le Newton (N).Masse et poids sont liés par la relation suivante :poids = masse x goù g représente l’accélération de la pesanteur en un lieu donné

Masse

Les CME sont dues à de puissantes explosions magnétiques dans la couronne du Soleil, qui projettent le plasma ionisé dans l'espace interplanétaire, et le gaz neutre associé par collision. Les éjections de masse coronale transportent des milliards de tonnes de matière. La détente, dans l'espace interplanétaire peu dense, du plasma initialement comprimé par les fortes pressions existant à la surface du Soleil, augmente son volume jusqu'à des tailles supérieures à celle du Soleil. Une gigantesque bulle de plasma s'éloigne à vitesse supersonique du Soleil, à plus de 300 000 km/h, en ouvrant les lignes de force du champ magnétique solaire.
À son arrivée au voisinage de la Terre après trois à quatre jours, la CME interagit avec le champ magnétique terrestre, produit des aurores boréales et australes, des orages géomagnétiques, perturbe les communications radio, les satellites et les systèmes de distribution d'électricité.
(Source : CNRS)

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

Orbite

L'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 >

Solar Orbiter est une mission de l’ESA avec un satellite du même nom qui devrait être lancé à l’horizon 2020. Il s’inscrit dans la tradition européenne des satellites destinés à percer les secrets du Soleil, comme les missions Ulysses, Soho et Cluster. 
L’objectif est d’accumuler des données pour aider à mieux comprendre les mécanismes qui sont à l’origine du vent solaire. Il s’agit donc de contribuer à la création d’une véritable météorologie spatiale. On sait en effet que les interactions entre le vent solaire et le bouclier magnétique de la Terre sont à l’origine des orages magnétiques qui peuvent engendrer des dommages sur les satellites et les systèmes de télécommunication dans l’espace, voire sur les réseaux électriques au sol.
 Une vidéo de présentation de la mission Solar Orbiter. © ExplorNova Studio
Solar Orbiter observera le Soleil de près
Pour cela, et comme son nom l’indique, la sonde de l’ESA devra se placer en orbite autour du Soleil pour étudier son atmosphère. Elle s’en approchera comme jamais aucun autre engin ne l’avait fait auparavant, à une distance de l’ordre de 62 rayons solaires, soit environ 42 millions de km (0,28 UA). L’intensité de la lumière solaire y sera vingt fois plus intense que celle ressentie par les satellites en orbite terrestre. La température y avoisinera les 500 à 600 °C.
Solar Orbiter devrait alors fournir des images du Soleil avec une résolution sans précédent, montrant des détails de l’ordre de 70 km/pixel, notamment des régions polaires et de la face non visible de l'étoile depuis la Terre.
Les objectifs scientifiques précis de Solar Orbiter peuvent être résumés par les questions suivantes : 
Comment le champ magnétique du Soleil émerge-t-il de son intérieur et quel est son impact sur l’atmosphère solaire ?Quels sont les mécanismes impliqués dans la formation de la couronne et du vent solaire, notamment de son chauffage ?Quels sont les processus physiques expliquant l’activité éruptive du Soleil ?
 Une autre vidéo de présentation de la mission Solar Orbiter. © ExplorNova Studio

Solar Orbiter

L’héliosismologie est une jeune discipline de l'astrophysique qui a pris naissance à partir d'une découverte concernant le Soleil en 1960. Toute son importance n'a été comprise qu'à partir des années 1970, quand des astrophysiciens tentant de percer les secrets de notre étoile ont montré qu'ils pouvaient jouer à un jeu comparable à ceux de leurs collègues géophysiciens sur Terre, avec la résolution de problèmes inverses avec les mesures du champ de gravité, du champ magnétique mais précisément dans ce cas avec des ondes sismiques.L'idée commune est simple à comprendre. Elle équivaut à reconstituer la taille, la forme et la composition d’un instrument de musique en analysant de plus en plus précisément, et complètement, l’ensemble des fréquences et amplitudes contenues dans les sons que cet instrument peut émettre. Comme tout problème inverse, il s'agit de remonter des données de signaux à leur source et donc de faire l'inverse de la prédiction de signaux à partir des caractéristiques de cette source. La technique est particulièrement efficace avec les séismes qui se produisent sur Terre et est évidemment plus délicate à mettre en œuvre dans le cas du Soleil.Jean-Pierre Luminet nous parle de l'héliosismologie. © Jean-Pierre Luminet, YouTubeIl est pourtant possible de le faire et il faut pour cela mesurer des décalages spectraux produits par l’effet Doppler provenant de la matière à la surface du Soleil, qui vibre comme la membrane d’un tambour. C'est en 1960 que des pulsations extrêmement faibles du Soleil d'une période de cinq minutes ont été mises en évidence de cette façon pour la première fois par Robert B. Leighton (dont le nom est associé au fameux cours de son collègue Richard Feynman au Caltech). Plus généralement, les vibrations que l'on peut détecter sont la manifestation des modes de deux types d’ondes, qui sont elles-mêmes produites, notamment, par les mouvements turbulents du plasma solaire dans sa zone convective, comme ont commencé à le comprendre une décennie plus tard Roger Ulrich, Robert Stein et John Leibacher.Pour mieux le comprendre, il faut savoir que le Soleil possède une structure que l’on peut diviser en deux et qui correspond à deux modes de transfert de la chaleur dans la fournaise solaire. Il y a :une zone dite « radiative », qui occupe environ 70 % du rayon du Soleil depuis son centre ;une zone dite « convective », qui enveloppe la première.Les ondes de gravité (à ne pas confondre avec les ondes gravitationnelles qui sont des vibrations de l’espace-temps) se propagent essentiellement dans la zone radiative alors que les ondes acoustiques se propagent dans les deux zones du Soleil.Les ondes de gravité, clé de la structure interne du SoleilComme leur nom l’indique, les ondes de gravité correspondent à des mouvements de la matière qui oscille en reprenant sa position d’équilibre sous l’effet de la force de gravité (via la poussée d’Archimède), alors que pour les ondes acoustiques, la force de rappel est la pression. Les ondes acoustiques sont de mieux en mieux mesurées et étudiées depuis quelques décennies, mais les progrès sont plus lents en ce qui concerne les ondes de gravité.Ce schéma montre les différentes couches de l'atmosphère et de l'intérieur du Soleil. Les ondes acoustiques (p-modes, en anglais sur le schéma) peuvent se propager dans tout le Soleil mais elles prennent naissance, et se trouvent surtout, dans la zone convective (Convection zone) et ses mouvements turbulents. Les ondes de gravité (g-modes) sont confinées pour l'essentiel dans la zone radiative (Radiative zone) et le cœur du Soleil (Core). Les ondes de gravité ont été fermement observées et mesurées indirectement par l'effet de modulation qu'elles produisent sur le temps de parcours mis par les ondes acoustiques pour effectuer l’aller-retour le long du diamètre solaire en passant par son centre (environ 4 h 7 mn). © CEALes résultats obtenus ont toutefois été spectaculaires. En effet, en posant de sérieuses contraintes sur les modèles de structure interne du Soleil (en particulier ceux expliquant la genèse de son énergie grâce à des réactions thermonucléaires dans son cœur), il a été possible de les confirmer. Ce faisant, on ne pouvait plus expliquer la fameuse énigme du déficit des neutrinos solaires par une mauvaise compréhension de ce qui se passait dans ce cœur. Le recours à une nouvelle physique, en l’occurrence le mécanisme d’oscillation des neutrinos, devenait inévitable et les programmes de recherche qui allaient conduire à la découverte de ce mécanisme devenaient de plus en plus impératifs. Le Soleil était donc bien plus qu’un laboratoire de physique nucléaire et des plasmas, mais aussi un laboratoire d’astroparticules.En France, l’un des célèbres pionniers de l’héliosismologie est Éric Fossat, astronome émérite au Laboratoire Lagrange, de l'Observatoire de la Côte d’Azur (OCA). L'héliosismologie a beaucoup progressé grâce aux d’observations patientes du Soleil rendues possible par l’instrument Golf (Global Oscillations at Low Frequencies) équipant le satellite Soho (Solar and Heliospheric Observatory), une mission spatiale conjointe de l’ESA et de la Nasa lancée sur orbite en 1995.Les méthodes de l'héliosismologie ont pu être étendues aux étoiles faisant naître ce que l'on appelle désormais l'astérosismologie.

Héliosismologie

La couronne solaire est la couche la plus externe de l'atmosphère solaire et est un plasma, gaz complètement ionisé. Au-dessus de la chromosphère, le gaz de l'atmosphère solaire devient de moins en moins dense, mais sa température augmente à nouveau et passe de 10 000 K à la base de la zone de transition à 2 000 000 K dans la couronne. Ce phénomène surprenant de "chauffage" de la couronne est encore à l'heure actuelle un des grands sujets de recherche en physique solaire.
Le gaz chaud de la région de transition puis de la couronne émet des rayonnements ultraviolets et X observables à partir de satellites. La région de transition est ainsi observée par l'expérience EIT de SOHO dans différentes raies UV produites par des atomes portés à différentes températures. Quant à la couronne, elle est observée de façon régulière en rayons X par le satellite japonais YOHKOH.

