Astronomie

voilà je me permet de faire un exposé sur l'astronomie pour partager avec vous mes connaissances! je vais vous transporter dans les cieux et ainsi l'étoile sera au rendez-vous! mais ne restons pas sur la lune tout de même.

Je vais commençer par l'étoile la plus proche de notre planette : le soleil

Bien qu'il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s'en rendent finalement compte, le Soleil n'est pas un astre particulier de l'Univers, mais simplement une étoile comme les autres. La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité à notre planète. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l'environnement proche avec précision. En plus de son intérêt propre, l'étude du Soleil constitue donc également un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Le Soleil est un corps relativement simple, une gigantesque boule de gaz de 1,4 millions de kilomètres de diamètre, soit 110 fois la taille de la Terre. Sa masse est de 2000 milliards de milliards de milliards de kilogrammes, soit 330 000 fois celle de la Terre. Environ 75 pour cent de cette masse est composée d'hydrogène, 25 pour cent d'hélium et le reste (0.1 pour cent) est constitué d'éléments plus lourds.

Structure interne

L'intérieur du Soleil étant inaccessible à l'observation, il faut recourir à des constructions théoriques pour décrire les phénomènes qui s'y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l'intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le noyau est la partie dans laquelle l'énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25 pour cent du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60 pour cent de la masse totale de notre étoile.




Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55 pour cent du rayon du Soleil. Dans cette région, l'énergie créée dans le noyau est transportée vers l'extérieur par les photons. Ce mode de transport est très lent car les photons sont constamment absorbés puis réémis par toutes les particules présentes. On estime ainsi que le temps mis par un photon pour sortir du Soleil est de plusieurs centaines de milliers d'années, alors qu'il suffirait de quelques secondes s'il n'y avait pas d'obstacle en chemin.

Finalement, on arrive à la couche extérieure, la zone convective, qui représente 30 pour cent du diamètre solaire et où la température descend sous le million de kelvins. Dans cette couche, le transport d'énergie se fait par convection, c'est-à-dire par des mouvements d'ensemble de la matière présente. Le gaz chaud des profondeurs remonte ainsi vers la surface, libère de l'énergie en se refroidissant, puis replonge vers l'intérieur et ainsi de suite.

Lorseque l'on voie les lueurs du soleil le matin, cela fait déjà huit minutes que le soleil est apparu, étant donné que la vitesse de la lumière est de 300 000 Km/sec.

En s'éloignant du Soleil, la première planète rencontrée est Mercure, à une distance moyenne de 0,38 unité astronomique de notre étoile. L'orbite de la planète est une ellipse relativement aplatie, si bien que la distance est en fait très variable, entre 0,31 et 0,47 unité astronomique.

La proximité de Mercure avec notre étoile explique que, vue depuis la Terre, la planète ne s'éloigne jamais beaucoup de l'astre du jour. La séparation angulaire maximale n'est que de 28 degrés. Mercure n'est donc visible depuis la Terre que pendant un laps de temps très court, lors du lever ou du coucher de Soleil. De plus, Mercure a un diamètre apparent très faible, ce qui rend pratiquement impossible l'observation du moindre détail à sa surface.





La particularité de cette valeur est qu'elle correspond exactement aux deux tiers de la période de révolution de Mercure autour du Soleil, soit 88 jours. Il ne s'agit pas d'une pure coïncidence, mais du résultat de l'influence gravitationnelle du Soleil sur la rotation de Mercure, un mécanisme également en jeu dans le cas de la Lune. Remarquons que pour d'hypothétiques habitants de Mercure, la combinaison d'une lente rotation et d'une révolution rapide aurait une conséquence surprenante. En effet, sur la planète même, l'intervalle entre deux passages du Soleil à la verticale d'un point donné est égal au double de la période de révolution autour du Soleil. Autrement dit, une journée dure deux ans !




Avec un diamètre de 4900 kilomètres, Mercure est la deuxième plus petite planète du système solaire. Sa masse et sa gravité sont faibles et la planète a donc été incapable de retenir une atmosphère. La sonde Mariner 10, qui survola Mercure à trois reprises en 1974 et 1975, a néanmoins détecté quelques traces de gaz rares comme l'argon, le néon et l'hélium. L'absence d'atmosphère a pour conséquence une très grande différence de température entre le jour et la nuit. Mariner 10 a ainsi montré que la température sur la face exposée au Soleil est d'environ 470 degrés Celsius, alors qu'elle descend à -180 degrés sur la face non éclairée.