Couronne solaire

Un point de Lagrange est une position de l'espace dans un référentiel en rotation lié au centre de masse d'un système à deux corps, où leurs champs de gravité se combinent avec la force de Coriolis présente dans ce référentiel de manière à fournir un point d'équilibre à un troisième corps de masse négligeable, tel que les positions relatives des trois corps soient fixes.Les points de Lagrange sont un cas particulier du problème à 3 corps, où l'un des 3 corps est de masse négligeable devant les 2 autres. Ils sont au nombre de 5, les trois premiers ayant été découvert en 1764 par le mathématicien Leonhard Euler et les deux autres par son collègue Joseph Lagrange en 1772. Application Soleil - TerreLes points de Lagrange les plus célèbres sont ceux où un corps d'épreuve est soumis à l'attraction du Soleil et de la Terre. Ils suivent alors une orbite autour du Soleil à la même vitesse angulaire que la Terre. Les points L1 et L2 sont situés à proximité de la Terre (au premier ordre, le rapport des distances est proportionnel à la racine cubique du rapport des masses), le point L3 est symétrique de la Terre par rapport au Soleil, et les points L4 et L5 sont aux sommets de triangles équilatéraux ayant le segment Soleil-Terre pour base. Les orbites autour de L4 et L5 sont stables, les trois autres instables comme l'a montré le mathématicien Joseph Liouville.Un exemple de points de Lagrange, ceux associés au système Soleil-Jupiter et qui explique l'existence de la famille d'astéroïdes baptisés les troyens. © Alexandre PousseAutres exemplesLes astéroïdes troyens :C'est après le cas de la Terre et du Soleil l'exemple le plus connu des implications de l'existence des points de Lagrange.Les astéroïdes troyens sont sur la même orbite que Jupiter, soit en avance sur Jupiter (point L4), soit en retard (point L5). Le premier astéroïde troyen fut découvert en 1906 par Max Wolf à proximité de Jupiter et depuis lors, des milliers ont été détectés. Les astronomes ont nommé ces astéroïdes selon leur position sur l'orbite commune avec leur planète (pas nécessairement Jupiter). S'ils la précèdent en L4, leur nom est choisi parmi ceux des héros grecs de L'Iliade (ex Patrocle) et s'ils la suivent en L5, ils portent celui d'un héros troyen (ex Hector).Les colonies spatiales de Gerard K. O’Neill:Surfant sur la vague du projet Apollo au début des années 1970, ce chercheur avait proposé à ses étudiants de l'Université de Princeton d'apprendre à devenir physicien en réfléchissant sur la possibilité de coloniser l'espace à partir de leurs cours de physique. Les résultats seront si stimulants que le chercheur va dès lors se consacrer à développer le concept de colonies spatiales. Selon O'Neill, ses étudiants et ses collègues, de telles colonies construites aux points de Lagrange L5 et L4 seraient l'occasion pour l'Humanité de repartir sur de nouvelles bases, de transférer l'industrie et une population grandissante dans l'espace et de permettre à la Terre de sortir du « coma écologique » dans lequel un développement industriel frénétique et anarchique l'ont fait sombrer.Les points de Lagrange sont des points d’équilibre dans la dynamique céleste, en lesquels les forces gravitationnelles s’annihilent. Des explications de Emmanuel Trélat est professeur de mathématiques à l'université Pierre et Marie Curie, laboratoire Jacques-Louis Lions, et est le directeur de la Fondation Sciences Mathématiques de Paris. © Institut Henri PoincaréLa sonde solaire SOHO :Pour observer continûment le Soleil, le point L1 est idéal. Il tourne autour du Soleil avec la Terre, avec le Soleil en permanence d'un côté et la Terre au côté opposé. C'est donc en L1 qu'a été logiquement installée la sonde SOHO, dédiée à l'observation du Soleil.La mission Planck :En revanche, s'il s'agit d'observer l'Univers froid, tel que l'a fait la mission Planck avec le rayonnement fossile, c'est le point L2 qui est idéal. Il tourne avec la Terre, dans son ombre donc en permanence opposé à la direction de visée vers le Soleil. C'est donc en L2 qu'a été installé Planck, et que le sera aussi le nouveau télescope spatial JWST, successeur de Hubble.

Points de Lagrange

La mission SOHO a pour objectif d'étudier la structure interne du Soleil, la chaleur de son atmosphère, les origines du Vent solaire. La sonde spatiale SOHO est le fruit d'une collaboration entre la NASA et l'ESA. Elle a été lancée le 2 décembre 1995 de la base de Cap Canaveral (USA) par une fusée Atlas II. En fonctionnement depuis février 1996, sa mission est prolongée jusqu'en 2007.
Pour cela, elle a été placée en orbite autour de la Terre au point de Lagrange L2 situé entre la Terre et le Soleil à environ un million et demi de kilomètres de la Terre. 
Systèmes embarqués
Véritable observatoire dédié au soleil, SOHO est une plateforme sur laquelle sont placés douze instruments qui observent en permanence le Soleil, mesurent le rayonnement électromagnétique (du visible à l'extrême ultraviolet et aux rayons X, en spectroscopie et/ou imagerie), pour répondre aux trois principaux objectifs du programme de recherche :
* Etude de la structure interne du Soleil ;* Etude du vent solaire ;* Etude de l'atmosphère solaire.

Soho

La météorologie est une discipline scientifique interdisciplinaire qui vise à comprendre les phénomènes atmosphériques. À l’aide de paramètres physiques, chimiques et mathématiques comme la mécanique des fluides ou la thermodynamique, elle tente par exemple de décrypter la formation des nuages, du vent ou des précipitations sur une échelle de temps et d’espace plus ou moins importante.
Ainsi, elle peut tenter d’anticiper le temps qu’il va faire dans un endroit donné et à un moment donné, bien que la précision diminue avec le temps qui passe. De ce fait, cette discipline connaît des applications concrètes dans de nombreux domaines comme l'agriculture, la production d’énergie, les transports ou la médecine.
Instruments météorologiques
Selon les époques, différents instruments météorologiques ont permis d’évaluer la météo des jours à venir. Des simples observations antiques jusqu’au baromètre, les moyens ont évolué. Aujourd’hui, après le radar, les satellites envoient des images de la Planète afin d’anticiper les phénomènes climatiques en préparation.

Météorologie

La mission STEREO de la NASA a été sélectionnée en 2000 et son lancement a eu lieu le 26 octobre 2006 à 00h52 TU par une fusée Delta II depuis Cap Canaveral. Son principal objectif est l'étude à trois dimensions de la dynamique coronale ainsi que la structure, l'évolution et l'interaction des éjections de masse coronale avec le milieu interplanétaire. Cette étude sera réalisée à partir de deux satellites identiques permettant une vision stéréoscopique. Ces satellites sont équipés d'imageurs performants ainsi que d'instrument radio et in-situ.
Objectifs de STEREO 
La mission STEREO a pour but de fournir des informations originales sur les éruptions solaires et leurs effets sur l'environnement terrestre. Afin d'obtenir des images stéréoscopiques des éruptions, un satellite précédera la Terre dans sa rotation autour du Soleil, et l'autre la suivra. Les images obtenues par les satellites seront combinées avec les données "in situ", ainsi qu'avec des données d'observatoires au sol, et de satellites en orbite basse pour suivre en 3 dimensions le stockage d'énergie magnétique, l'éjection puis la trajectoire de la matière coronale dans le milieu interplanétaire. Lorsque l'éjecta atteindra l'orbite de la terre, les magnétomètres et les instruments de mesure du plasma installés à bord des satellites STEREO permettront de caractériser la matière éjectée et de relier sans ambiguïté ces mesures à leur source solaire.
Durée de vie : 2 ans.

STEREO

La tempête correspond à un événement météorologique violent. Elle est caractérisée par des vents forts, souvent accompagnés de précipitations intenses. La tempête est distribuée sur une zone de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre.Il n’existe pas de caractéristiques précises pour définir la tempête sur la terre. Sur la mer en revanche, il est question de tempête dès lors que les vents moyens dépassent les 90 km/h, même s’ils ne sont pas systématiquement mêlés à la pluie. À noter que les vents peuvent parfois amener avec eux des particules, donnant naissance à des tempêtes de sable ou de neige.Il existe deux types de tempêtes : les dépressions dans les latitudes moyennes, dites cyclones extratropicaux, et les cyclones tropicaux.Formation des tempêtesLes cyclones extratropicaux naissent le plus souvent au-dessus des océans, consécutivement à la rencontre d’un air chaud en bordure océanique et d’un air plus froid sur les terres, entraînant une circulation dans le sens inverse des aiguilles d’une montre au niveau de l’hémisphère nord, et l’inverse au niveau de l’hémisphère sud. Les mouvements en altitude favorisent la condensation de l’eau et la formation d’importantes précipitations. La formation d’un fort gradient de pression atmosphérique génère des vents violents, parfois à l’origine de gros dégâts.Au niveau tropical, les ouragans, aussi appelés typhons, se forment au niveau des océans chauds des régions intertropicales. De par l’importance de la condensation et le dégagement de chaleur, les tempêtes tropicales génèrent des conditions climatiques très violentes, avec des vents ravageurs et parfois même des tornades, ainsi que des ondées torrentielles favorisant des inondations et des glissements de terrain.Comment réagir face à une tempête ?Lorsque vous êtes confronté à une tempête, il est crucial de prendre des mesures appropriées pour garantir votre sécurité. Voici quelques conseils essentiels pour réagir de manière appropriée face à une tempête :Restez informé : Suivez les prévisions météorologiques et les avertissements émis par les autorités compétentes. Écoutez les bulletins d'information à la radio ou à la télévision, consultez les sites Web des organismes météorologiques locaux et suivez les médias sociaux pour obtenir les dernières informations.Préparez-vous : Avant l'arrivée de la tempête, assurez-vous d'avoir des provisions essentielles, comme de la nourriture non périssable, de l'eau potable, des bougies, une trousse de premiers secours et des piles. Chargez également vos téléphones portables et assurez-vous d'avoir une radio à piles ou une alternative pour rester informé en cas de coupure de courant.Sécurisez votre domicile : Vérifiez les portes, fenêtres et toits pour vous assurer qu'ils sont bien fermés et en bon état. Si possible, renforcez les structures extérieures pour résister aux vents violents. Éloignez les objets susceptibles d'être emportés par le vent et sécurisez les meubles extérieurs.Restez à l'intérieur : Évitez de sortir pendant la tempête, car les vents forts et les précipitations peuvent représenter un danger pour votre sécurité. Restez dans une pièce centrale de votre domicile, éloignée des fenêtres, et restez à l'écoute des dernières mises à jour météorologiques.Tempêtes célèbresCertaines tempêtes, particulièrement violentes, sont affublées d’un nom. Par exemple, en février 2010, la tempête Xynthia a durement frappé la façade ouest de la France ainsi que de nombreux autres pays européens. En 2018, c’est Eléanor qui frappait une grande partie de la France ainsi et d'autres pays européens. Les ouragans possèdent eux aussi des noms, comme le terrible cyclone Sandy qui a durement frappé l’Amérique du Nord en octobre 2012. 2017 connut un enchainement d'ouragans intenses : notamment Harvey, Irma et Maria.

Tempête

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

Orage

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

Le terme de champ magnétique désigne une région de l’espace soumise à l’action d’une force provenant d’un aimant. Il caractérise également l’influence d’une charge électrique en mouvement et exerce, réciproquement, son action sur les charges en mouvement.
Champ magnétique, aimant et champ électromagnétique
Le champ magnétique est l’une des composantes du champ électromagnétique.
En présence d’un champ magnétique, on peut observer divers phénomènes sur les matériaux :

paramagnétisme ;diamagnétisme ;ferromagnétisme.

Les applications du champ magnétique sont nombreuses. Elles vont de l’attraction des aimants et l’orientation des boussoles au stockage d’information sur les disques durs en passant par les accélérateurs de particules ou le rayonnement synchrotron.
Définition du physicien et formules
Le champ magnétique est une grandeur physique vectorielle représentée par le symbole ou par le symbole . Dans le vide, et sont reliés par la relation :
 = / μ0où μ0 représente la perméabilité magnétique du vide
Dans un milieu d’aimantation M, la relation devient :
 = / μ0 - M
 est la grandeur fondamentale, la densité de flux magnétique de laquelle dérive qui décrit le champ magnétique dans les milieux.
Par ailleurs, comme on l'a vu plus haut, le champ magnétique est lié au courant. Il traduit aussi son influence à la distance de la source. Son unité SI est donc l’ampère par mètre, A.m-1. Toutefois, on utilise plus couramment aujourd’hui le tesla, T, pour définir l’intensité d’un champ magnétique.
Les évolutions du champ magnétique sont décrites par les équations de Maxwell.
Le champ magnétique terrestre
La Terre, comme d’autres planètes du Système solaire, est protégée par un vaste champ magnétique qu’elle tient des mouvements de son noyau métallique liquide. Ce champ, soumis aux vents solaires, n’est pas uniforme. Sa valeur varie entre 30 et 60 μT selon l’endroit où l’on se situe sur la planète.
À certains moments de l’histoire – et cela peut se reproduire – le champ magnétique terrestre s’est inversé, le pôle nord prenant la place du pôle sud.

Champ magnétique

Le milieu interplanétaire est balayé en permanence par un vent de particules électriquement chargées en provenance du Soleil.
Ce vent est très peu dense (10 particules par centimètre cube), mais très rapide (400 à 800 km/s). C'est un vent supersonique (il se déplace plus vite que les ondes sonores).Le vent solaire est composé principalement d'électrons, de protons et de noyaux d'Hélium. Le vent Solaire est très fluctuant.
Le vent solaire est traversé par des ondes de choc. Il est émetteur d'émissions radio.

Vent solaire

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

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

Soleil

D’un point de vue étymologique, le terme héliocentrique se rapporte à un système de référence centré sur le Soleil. En astronomie, il se rapporte à une théorie qui place le Soleil au centre de l’univers. Il s’oppose alors au terme géocentrique qui est, de son côté, rattaché à une théorie qui place la Terre au centre de l’univers.
Dans l'antiquité, plusieurs penseurs entrevoient la possibilité que la Terre ne constitue pas un objet immobile, placé au centre de notre univers. Plus tard, c’est Copernic qui propose le premier véritable modèle héliocentrique dans son ouvrage De revolutionibus orbium caelestium publié en 1543. Il avance alors que les mouvements des planètes, y compris celui de la Terre, sont centrés sur le Soleil.
Le système héliocentrique décrit dans l’ouvrage de Copernic. © HB, Wikipedia, Domaine public
Le Soleil au centre du cosmos ?
Les conclusions de Copernic reposent alors sur le simple fait que son modèle apparaît plus simple, logique et harmonieux. Et c’est bien plus tard, à Galilée et à sa lunette que reviennent les observations astronomiques et premiers principes mécaniques qui prouvent la validité de ce modèle héliocentrique.
Mais longtemps, cette représentation du monde fut combattue, notamment par les religions. Au XVIIe siècle, les lois de Newton — qui apportent de la précision aux lois empiriques de Kepler — et de nouvelles observations permettent d’asseoir le modèle. Cependant, il faudra encore attendre le XXe siècle pour que le Soleil perde sa place au centre de l’univers et devienne une étoile parmi des dizaines de milliards d’autres au sein d'une galaxie.

Héliocentrique

11858_des-sondes-qui-espionnent-le-soleil

Contrairement &agrave; Mars ou [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition], la plan&egrave;te [popupdefinition id=3722]Mercure[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; tr&egrave;s peu &eacute;tudi&eacute;e par des sondes spatiales. Deux seulement ont survol&eacute; la plan&egrave;te la plus proche du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. La premi&egrave;re, [popupdefinition id=4722]Mariner 10[/popupdefinition], a survol&eacute;&nbsp;trois fois Mercure&nbsp;de 1974 &agrave; 1975. La seconde,&nbsp;Messenger&nbsp;(MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging, en fran&ccedil;ais &laquo; Surface, environnement spatial, g&eacute;ochimie et [popupdefinition id=4278]t&eacute;l&eacute;m&eacute;trie[/popupdefinition] de Mercure &raquo;),&nbsp;est rest&eacute;e en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de la [popupdefinition id=4548]petite plan&egrave;te[/popupdefinition] de mars 2011 &agrave; mars 2015, avant que la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition] ne termine sa mission en la pr&eacute;cipitant sur la surface de la plan&egrave;te, faute de carburant. La rel&egrave;ve se pr&eacute;pare avec la sonde europ&eacute;enne [popupdefinition id=3632]BepiColombo[/popupdefinition] qui devrait rejoindre Mercure &agrave; l'horizon 2025. &copy; Nasa<link https:=""><link https:="">

Les sondes qui ont exploré Mercure

BepiColombo est une mission conjointe de l’ESA (Agence spatiale européenne) et de la Jaxa (Agence spatiale japonaise) destinée à l’étude pluridisciplinaire de la planète Mercure. Cette mission se compose de plusieurs modules (dont trois fournis par l'Europe) : l'orbiteur MPO (Mercury Planetary Orbiter), avec ses 11 instruments dédiés à la cartographie et l'étude de la surface de Mercure et de son atmosphère ; le bouclier solaire, pour protéger l'engin des quelque 350 °C au voisinage de Mercure ; le module de transfert MTM (Mercury Transfert Module), qui assurera l'alimentation électrique et la propulsion pour le voyage Terre-Mercure ; l'orbiteur MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter), fourni par le Japon, étudiera notamment le champ magnétique de Mercure, sa magnétosphère et l’espace interplanétaire interne grâce à ses cinq instruments.Cette mission a été lancée par une Ariane 5 en octobre 2018. L'arrivée autour de Mercure est prévue en décembre 2025, après un voyage de sept ans pendant lequel neuf manœuvres d'assistances gravitationnelles (une autour de la Terre, deux autour de Vénus et six autour de Mercure) seront nécessaires pour ralentir la sonde et l'insérer en orbite autour de la planète. Bien que la mission soit conçue pour une durée d'un an, avec une extension possible d'une année supplémentaire, l'utilisation de ces moteurs électriques pour le contrôle d'attitude et les corrections de trajectoire permet d'espérer une durée de fonctionnement de trois ou quatre années, voire cinq.Bloc "Le saviez-vous ?"Une nouvelle mission appelée BepiColombo entame son voyage pour aller étudier la planète Mercure, l’une des contrées les plus étranges de notre Système solaire. Des scientifiques européens, notamment, tentent d’en percer les mystères. © ESAArrivée à proximité de Mercure, BepiColombo devra supporter avec son bouclier thermique des températures supérieures à 350 °C. Un vrai défi quand on sait que les missions spatiales se déroulent d’ordinaire dans des environnements bien moins chauds. BepiColombo utilisera aussi la propulsion électrique. Cette propulsion électrique (utilisant 580 kilogrammes de xénon) est constituée de quatre moteurs à grille de 20 centimètres de diamètre capables, chacun, d'une poussée de 145 mN (millinewtons), avec une impulsion spécifique de 4.000 secondes.Résoudre les mystères de MercureMercure intrigue de par ses propriétés singulières et plusieurs énigmes qui la concernent, notamment en relation avec la formation du Système solaire qui peut aussi servir à comprendre celles des autres systèmes planétaires avec des exoplanètes similaires, n’ont pas encore été percées.Que peut-on apprendre sur la formation du Système solaire et la formation des planètes telluriques ? Pourquoi la densité de Mercure est-elle si élevée ? Le noyau de Mercure est-il solide ou liquide ? Pourquoi une planète aussi petite possède-t-elle un champ magnétique alors que Vénus, Mars ou la Lune n’en ont pas (ou plus) ? Pourquoi les observations spectroscopiques ne révèlent pas la présence de fer alors qu’il est supposé être le constituant principal de Mercure ? Les cratères constamment à l’ombre contiennent-ils vraiment de l’eau ?La mission euro-japonaise BepiColombo est partie à l’assaut de Mercure en octobre 2018. Objectif pour les deux sondes ? Étudier à partir de 2025, la surface et la structure interne de la petite planète rocheuse, la plus proche du Soleil, et aussi en apprendre davantage sur sa magnétosphère et son champ magnétique. © Cnes

BepiColombo

Les petites planètes ont des diamètres de moins de 13000 km (Mercure, Vénus, la Terre et Mars par exemple).

Petite planète

Mesure de paramètres ou de quantités à distance

Télémétrie

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

Messagerie instantanée

Mariner 10 était la dernière sonde du programme américain Mariner, et aussi la première à exploiter les effets d'une réaction de gravitation.
Lancée le 3 novembre 1973 depuis Cap Canaveral, elle a atteint le voisinage de Vénus le 5 février 1974 et en a transmis environ 4000 photographies. Elle a aussi mesuré la vitesse de rotation de la planète (243 jours) et montré que son champ magnétique ne dépassait pas 0,05% du champ magnétique terrestre.
Utilisant Vénus pour incurver sa trajectoire, Mariner 10 a atteint Mercure pour la première fois le 29 mars 1974, survolant la planète à 705 km de la surface et transmettant des images qui révélaient une surface intensément cratérisée. Placée en orbite solaire, Mariner 10 survolera encore Mercure du 20 au 23 septembre 1974 à 48096 km, puis en mars 1975 à seulement 327 km.
Mariner 10 a aussi été le premier engin spatial à utiliser le principe de la voile solaire. Suite à une défaillance du contrôle d'attitude de la sonde, les techniciens ont décidé de positionner les panneaux solaires afin d'utiliser la pression de radiation pour en stabiliser l'orientation sur les trois axes.

Mariner 10

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

Vénus

11856_les-sondes-qui-ont-explore-mercure

L'exploration de [popupdefinition id=421]V&eacute;nus[/popupdefinition] a d&eacute;but&eacute; en 1962 avec la sonde &eacute;tats-unienne Mariner 2. Elle s'est poursuivie essentiellement avec les sondes russes [popupdefinition id=4724]Venera[/popupdefinition] qui ont d&eacute;montr&eacute; qu'il s'agissait bien d'un monde infernal et sans eau, alors que certains pensaient que sa couverture nuageuse &eacute;tait le produit d'oc&eacute;ans et de mar&eacute;cages couvrant la plan&egrave;te. En mars 1982, les premi&egrave;res photos [popupdefinition id=4126]couleur[/popupdefinition] de la surface ont &eacute;t&eacute; r&eacute;alis&eacute;es par les sondes Venera 13 et Venera 14. Il faudra attendre l'arriv&eacute;e en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] en 1990 de la sonde Magellan ([popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]) pour avoir un nouveau bond en avant&nbsp;dans notre connaissance de la plan&egrave;te la plus chaude du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition]. Pendant 4 ans, elle a cartographi&eacute; sa surface &agrave; haute [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] avec un radar. De nouvelles grandes d&eacute;couvertes seront faites entre 2006 et 2014 gr&acirc;ce &agrave; la sonde europ&eacute;enne Venus Express&nbsp;([popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition]). La rel&egrave;ve est prise depuis 2015 par la sonde japonaise Akatsuki (Jaxa) et peut-&ecirc;tre dans un futur proche par la sonde Venera D. &copy; Jaxa<link https:=""><link https:=""><link https:=""><link https:="">

Bienvenue sur Vénus

La sonde Venus Express, de l’ESA (Agence spatiale européenne), a étudié l’atmosphère, la surface, le champ magnétique (très faible) et le plasma de la planète Vénus. Lancée le 9 novembre 2005 de Baïkonour par une fusée Soyouz classique complétée de l’étage supérieur Fregat (comme Mars Express), la sonde a été injectée sur une trajectoire directe pour un voyage de 150 jours et a rejoint cette planète le 11 avril 2006, réduisant sa vitesse par freinage atmosphérique. Elle s’est ensuite installée sur une orbite quasi-polaire. Prévue pour deux ans, sa mission a duré huit années et s’est prolongée jusqu’en décembre 2014. Le contact a été perdu en janvier 2015, Venus Express s’étant consumée dans l’épaisse atmosphère.
Afin de réduire les coûts, la sonde fut bâtie autour de la plateforme développée pour Mars Express par les mêmes équipes industrielles. De plus, Venus Express a utilisé les doublures des instruments construits pour les sondes Mars Express et Rosetta.
La passionnante atmosphère de Vénus
Vénus, de taille et de masse comparables à celles de la Terre, a cependant évolué différemment. Vénus possède une surface sèche et extrêmement chaude (plus de 460 °C). Elle offre un paysage essentiellement occupé par de vastes plaines, parsemées de cratères d’impacts et de très nombreuses structures volcaniques.
Venus Express a fourni des mesures détaillées de l’atmosphère, et en particulier du vortex polaire sud. Elle a permis de découvrir, en 2015, que les températures aux pôles sont bien plus basses qu’on ne le pensait, avec une moyenne de -157 °C. La sonde a mesuré très précisément, à toutes les latitudes, les vitesses des vents de l’atmosphère (90 fois plus dense que celle de la Terre), laquelle est en « super-rotation » car elle tourne plus vite que la planète elle-même. Plus complexe que prévu, elle est parcourue d’ondes liées à la rotation de la planète et d’ondes de gravité, un peu comme des vagues. Elle a également découvert la présence dans l’atmosphère de l’hydroxyle (OH) et mesuré l’ozone, ce qui permet de mieux comprendre la chimie se produisant à très haute altitude. Pour la surface, outre une cartographie des températures au sol, Venus Express a montré qu’il existe des volcans ayant eu une activité récente à l’échelle des temps géologiques.

Venus Express

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

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

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

Les sondes soviétiques Venera, lancées depuis Baikonour, font partie de l'époque quasi-héroïque de la conquête spatiale. Seize ont été lancées, toutes à destination de Vénus.
Venera 1 - 12 février 1961 - Echec.Venera 2 - 12 novembre 1965 - Survol à 24.000 km.Venera 3 - 16 novembre 1965 - Premier atterrissage sur Vénus, panne de communications.Venera 4 - 12 juin 1967 - Atterrissage - Transmission de données sur l'atmosphère durant la descente.Venera 5 - 5 janvier 1969 - Atterrissage - Transmission de données sur l'atmosphère durant la descente.Venera 6- 10 janvier 1969 - Atterrissage - Transmission de données sur l'atmosphère durant la descente.Venera 7 - 17 août 1970 - Atterrissage - Première transmission de données depuis la surface.Venera 8 - 27 mars 1972 - Atterrissage - Transmission de données depuis la surface.Venera 9 - 8 juin 1975 - Module orbital + atterrisseur - Première transmission d'images N&B.Venera 10 - 14 juin 1975 - Module orbital + atterrisseur - Transmission d'images N&B.Venera 11 - 9 septembre 1978 - Atterrissage, mais panne de transmission.Venera 12 - 14 septembre 1978 - Atterrissage, mais panne de transmission.Venera 13 - 30 octobre 1981 - Atterrissage, première transmission d'images couleurs.Venera 14 - 4 novembre 1981 - Atterrissage, transmission d'images couleurs.Venera 15 - 2 juin 1983 Orbit - Cartographie radar depuis l'orbite.Venera 16 - 7 juin 1983 Orbit - Cartographie radar depuis l'orbite.

Venera

11860_bienvenue-sur-venus

Les sondes sovi&eacute;tiques du programme Luna furent les premi&egrave;res &agrave; atteindre notre satellite. Les sondes &eacute;tats-uniennes Surveyor leur emboit&egrave;rent le pas en permettant de pr&eacute;parer les succ&egrave;s des missions d'alunissage [popupdefinition id=3743]Apollo[/popupdefinition]. Luna 2 fut la premi&egrave;re mission &agrave; atteindre la surface de la [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition].&nbsp;Luna 3 r&eacute;v&eacute;la sa face cach&eacute;e, et Luna 9 fut la premi&egrave;re sonde&nbsp;&agrave; se poser en douceur sur le sol lunaire. C'&eacute;tait en 1966.&nbsp;Luna 16 r&eacute;alisa le premier retour automatis&eacute; d'&eacute;chantillon en 1970. De nos jours l'&eacute;tude de la Lune s'est poursuivie avec&nbsp;LRO&nbsp;(Lunar Reconnaissance Orbiter), une sonde spatiale de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition] lanc&eacute;e en 2009 et toujours en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de la Lune. Son objectif &eacute;tait initialement de dresser une carte en&nbsp;haute [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] de la Lune et de d&eacute;tecter la pr&eacute;sence d'eau au niveau des r&eacute;gions polaires. Il y a eu aussi la mission&nbsp;GRAIL&nbsp;(Gravity Recovery and Interior Laboratory) qui a r&eacute;alis&eacute; un relev&eacute; tr&egrave;s d&eacute;taill&eacute; du champ de [popupdefinition id=1014]gravit&eacute;[/popupdefinition] de notre satellite&nbsp;afin de d&eacute;terminer sa structure interne. Les Chinois n'ont pas &eacute;t&eacute; en reste avec la sonde Chang'e 3 qui a atterri sur la Lune le 14 d&eacute;cembre 2013, accompagn&eacute;&nbsp;d'un [popupdefinition id=2591]rover[/popupdefinition] lunaire de 140 [popupdefinition id=354]kg[/popupdefinition] nomm&eacute; Yutu. Les Indiens devraient lancer en 2018 [popupdefinition id=18038]Chandrayaan-2[/popupdefinition], un orbiteur &eacute;quip&eacute; d'un atterrisseur qui pourrait embarquer un rover. &copy; Nasa<link https:=""><link https:=""><link https:=""><link https:="">

Voyage autour de la Lune

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

Gravité

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

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

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

Chandrayaan-2 est une mission d’exploration lunaire de l’Agence spatiale indienne (Isro). Elle compte un orbiter et un petit rover à 6 roues. Il s’agit de la seconde mission indienne à destination de la Lune après l'orbiteur Chandrayaan-1 qui, d'octobre 2008 à août 2009, avait tourné autour de la Lune.Son lancement est prévu à l'intérieur d'une fenêtre de tir qui s'ouvre le 9 juillet et se ferme le 16 juillet. Elle sera lancée à bord d'un lanceur GSLV-MkIII avec une arrivée prévue sur la Lune le 6 septembre. Le site d’atterrissage n’a pas été officiellement dévoilé. On suppose que l’atterrisseur se posera près du pôle sud.Scénario de la mission Chandrayaan-2 qui sera lancée en juillet 2019. © Isro 11 instruments pour cette deuxième mission lunaire de l'IndeLe programme scientifique de la mission sera dévoilé en juin. Au total, la mission emporte 11 instruments répartis sur l'orbiter (5), l'atterrisseur (4) et le rover (2).Les cinq instruments sur l'orbiteur :un spectroscope-imageur infrarouge IIRS pour la cartographie de la Lune afin d'étudier les minéraux, les molécules d'eau et les hydroxyles présents ;une caméra permettant de réaliser des cartes tridimensionnelles pour l'étude de la minéralogie et de la géologie de la Lune ;un spectromètre de masse pour l'étude détaillée de l'exosphère de la Lune ;un spectromètre à rayons X à bande large et un détecteur de rayons X XSM pour relever les principaux éléments présents à la surface de la Lune ;un radar à synthèse d'ouverture SAR en bande L et S pour analyser les couches superficielles de la Lune sur une épaisseur de quelques dizaines de mètres. L'objectif est de confirmer la présence d'eau dans les régions situées en permanence à l'ombre.Les quatre instruments installés sur l'atterrisseur :un sismomètre ;un instrument de mesure des propriétés thermiques du sol ;un instrument de mesure de densité du plasma ;un réflecteur laser fourni par la Nasa permettant aux scientifiques de mesurer avec précision la distance qui sépare la Terre de la Lune.Les deux instruments à bord du rover :un spectroscope à laser ;un spectroscope X à particules alpha.

Chandrayaan-2

Le kilogramme est l’unité légale de masse, son unité SI – comprenez, celle du Système international d’unités. Son symbole : kg.La définition du kilogramme la plus récente est celle proposée par la 26e Conférence générale des poids et mesures. Elle repose sur la constante de Planck (h) dont la valeur est universelle et immuable.Les physiciens ont choisi cette constante comme base de la définition du kilogramme, car elle s’exprime en kg.m2.s-1. Or le mètre et la seconde sont précisément définis. Connaissant la valeur de la constante de Planck, h = 6,62607015 x 10-34 Js ou kg.m2.s-1, il devient donc possible de définir aussi précisément le kilogramme. À l’aide d’une balance de Kibble — appelée aussi balance du watt —, par exemple, qui permet de faire le lien entre la masse d’un objet et des propriétés électriques qui font intervenir la constante de Planck.Ici, une balance de Kibble, encore appelée balance du watt. Un instrument qui permet de mesurer de manière très précise la masse d’un objet. © Richard Steiner, Wikipedia, CC by-SA 3.0Une ancienne définition pas assez préciseRappelons que jusqu’en mai 2019, le kilogramme correspondait à la masse du prototype international en platine iridié de 1889 déposé au pavillon des Poids et Mesures (à Sèvres, Hauts-de-Seine), sous le contrôle du Bureau international des poids et mesures (BIPM), dont le représentant français est le LNE (Laboratoire national d’essai et de métrologie). D’autres prototypes, nationaux, existent dans le monde. L’étalon international détenu en France porte le numéro 35.Après la mesure effectuée en 1889, deux autres ont été effectuées pour comparer le prototype international à des prototypes nationaux d’autres pays et à des témoins, en 1946 et en 1989. Ces mesures ont mis en évidence une modification de la masse d’environ 30 microgrammes, avec une dispersion des résultats de la mesure de l’ordre de 100 microgrammes.Considérant que la précision de l’ordre de 5x10-8 de la définition du kilogramme était mauvaise, les chercheurs ont choisi de proposer une nouvelle définition, indépendante de tout objet physique.

Kilogramme

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.

Apollo

11864_voyage-autour-de-la-lune

De nombreuses sondes russes et &eacute;tats-uniennes sont all&eacute;es &agrave; la rencontre de Mars depuis les ann&eacute;es&nbsp;1960 et l'on se souvient encore des mythiques missions [popupdefinition id=4520]Viking[/popupdefinition] de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]. Les Europ&eacute;ens leur ont emboit&eacute; le pas par la suite avec la mission [popupdefinition id=3586]Mars Express[/popupdefinition], en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de la Plan&egrave;te rouge depuis 2003. Elle&nbsp;&eacute;tudie l'[popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] et l'[popupdefinition id=871]ionosph&egrave;re[/popupdefinition] de Mars mais aussi sa surface. Elle a &eacute;t&eacute; rejointe en 2013 par Mars [popupdefinition id=2592]Orbiter[/popupdefinition] Mission (Isro), une sonde spatiale indienne permettant de d&eacute;tecter des traces de m&eacute;thane dans l'atmosph&egrave;re martienne et de rechercher la pr&eacute;sence d'eau &agrave; la surface de la plan&egrave;te. La sonde 2001 [popupdefinition id=3588]Mars Odyssey[/popupdefinition] (Nasa)&nbsp;avait pour objectifs principaux de dresser une carte de la distribution des [popupdefinition id=17943]min&eacute;raux[/popupdefinition] et des [popupdefinition id=15852]&eacute;l&eacute;ments chimiques[/popupdefinition] &agrave; la surface de notre voisine. La sonde [popupdefinition id=2553]Mars Reconnaissance Orbiter[/popupdefinition] (MRO) avait pour but de dresser une carte &agrave; haute [popupdefinition id=18289]r&eacute;solution[/popupdefinition] de la surface de Mars autour de laquelle elle est en orbite depuis 2006.<link https:=""><link https:="">

L'exploration de Mars - Photos Futura

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 ...

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 résolutio...

Mars Reconnaissance Orbiter

On appelle élément chimique l’ensemble des entités – atomes ou ions – qui présentent le même nombre Z de protons dans leur noyau. Nous connaissons aujourd’hui 118 éléments chimiques différents dont 94...

Élément chimique

Les granulats sont des fragments de minéraux de natures et grosseurs différentes. Destinés aux travaux de construction, de BTP, de décoration intérieure ou extérieure, ils s’utilisent selon les cas en...

Granulats

A l'origine, Mars Odyssey devait s'appeler Mars Surveyor 2001 et l'orbiteur devait transporter un lander, Mars Surveyor 2001 Lander. En mai 2000, la NASA abandonna le projet d'une mission sur le sol m...

Mars Odyssey

C'est une sonde spatiale qui reste en orbite autour d'un astre. Par exemple la sonde Mars Odyssey : elle est en orbite autour de Mars pour étudier la planète.

Orbiter

Partie de l'atmosphère où les molécules sont ionisées par le rayonnement ultraviolet solaire. L'ionosphère terrestre est comprise entre environ 80 et 500 km d'altitude.

Ionosphère

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 ...

Atmosphère

Le mot orbite vient du latin orbita qui était employé pour désigner la trace laissée par une roue. Il est utilisé aussi bien en astronomie qu’en anatomie, avec des sens très différents.L’orbite en ast...

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

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 projet Viking comprenait deux engins, Viking 1 et Viking 2, chacun formé d'un orbiteur destiné à se placer en orbite autour de Mars et d'un atterrisseur capable de se poser en douceur à la surface ...

Viking

L'exploration de Mars

11862_l-exploration-de-mars

Le premier [popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition] d&eacute;couvert dans la fameuse Ceinture principale, entre Mars et [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition], est&nbsp;[popupdefinition id=3864]C&eacute;r&egrave;s[/popupdefinition]. Avec un diam&egrave;tre d'environ 950 kilom&egrave;tres, l'[popupdefinition id=851]astre[/popupdefinition] est aujourd'hui consid&eacute;r&eacute; comme une [popupdefinition id=5149]plan&egrave;te naine[/popupdefinition]. Il s'agit de&nbsp;l'objet le plus grand et le plus massif de la [popupdefinition id=6358]Ceinture d'ast&eacute;ro&iuml;des[/popupdefinition] : elle constitue le tiers de la [popupdefinition id=15213]masse[/popupdefinition] totale de celle-ci. C&eacute;r&egrave;s poss&egrave;de un noyau rocheux et un [popupdefinition id=2495]manteau[/popupdefinition] de glace et peut-&ecirc;tre m&ecirc;me un oc&eacute;an d'eau [popupdefinition id=15334]liquide[/popupdefinition] propice &agrave; la vie. Elle n'avait jamais &eacute;t&eacute; visit&eacute;e par une sonde avant celle de la [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition], [popupdefinition id=4260]Dawn[/popupdefinition], qui s'est mise en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour d'elle avec son [popupdefinition id=878]moteur ionique[/popupdefinition]. Depuis le 8 d&eacute;cembre 2015, la sonde survole C&eacute;r&egrave;s &agrave; 385 kilom&egrave;tres d'altitude, effectuant des corrections d'orbite pour &eacute;tudier l'astre aussi longtemps qu'elle aura du carburant. &copy; Nasa<link https:=""><link https:="">

Dawn à la découverte de Cérès

Moteur utilisant des ions accélérés pour se propulser, par opposition au moteur chimique, qui brûle du carburant pour ce faire.La sonde Deep Space 1 utilise du xénon, qui est ionisé puis accéléré électriquement à la vitesse de 30 km/s. Les ions de xénon sont émis à cette vitesse hors du vaisseau et le propulsent donc dans la direction opposée.

Moteur ionique

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

Ceinture d'astéroïdes

La mission de la sonde Dawn (« Aurore » en français), de la Nasa, est de déterminer les conditions qui régnaient à l'aube de notre Système solaire, par le biais de l'analyse de deux des plus larges protoplanètes restées intactes depuis cette époque : Cérès, considéré aujourd'hui comme une planète naine, et Vesta, tous deux situés entre Mars et Jupiter dans la ceinture d'astéroïdes principale. Nantie de trois moteurs ioniques, offrant une poussée faible mais pouvant fonctionner très longtemps (70 % de la durée du voyage vers Vesta, par exemple), la mission comprend deux mises en orbite successives autour de Vesta puis autour de Cérès, une première dans l'exploration spatiale.
Reporté deux fois, le lancement a finalement lieu le 27 septembre 2007. Avec l'assistance gravitationnelle de Mars, Dawn atteint Vesta en juillet 2011 et reste en orbite jusqu'en juillet 2012. Elle s'en éloigne ensuite et poursuit sa route vers Cérès qu'elle devait atteindre en février 2015. Suite à des incidents (un rayon cosmique a endommagé la propulsion et deux roues de réaction sont en panne), le rendez-vous avec Cérès est reporté au 6 mars 2015 et la mise en en orbite en avril. Différentes trajectoires sont prévues jusqu'en novembre 2015. Dawn devrait rester ensuite un satellite de Cérès.

Dawn

Le manteau terrestre correspond à la partie du globe terrestre située entre la croûte et le noyau. Il s'étend donc entre 5 à 30 km (selon la nature de la croûte terrestre, continentale ou océanique) et 2.885 km de profondeur. 
Le manteau, pourtant solide, est animé de courants de convection qui évacuent la chaleur et qui sont responsables des déplacements des plaques tectoniques. Il est séparé de la croûte terrestre par la discontinuité de Mohorovičić (ou Moho), et du noyau terrestre par la discontinuité de Gutenberg.

Manteau terrestre

Cérès est une planète naine d'environ 950 kilomètres de diamètre située dans la Ceinture principale d'astéroïdes, entre Mars et Jupiter. Elle porte le nom de la déesse romaine de l'agriculture et de la fécondité.
Cérès, une planète naine
Découverte en 1801 par l'astronome italien Giuseppe Piazzi (directeur de l'Observatoire de Palerme en Sicile), elle est sans doute constituée de différents composés hydratés et de glace d'eau en surface, avec, en son centre, un noyau rocheux. C'est sa forme sphérique qui lui a valu de quitter la catégorie des astéroïdes et d'être reclassée comme planète naine en 2006 par l'Union astronomique internationale.
La magnitude de Cérès varie de 6,7 au périhélie (sa distance à la Terre est alors inférieure à 2 unités astronomiques, UA) à 9,3, ce qui permet de suivre son déplacement au milieu des étoiles avec une paire de jumelles.
Cérès observée par la sonde Dawn
Cérès a été photographiée en 2004 par le télescope spatial Hubble. Depuis mars 2015, la sonde américaine Dawn est installée en orbite autour d'elle et fournit des informations détaillées, notamment sur sa surface gelée. Les régions d'intensités lumineuses différentes traduisent la présence d'accidents topographiques (comme des cratères), des zones de composition chimique différente voire des signes de mouvements dans des volumes d'eau liquide internes ou même des geysers.

Cérès

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

Astre

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

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

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

Jupiter

11866_dawn-a-la-decouverte-de-ceres

Moins d'une dizaine de sondes spatiales se sont approch&eacute;es &agrave; faible distance d'une [popupdefinition id=2498]com&egrave;te[/popupdefinition]. La sonde [popupdefinition id=3634]Rosetta[/popupdefinition] ([popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition]) a &eacute;t&eacute; la premi&egrave;re &agrave; se mettre en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de ce type d'[popupdefinition id=851]astre[/popupdefinition] et la seconde &agrave; s'y poser, le 30 septembre 2016, apr&egrave;s le module Philae, le 12&nbsp;novembre 2014. Ces rendez-vous ont fait&nbsp;de la com&egrave;te 67P/Tchourioumov-Gu&eacute;rasimenko alias Tchouri, une star de l'exploration du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition]. Les missions les plus notables avant Rosetta &eacute;taient bien s&ucirc;r :&nbsp;[popupdefinition id=3629]Giotto[/popupdefinition], pour la [popupdefinition id=3630]com&egrave;te de Halley[/popupdefinition] en 1986 ;&nbsp;[popupdefinition id=4151]Stardust[/popupdefinition], qui est pass&eacute;e &agrave; proximit&eacute; de la com&egrave;te Wild 2 en 2004 en capturant des &eacute;chantillons de poussi&egrave;res ramen&eacute;s plus tard sur Terre ; et enfin, [popupdefinition id=2605]Deep Impact[/popupdefinition], qui a largu&eacute; en 2005 un [popupdefinition id=2609]impacteur[/popupdefinition] de 350 [popupdefinition id=354]kilogrammes[/popupdefinition] sur le noyau de la [popupdefinition id=8277]com&egrave;te Tempel 1[/popupdefinition], soulevant ainsi plusieurs milliers de tonnes de poussi&egrave;re et de glace que la sonde a pu analyser &agrave; distance. &copy; ESA<link https:=""><link https:=""><link https:="">

La comète Tchouri sous l'œil de Rosetta

Quatrième sonde du programme Discovery de la Nasa, Stardust fut lancée le 7 février 1999 à destination de la comète Wild-2, dont elle a survolé le noyau à 160 km le 1er janvier 2004 en effectuant diverses analyses et en transmettant des photos. 
Des échantillons de poussière cométaire, collectés dans 132 cubes d'aérogel exposés au vide spatial, ont été ramenés sur Terre au moyen d'une capsule de rentrée récupérée le 16 janvier 2006.

Stardust

Objet percutant un astre (planète, comète ou astéroïde). Cet objet peut lui-même être une planète, une comète ou un astéroïde.Ce peut être également un engin spatial dont la mission est de s'écraser sur un astre.

Impacteur

La sonde Rosetta de l'ESA, avec son atterrisseur Philae (ou Philaé), avait pour principal objectif l'étude de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.Déroulement de la mission RosettaLancée le 2 mars 2004, Rosetta est passée par une phase complexe de quatre assistances gravitationnelles successives (utilisant la Terre et Mars), afin d'atteindre la vitesse nécessaire pour aborder 67P/Churyumov-Gerasimenko. Durant son voyage, elle a étudié les astéroïdes Steins (5 septembre 2008) et Lutecia (10 juillet 2010). Rosetta est alors entrée dans une phase d'hibernation, en juillet 2011, dont elle est ressortie deux ans et demi plus tard, en janvier 2014. Cette hibernation a permis d'économiser une énergie précieuse.En mai 2014, la sonde a entamé la complexe manœuvre d'approche de la comète. Rosetta a alors dévoilé un corps à la forme tourmentée, d'abord comparée à celle d'un canard, avec deux lobes de tailles inégales séparées par une zone mince, peut-être une amorce de rupture. Après les observations effectuées alors que Rosetta tournait autour de sa cible, un secteur d'atterrissage a été choisi pour l'atterrisseur Philae, et baptisé Agilkia (du nom d'une île égyptienne, au milieu du Nil, sur laquelle ont été déplacés dans les années 1970 les temples de l'île de Philae, engloutie à la suite de la construction du barrage d'Assouan).Philae s'est posé sur la comète le 12 novembre 2014, avec pas moins de trois moyens différents pour s'assurer qu'il ne rebondisse pas sur le sol. Rappelons en effet que la gravité sur un corps aussi petit qu'une comète étant extrêmement faible (un cent millième de la pesanteur terrestre pour celle-ci), il suffit de très peu de vitesse pour échapper définitivement à son attraction gravitationnelle... Deux de ces systèmes (le propulseur dorsal qui devait le plaquer au sol et les harpons qui devaient l'y ancrer) n'ont pas fonctionné. Le troisième (un amortisseur entre le corps de Philae et les trois pieds de son train d'atterrissage) a, lui, fait son office. Philae a rebondi deux fois, s'éloignant d'environ un kilomètre du site visé, et s'est immobilisé dans une zone au relief accidenté.Une présentation de la mission Rosetta avant son arrivée autour de 67P/Churyumov-Gerasimenko. © CnesL'éclairage insuffisant n'a pas permis la recharge de la batterie secondaire par les panneaux solaires mais les instruments ont fonctionné durant environ 60 heures. Le travail scientifique est considéré comme réalisé à 80 % : extraction d'un échantillon par la foreuse et son analyse, scan radar de l'intérieur de la comète, analyse des propriétés thermique et mécanique du sol, analyse des émissions gazeuses, découverte d'un mystérieux champ magnétique variable...Rosetta a poursuivi l'étude de la comète, au fur et à mesure qu'elle se rapprochait du Soleil, environ une année après l'atterrissage de Philae.Questions scientifiquesLes planètes et les comètes ont une origine commune, elles se seraient formées à peu près au même moment, plus ou moins de la même manière. Les comètes actuelles se sont juste formées plus loin et se sont éloignées du centre du système. Elles reviennent régulièrement, vierges de toutes perturbations extérieures, et là réside tout leur intérêt ! En effet, loin du Soleil, la comète voyage dans un univers très froid qui ralentit son évolution chimique... Les comètes ont donc une mémoire vieille de 4,5 milliards d'années, dont la lecture nous apportera certainement de nombreuses réponses.Au-delà de la compréhension sur l'origine de notre Système Solaire, Rosetta nous apportera peut-être des éléments de réponses sur l'origine de la vie. En effet, les comètes sont en partie constituées de molécules organiques qui, sur Terre, assurent la chimie du vivant (glucides, lipides, protéines et acides nucléiques). Les comètes ont donc peut-être joué un rôle fondamental en apportant sur notre planète ces éléments indispensables. À Rosetta de nous le dire !La mission spatiale Rosetta a conquis non seulement la comète Churyumov-Gerasimenko mais aussi le cœur des Hommes tant son histoire a soulevé d’enthousiasme. Jean-Pierre Bibring, Francis Rocard et Philippe Gaudon reviennent sur cette aventure extraordinaire. © Cnes

Rosetta

Deep Impact est une sonde spatiale de la NASA, qui a pour but d'étudier la composition en profondeur de la comète Tempel 1.
Les comètes, comme les astéroïdes par exemple, font partie de la famille des petits corps du Système Solaire. On les assimile à des protoplanètes avortées en raison de la formation de Jupiter et des autres planètes du Système Solaire. Elles sont les vestiges de sa genèse, ce qui fait leur intérêt. Leur étude s'avère importante et Deep Impact devrait y contribuer. Elles donnent une image du Système Solaire, alors récemment formé, et fournissent de substantiels indices sur les processus de formation des planètes et l'avènement de la vie sur la planète Terre.

Deep Impact

Lancée le 2 juillet 1985 par la fusée Ariane-1, la sonde Giotto est passée, le 13 mars 1986, à 600 km du noyau de la comète de Halley. Le projet fut un succès. C´était la première fois que l´on obtenait une image aussi précise du noyau d´une comète.
Cela a confirmé que les comètes étaient faites d´un mélange de roches et de glaces. Cette glace se sublime sous l´effet du rayonnement solaire et projette de la poussière dans l´espace comme on le voit ci-dessous. Noter que ce dégagement de poussières a gravement endommagé la sonde.

Giotto

Elle est sans nul doute la plus célèbre comète. En 1705, l'astronome anglais Edmond Halley calcule le retour d'une comète pour 1759. Il a en effet observé le retour périodique de cette comète tous les 76 ans. En 1758, soit seize ans après sa mort et avec seulement quelques mois d'avance, la comète est bien revenue.
Le noyau de la comète est composé d'un mélange de glace et de grains de poussières. De forme irrégulière, il mesure 16 km de long sur 8 km de large. A sa surface, peuvent être distingués des collines, des vallées de même que des cratères desquels s'échappent les gaz et poussières qui alimentent la chevelure et la queue.
Sa première apparition connue date de 446 ACN, quant à son dernier passage, il remonte à l'hiver 1986.

Comète de Halley

Découverte en 1867, la comète Tempel 1 (9P/Tempel) parcourt son orbite en 5,5 ans. Cet astre chevelu d'environ 6,5 kilomètres de diamètre a déjà reçu la visite d'une sonde spatiale américaine. Deep Impact a survolé la comète en juillet 2005 pour la photographier, mais surtout pour y propulser un impacteur de 370 kilos qui a formé un cratère d'une trentaine de mètres. L'impact a libéré de grandes quantités de poussière, de glace d'eau et d'acide cyanhydrique. 
Les caméras de la sonde ont également photographié des poches de glace en surface, première preuve directe de la présence de glace d'eau sur une comète. Cela suggère qu'il s'agit d'un corps géologiquement actif qui ferait remonter à la surface la glace nichée à l'intérieur. Des jets de gaz comme ceux observés sur la comète Hartley 2 se chargeraient ensuite d'entraîner poussière et glace dans la chevelure et la queue de la comète. Les scientifiques pensent que certaines molécules organiques présentes dans les comètes (comme la glycine détectée dans la comète Wild 2) pourraient être à l'origine de l'apparition de la vie sur Terre. 
Tempel 1 aura de nouveau droit à la visite d'une sonde en février 2011 : Stardust va en effet s'approcher à moins de 200 kilomètres de la comète. Objectif : vérifier comment la surface de l'astre chevelu s'est modifiée depuis l'impact de 2005 et après une orbite complète.

Comète Tempel 1

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.

Comète

11870_la-comete-tchouri-sous-l-oeil-de-rosetta

Les sondes Pioneer 10 et 11 furent les premi&egrave;res &agrave; survoler [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition] en 1973 et 1974. Mais ce sont surtout&nbsp;[popupdefinition id=3631]Voyager 1[/popupdefinition] et 2 qui ont r&eacute;volutionn&eacute; notre vision de Jupiter et de ses [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] en 1979. Il faudra attendre l'arriv&eacute;e de la sonde [popupdefinition id=2439]Galileo[/popupdefinition], en d&eacute;cembre 1995, pour avoir une moisson d'informations comparable,&nbsp;en grande partie.&nbsp;Galileo a &eacute;t&eacute; la premi&egrave;re sonde &agrave; se mettre en [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] exclusivement autour de Jupiter. Elle a men&eacute; sa mission d'&eacute;tude jusqu'en septembre 2003. C'est la sonde [popupdefinition id=18037]Juno[/popupdefinition] qui a pris la rel&egrave;ve&nbsp;depuis juillet 2016. Comme Galileo, elle devrait finir sa vie projet&eacute;e&nbsp;dans les entrailles du Jupiter. Il faudra attendre l'horizon des ann&eacute;es 2030 pour qu'une nouvelle sonde soit en orbite dans le syst&egrave;me jupit&eacute;rien avec la mission europ&eacute;enne [popupdefinition id=18036]Juice[/popupdefinition].<link https:=""><link https:=""><link https:="">

L'exploration de Jupiter

Juice est une sonde d’exploration destinée à Jupiter et certaines de ses lunes de l’Agence spatiale européenne. Cette sonde sera construite par Airbus et lancée par un lanceur Ariane 5 d’Arianespace en 2022. Elle atteindra Jupiter en 2030. Cette sonde est la première mission de l'ESA à destination de Jupiter. Juice sera également la mission interplanétaire de l'Agence qui ira le plus loin dans le Système solaire.La mission sera principalement consacrée à l'étude du système de Jupiter en tant qu'archétype des géantes gazeuses. Elle examinera le système jovien dans son ensemble en se concentrant particulièrement sur trois des quatre lunes glacées galiléennes (Europe, Ganymède et Callisto) qui abritent, potentiellement, des océans.Des panneaux solaires géantsPour cela, elle embarquera un panel de dix instruments fournis par des équipes scientifiques de 15 pays européens, du Japon et des États-Unis (en raison de la participation de la Nasa au projet). Parmi les instruments prévus sur la sonde : des caméras, des spectromètres, un altimètre laser, un magnétomètre et un radar capable de sonder la surface des lunes jusqu'à une profondeur de plusieurs kilomètres, ce qui fournira un éclairage nouveau sur les structures géologiques de ces mondes à la tectonique complexe.Point particulier, Juice, bien qu'éloignée du Soleil, n'utilisera pas de générateur thermoélectrique à radioisotope (RTG), comme les sondes américaines Cassini et New Horizons ou le rover Curiosity. Bien que maîtrisée, cette technologie n'a pas été développée en Europe pour des applications spatiales. À la place, l’ESA et Airbus ont prévu d’utiliser un générateur solaire, forcément très grand. Malgré l’encombrement qu’impose l’utilisation de très grands panneaux solaires, Rosetta a montré que cela n’était pas handicapant pour la mission. Mais, compte tenu de l’éloignement de Jupiter au Soleil, pour produire l’énergie nécessaire au fonctionnement du satellite et des instruments, ces panneaux solaires seront d’une taille record. Ils dépasseront ceux de Rosetta dont le générateur était l'un des plus grands jamais construits (67 m2). Celui de Juice, avec ses 97 m2, sera le plus grand jamais réalisé pour une mission interplanétaire européenne.

Juice

Juno est une sonde d’étude de la planète Jupiter de la Nasa. Elle a été lancée en 2011 et est arrivée à destination en juillet 2016. La sonde Juno emporte un ensemble de huit instruments scientifiques totalisant 29 capteurs différents, ainsi qu'une caméra.Les principaux objectifs de Juno sont axés sur la connaissance de l'histoire de la formation de Jupiter et sur son évolution. Ses données nous aident également à mieux comprendre les systèmes planétaires découverts autour d'autres étoiles, car la plupart des exoplanètes connues sont des Jupiter chaudes (c'est-à-dire des planètes similaires à Jupiter mais plusieurs fois plus massives).Concernant Jupiter, Juno se focalisera sur l'étude de l'atmosphère jovienne, de son champ magnétique et de la magnétosphère. Elle croisera plusieurs types de données pour en savoir plus sur son noyau, notamment par la cartographie des champs magnétiques et gravimétriques. Signalons également que la sonde observera les aurores boréales et australes, les plus puissantes du Système solaire.La Nasa, contrainte de modifier ses plansPour cette mission, les plans de la Nasa ne se sont pas déroulés comme prévu. Initialement, la Nasa prévoyait qu'après deux orbites de 53 jours, la sonde en réaliserait 32 autres sur une orbite de 14 jours, avant de terminer sa mission initiale. Pour passer de l'orbite de 53 jours à celle de 14 jours, Juno devait allumer son moteur pour entamer une manœuvre qui devait réduire l'orbite à 14 jours.Or, il se trouve que ce même moteur équipe d'autres sondes de la Nasa et qu'un problème dans des clapets de son système de pressurisation a été identifié sur l'une de ces sondes. La Nasa n'a pas voulu prendre le risque de compromettre cette mission à un milliard de dollars quelques mois seulement après son arrivée autour de Jupiter. Elle donc a pris la décision de rester sur une orbite de 53 jours autour de Jupiter.Ce nouveau scénario n’a pas remis en cause les objectifs initiaux de la mission qui seront bien atteints. En effet, tout l'intérêt de la mission est de faire de la science au périjove, c'est-à-dire quand Juno se trouve au plus près de Jupiter. Or, qu'elle soit sur une orbite de 53 jours ou de 14 jours, l'altitude du périjove reste la même, à quelques milliers de kilomètres au-dessus des pôles.La mission va néanmoins durer plus longtemps et se dérouler à un rythme moins effréné. Surtout, cette orbite offre de nouvelles opportunités scientifiques : elle va permettre d'explorer les confins de la magnétosphère jovienne, incluant sa « queue », sa partie sud et sa région frontalière, la magnétopause.

Juno

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.

Galileo

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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Peu de sondes spatiales ont visit&eacute; [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition] dont les anneaux intriguent les [popupmetier id=7]astronomes[/popupmetier] et les math&eacute;maticiens depuis des si&egrave;cles. Il y a d'abord eu la sonde Pioneer 11, en 1979, et les missions Voyager 1, en 1980, et [popupdefinition id=3631]Voyager 2[/popupdefinition], en 1981, lors de leur Grand Tour du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition]. Mais c'est surtout la mission Cassini-Huygens qui a fait faire un bond de g&eacute;ant &agrave; notre connaissance des mondes de Saturne.&nbsp;En [popupdefinition id=873]orbite[/popupdefinition] autour de la plan&egrave;te g&eacute;ante&nbsp;depuis 2004, la sonde a pu faire des [popupdefinition id=609]survols[/popupdefinition] de ses [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition] et de ses anneaux et surtout larguer l'atterrisseur europ&eacute;en Huygens &agrave; la surface de [popupdefinition id=3709]Titan[/popupdefinition], en 2005. La myst&eacute;rieuse lune [popupdefinition id=3712]Japet[/popupdefinition] a &eacute;t&eacute; examin&eacute;e de plus pr&egrave;s et les panaches d'[popupdefinition id=3705]Encelade[/popupdefinition] ont &eacute;t&eacute; d&eacute;couverts. Cette lune qui doit contenir des oc&eacute;ans sous sa [popupdefinition id=1352]banquise[/popupdefinition] excite&nbsp;les exobiologistes qui voudraient bien une nouvelle mission d&eacute;di&eacute;e &agrave; son exploration. Afin d'&eacute;pargner toute [popupdefinition id=3178]contamination[/popupdefinition] possible pour les lunes de Saturne, Cassini a finalement &eacute;t&eacute; d&eacute;truite en plongeant dans l'[popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] de Saturne, le 15 septembre 2017. &copy; [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition], Nasa<link https:=""><link https:=""><link https:="">

L'exploration de Saturne et de ses mondes

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).

Contamination (du latin souillure) est le terme médical utilisé pour désigner l'envahissement d'un organisme vivant ou d'une chose par des micro-organismes pathogènes.Les différents types de contamination des alimentsLes aliments peuvent être contaminés de différentes manières, et il existe plusieurs types de contamination alimentaire. Voici les principaux types de contamination des aliments :Contamination chimiqueLa contamination chimique des aliments peut survenir de diverses manières. Elle comprend la présence de produits chimiques toxiques tels que les résidus de pesticides, les contaminants environnementaux, les additifs alimentaires en excès et les produits chimiques industriels dans les aliments.Les métaux lourds tels que le plomb, le mercure et le cadmium peuvent également contaminer les poissons et les fruits de mer, ce qui peut être préjudiciable pour la santé humaine. La contamination chimique peut également résulter de la contamination croisée, où des produits chimiques non alimentaires, tels que des produits de nettoyage, entrent en contact avec les aliments, compromettant ainsi leur sécurité.Contamination allergèneLorsque des allergènes alimentaires, tels que les arachides, les noix, le lait, les œufs et le blé, se retrouvent accidentellement dans des produits alimentaires qui ne devraient pas les contenir. Pour les personnes allergiques, la consommation de ces allergènes peut déclencher des réactions allergiques graves, parfois mortelles. La gestion des allergènes dans la chaîne alimentaire est donc cruciale pour garantir la sécurité alimentaire des personnes allergiques.Contamination physiqueLa contamination physique des aliments concerne la présence d'éléments étrangers ou de matières inadéquates dans les produits alimentaires. Des morceaux indésirables tels que du verre, du plastique ou du métal peuvent accidentellement se retrouver dans les aliments, posant ainsi un risque grave pour la sécurité alimentaire. De plus, les particules provenant des matériaux d'emballage peuvent se détacher et contaminer les produits.Une manipulation incorrecte des aliments, notamment avec des mains non lavées, peut également entraîner une contamination physique, mettant ainsi en péril la santé des consommateurs. La détection précoce et la prévention de la contamination physique sont essentielles pour garantir la qualité et la sécurité des produits alimentaires que nous consommons au quotidien.Contamination microbienneLa contamination microbienne des aliments est une préoccupation majeure en matière de sécurité alimentaire. Elle survient lorsque des micro-organismes tels que les bactéries pathogènes, les virus, les champignons et les parasites envahissent les produits alimentaires. Parmi les coupables les plus courants, on retrouve des bactéries notoires comme Salmonella et Escherichia coli (E. coli), susceptibles de provoquer des infections alimentaires sévères. Les virus, tels que le norovirus et l'hépatite A, peuvent également être transmis par des aliments contaminés. Pour aggraver la situation, les moisissures et les levures peuvent non seulement détériorer la qualité des aliments, mais aussi présenter des risques pour la santé. Les parasites, notamment les protozoaires et les vers, peuvent contaminer des comme tels que les poissons cru.Comment prévenir les contaminations ?Pour minimiser les risques, il est essentiel de suivre des pratiques de sécurité alimentaire rigoureuses. Cela comprend une manipulation adéquate des aliments, une cuisson appropriée pour tuer les micro-organismes pathogènes, un stockage à des températures sûres et une attention particulière à l'hygiène personnelle lors de la préparation des repas.Le nettoyage fréquent des surfaces de cuisine, des ustensiles et des mains avec de l'eau chaude et du savon est essentiel pour éliminer les contaminants. L'utilisation de thermomètres alimentaires permet de s'assurer que les aliments sont cuits à des températures suffisamment élevées pour tuer les bactéries. De plus, éviter la contamination croisée en séparant les aliments crus et cuits, ainsi qu'en utilisant des planches à découper différentes pour les viandes et les légumes, est primordial.

Contamination

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

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

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

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

Survol

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

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

Planète géante

Saturne

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

12038_l-exploration-de-saturne-et-de-ses-mondes

Titan, satellite de [popupdefinition id=3703]Saturne[/popupdefinition], n'a commenc&eacute; &agrave; &ecirc;tre &eacute;tudi&eacute;&nbsp;par une sonde qu'avec Pioneer 11 en 1979. Mais les donn&eacute;es obtenues &eacute;taient encore de mauvaise qualit&eacute;. En 1980 et 1981, Voyager 1&nbsp;et Voyager 2&nbsp;ont r&eacute;v&eacute;l&eacute; un monde suffisamment intriguant pour &ecirc;tre &agrave; l'origine de la mission Cassini-Huygens. Vingt-cinq ans plus tard, le module europ&eacute;en Huygens fut ainsi largu&eacute; par le vaisseau&nbsp;Cassini, le 14 janvier 2005. Il p&eacute;n&eacute;tra&nbsp;dans l'[popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] dense et brumeuse de [popupdefinition id=3709]Titan[/popupdefinition] &agrave; environ 20.000 km/h, prot&eacute;g&eacute; par un bouclier thermique. Il a d&eacute;ploy&eacute;&nbsp;plusieurs [popupdefinition id=11136]parachutes[/popupdefinition] avant de se poser d&eacute;finitivement &agrave; la surface de la plus grande [popupdefinition id=2550]lune[/popupdefinition] de Saturne. Durant ses 13 ans de mission, Cassini survola plus de 100 fois Titan, p&eacute;n&eacute;trant son atmosph&egrave;re de son radar. &copy; [popupdefinition id=2466]ESA[/popupdefinition], Nasa<link https:="">

L'exploration de Titan, lune de Saturne

Le parachute est un dispositif avec une voile, dont le but est de ralentir, par frottement fluide, le mouvement vertical descendant d'une personne ou d'un objet, afin qu'il atterrisse sans dommage sur le sol. Un frottement fluide est une force de frottement exercée sur un objet se déplaçant dans un fluide. Plus l'objet se déplace vite, plus la force de frottement fluide qui s'exerce sur lui est importante, jusqu'à ce que soit atteint un régime d'équilibre : la force de frottement compense la force de gravitation. La vitesse de l'objet devient constante.
Inventé en 1797 par André-Jacques Garnerin
Invention du parachute
La première ébauche de parachute est signée Léonard de Vinci. En 1783, Louis-Sébastien Lenormand invente ce terme par analogie avec le mot parasol. L'engin qu'il crée est muni d'armatures de bois. Le 22 octobre 1797, André-Jacques Garnerin saute depuis un ballon au-dessus du parc Monceau à Paris, équipé du parachute qu'il a conçu. Il est fait uniquement de voile.
Utilisation du parachute
On distingue deux usages de cette invention : militaire, à compter de 1930, et sportif, avec une voile rectangulaire à compter de 1970. Ceux de type hémisphérique sont conçus pour le largage de masse de troupes militaires aéroportées. Les parachutes dits « ailes » peuvent se diriger et planer comme un parapente.
Le parachute se compose d'un sac-harnais qui contient deux voiles : la voilure principale, située dans la partie basse et pliée par les parachutistes, et la voile de secours, pliée par un personnel qualifié. Ces voiles sont reliées aux élévateurs par des suspentes. En cas de perte de conscience du parachutiste, l'ouverture de la voilure de réserve peut être déclenchée automatiquement.

Parachute

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Neptune est entour&eacute;e d'anneaux d&eacute;couverts notamment par [popupbiographie id=459]Andr&eacute; Brahic[/popupbiographie] et ses coll&egrave;gues et poss&egrave;de un cort&egrave;ge d'au moins 14 [popupdefinition id=2550]lunes[/popupdefinition]. La huiti&egrave;me plan&egrave;te du Syst&egrave;me solaire&nbsp;n'a &eacute;t&eacute; visit&eacute;e qu'une seule fois par une sonde spatiale. C'&eacute;tait&nbsp;[popupdefinition id=3631]Voyager 2[/popupdefinition], le 25 ao&ucirc;t 1989. Elle a permis&nbsp;de d&eacute;couvrir des [popupdefinition id=1499]geysers[/popupdefinition] au p&ocirc;le sud de&nbsp;[popupdefinition id=3695]Triton[/popupdefinition]. Voyager a crois&eacute; [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition] &agrave; une distance d'environ 40.000&nbsp;km et a observ&eacute;&nbsp;des [popupdefinition id=14560]vents[/popupdefinition] soufflants &agrave; 2.000&nbsp;km/h dans la &laquo; Grande Tache sombre &raquo;. La sonde fonce depuis dans le milieu interstellaire, en direction des [popupdefinition id=21]constellations[/popupdefinition] du Sagittaire et du Paon. Dans environ 40.000 ans, elle doit passer &agrave; une distance de 1,7 [popupdefinition id=17]ann&eacute;e-lumi&egrave;re[/popupdefinition] de l'[popupdefinition id=3730]&eacute;toile[/popupdefinition] Ross 248. &copy; Nasa<link https:=""><link https:=""><link https:="">

Neptune sous l'œil de Voyager 2

Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire, c'est-à-dire de l’ordre de plusieurs millions de degrés. Ces réactions thermonucléaires libèrent de l’énergie lumineuse qui s’oppose à la contraction de l’étoile sous sa propre gravité. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de ces deux forces et se trouve sur la séquence principale de ce qu’on appelle le diagramme de Hertzsprung-Russell.L’étoile la plus proche de la Terre est le Soleil, qui fait partie des naines jaunes. Le Soleil est une étoile assez ordinaire, dont la masse est de l'ordre de 1030 kg. Son diamètre est d’environ un million et demi de kilomètres, modeste par rapport à certaines étoiles, comme Antarès ou Bételgeuse, qui ont un diamètre des centaines de fois supérieur. Comme une étoile évolue dans le temps, en particulier lorsqu’elle quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge, son diamètre n’est pas constant dans le temps. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques, comme RR Lyrae et les Céphéides.Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESOQuel est le rôle des étoiles ?Le rôle d'une étoile dans l'univers est crucial. Les étoiles sont des objets célestes qui produisent de l'énergie par des réactions de fusion nucléaire, principalement la fusion de l'hydrogène en hélium. Cette énergie est libérée sous forme de lumière et de chaleur, ce qui permet à l'étoile d'émettre de la lumière visible et d'irradier son environnement. Les étoiles jouent un rôle essentiel dans la formation et l'évolution des galaxies, car elles sont les principaux moteurs de la dynamique galactique. Leur gravité influence la structure et la composition des galaxies, tandis que leur lumière éclaire et réchauffe les espaces interstellaires.Les étoiles sont responsables de la synthèse des éléments chimiques lourds tels que le carbone, l'oxygène et le fer, qui sont essentiels à la formation de planètes et de systèmes planétaires. Par conséquent, les étoiles jouent un rôle fondamental dans la création des conditions propices à la vie telle que nous la connaissons. Comprendre le rôle des étoiles est essentiel pour approfondir notre connaissance de l'univers et de son évolution.Évolution chimique des étoiles : de l'hydrogène à la métallicitéAu début de sa vie, une étoile est majoritairement composée d’hydrogène et d’hélium, mais les réactions de fusion font évoluer sa composition chimique, et en particulier sa métallicité. Il s’agit de la quantité Z des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile, ou plus exactement celle déterminée à sa surface. Le Soleil possède une métallicité de 0,02, soit 2 % de la masse du Soleil. Ces « métaux » sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer.Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre de 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium 4He, mais aussi du deutérium 2H, suivant une réaction de fusion dite du cycle proton-proton. Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle découvert par Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker.Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles se situant dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © CnesDes systèmes solaires multiples, complexes et binairesIl existe ce qu’on appelle des systèmes binaires et même multiples, formés de deux ou plusieurs étoiles gravitationnellement liées et qui se déplacent généralement l’une autour de l'autre sur des orbites stables. Quand deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles peuvent faire partie d'une structure gravitationnellement liée beaucoup plus large, comme les amas ouverts, les amas globulaires et bien sûr les galaxies. Notre Voie lactée contiendrait environ 200 à 300 milliards d’étoiles selon les estimations des astronomes.La plupart des étoiles ont un âge compris entre un et dix milliards d'années. L’une des plus anciennes étoiles découvertes est l’étoile de Caffau, dont l’âge serait supérieur à 13 milliards d’années. Plus une étoile est massive, plus elles brûlent rapidement son carburant nucléaire. Les étoiles les plus massives vivent quelques millions d'années, tandis que des étoiles comme les naines rouges brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines, voire des centaines de milliards d'années.L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois celle du Soleil. Une étude de l'amas ouvert des Arches suggère que la valeur de 150 masses solaires constitue la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite proviendrait en partie de la limite d’Eddington, qui définit la luminosité maximale au-delà de laquelle une étoile est soufflée dans l’espace à cause de son propre rayonnement. Toutefois, les premières étoiles qui se sont formées après le Big Bang étaient probablement plus massives, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d’éléments plus lourds que le lithium dans leur composition.La naissance des étoiles et ses mystèresGrâce à une multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine, Jean-Pierre Luminet et Hubert Reeves répondent à vos questions sur le site du projet Du Big Bang au vivant. © Dubigbangauvivant, ECP Productions, YouTubeLes grandes lignes de la formation des étoiles sont connues, mais lorsqu’on cherche à entrer dans les détails, les mystères s’accumulent. On sait que pour que s’amorce la formation d’une étoile, il faut qu'apparaissent des fluctuations de densité de matière qui possèdent certaines caractéristiques. Ainsi, un nuage de poussières et de molécules doit avoir, pour s’effondrer, une masse supérieure à ce que l’on appelle la masse de Jeans. Celle-ci dépend de la densité et de la température du nuage. S'il est trop chaud ou trop peu dense, la contraction gravitationnelle aboutissant à une étoile n’est pas possible. Bien souvent, lorsqu’un nuage se condense, il se fragmente en zones plus denses et plus chaudes, et c’est ainsi que des centaines d’étoiles peuvent se former presque simultanément à partir d’un seul nuage moléculaire.Ces nuages sont très froids, avec des températures de l’ordre de 10 K. Ils peuvent contenir jusqu’à un million de masses solaires et atteindre une taille de l’ordre de 150 années-lumière environ. Ils rayonnent peu, et surtout sont opaques à la lumière visible… mais pas à la lumière infrarouge.La vie et la mort des étoilesExtrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet aborde notamment l'évolution des étoiles de type solaire et leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © Jean-Pierre Luminet, ECP Production, YouTubeLes étoiles dont la masse est environ huit à dix fois inférieure à celle du Soleil finiront leur vie sous forme de naine blanche, et finalement de naine noire lorsqu’elles n’émettront plus de lumière (l’univers est encore trop jeune pour cela). Une naine blanche est un astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km, et un centimètre cube de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte, mais lorsqu’il fait partie d’un système binaire, vient un moment où il arrache du gaz à l’étoile voisine. Un disque d’accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovae que l'on appelle des SN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'univers et l'énergie noire.Extrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet évoque l'évolution des étoiles massives qui finiront leur vie en explosant sous forme de supernova et donneront des cadavres stellaires, comme les étoiles à neutrons ou même un trou noir. © Jean-Pierre Luminet, ECP Productions, YouTubeLes étoiles plus massives, dépassant les dix masses solaires, exploseront en donnant des supernovae SN II, laissant comme cadavres stellaires des étoiles à neutrons et parfois des trous noirs. Avant cela, elles auront le temps de synthétiser des éléments plus lourds que le carbone en allant jusqu’au fer avec des réactions thermonucléaires de plus en plus complexes. Il faut pour cela qu’une de ces étoiles dépasse en son cœur la température de trois milliards de kelvins à un moment de sa vie. La « combustion » du carbone en néon, sodium et magnésium, puis celle du néon en oxygène et enfin celle de l'oxygène en silicium, sont alors possibles. Les « cendres » de chacune de ces réactions s'accumulent au centre de l'étoile pour servir de carburant à la combustion suivante, de sorte que l'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer et une enveloppe d'hydrogène. 