Mariner 10 a également profité de ses survols de Mercure pour photographier près de 45 pour cent de la surface de la planète. Ses images ont dévoilé un monde similaire à la Lune recouvert d'une multitude de cratères. Certaines formations sont plus originales, en particulier de très longs escarpements, parfois longs de plus de 500 kilomètres, qui semblent tracer un énorme quadrillage sur la planète. Ces escarpements se sont probablement formés lorsque, après sa naissance, la planète s'est refroidie et a rétréci en craquelant sa surface. Mariner 10 a également révélé la présence d'un énorme cratère, de 1300 kilomètres de diamètre, baptisé le bassin de Caloris, né lors de la collision avec une gigantesque météorite. Cet événement a été si cataclysmique qu'il a créé des ondes sismiques qui se sont propagées et ont donné naissance à un massif de montagnes de l'autre coté de la planète, à l'opposé du cratère.

Après Mercure, nous arrivons à Vénus, à une distance d'environ 0,72 unité astronomique du Soleil. Vue depuis la terre, Vénus ne s'éloigne jamais beaucoup du Soleil, avec une séparation angulaire atteignant au maximum 45 degrés. Vénus est l'un des objets les plus intéressants à observer car, du fait de sa révolution autour du Soleil, la planète présente tout comme la Lune un cycle de phases visible à l'aide de simples jumelles. De plus, lorsque sa révolution l'amène relativement près de la Terre, Vénus est l'objet le plus lumineux de ciel après le Soleil et la Lune.




Vénus est très semblable à la Terre du point de vue de la taille, 12 100 kilomètres de diamètre, de la masse et de la composition chimique. La différence la plus apparente concerne son aspect extérieur. En effet, contrairement à notre planète, Vénus présente une atmosphère complètement opaque qui nous empêche d'observer sa surface. Cette barrière fut un obstacle majeur dans l'étude de la planète. Ainsi, la période de rotation resta inconnue jusqu'au début des années 1960, lorsque les astronomes se servirent d'un radar pour la mesurer. Ils découvrirent alors que Vénus se distingue des autres planètes par une rotation en sens inverse de la normale et par une période très longue d'environ 243 jours terrestres.

Vénus commença véritablement à être étudiée avec l'avènement de l'ère spatiale. Elle fut la première planète du système solaire à être survolée par une sonde, en l'occurrence Mariner 2 en 1962. Toute une armada de sondes suivit, d'abord d'autres missions américaines Mariner, qui survolèrent la planète, puis plusieurs sondes soviétiques Venera et l'américaine Pioneer Venus Multiprobe qui plongèrent dans l'atmosphère et se posèrent à la surface. Finalement arrivèrent Pioneer Venus Orbiter, d'autres sondes Venera, ainsi que la mission américaine Magellan, qui se mirent en orbite autour de la planète et purent cartographier sa surface à l'aide de radars.

L'atmosphère

La caractéristique la plus marquante de Vénus est donc probablement son atmosphère. Les sondes spatiales lui ont trouvé une composition très différente de celle de la Terre, avec plus de 95 pour cent de gaz carbonique, un peu d'azote et des traces d'autres gaz. Elles ont également montré que l'atmosphère n'est pas opaque dans son ensemble. En fait, ce sont des nuages concentrés dans une couche relativement fine située entre 45 et 65 kilomètres d'altitude, qui nous empêchent d'observer la surface. Ces nuages sont principalement constitués de gouttelettes d'acide sulfurique, avec un peu d'eau et de la poussière de souffre. Ils se déplacent très rapidement, à 350 kilomètres par heure, et font le tour de la planète en 4 jours terrestre, ce qui est 60 fois plus rapide que la rotation de la planète.

Les conditions atmosphériques à la surface de Vénus sont très hostiles. Les sondes y ont mesuré une pression 90 fois plus forte que sur Terre. La température n'est pas de reste et atteint 480 degrés Celsius. C'est cette température très élevée qui explique pourquoi Vénus est si différente de la Terre. Après leur formation, les planètes étaient toutes deux entourées d'une atmosphère riche en gaz carbonique et en eau. Sur Terre, la vapeur d'eau s'est progressivement condensée pour former les océans et le gaz carbonique atmosphérique a été absorbé par les roches. Sur Vénus par contre, du fait de la proximité du Soleil, la température était trop haute pour que ces deux processus puissent se produire et l'atmosphère a plus ou moins conservé sa composition initiale.

Même si la proximité du Soleil est en partie responsable de la température élevée sur Vénus, elle n'explique pas à elle seule cette valeur de 480 degrés. Celle-ci est liée à un phénomène appelé l'effet de serre qui se produit dans l'atmosphère. Comme son nom l'indique, ce phénomène est de même nature que celui qui provoque le réchauffement de l'air dans une serre de jardin. La lumière qui entre dans une serre de jardin provient du Soleil et son maximum d'intensité se situe dans le visible, plus précisément dans le jaune. Comme le verre est transparent à la lumière visible, le rayonnement solaire n'a aucune difficulté à pénétrer dans la serre. La matière présente à l'intérieur peut alors absorber le rayonnement puis le réémettre. Mais la température de cette matière est inférieure à celle du Soleil et la lumière réémise est produite dans le domaine infrarouge. Or le verre est opaque à l'infrarouge. Le rayonnement réémis par l'intérieur de la serre ne peut donc plus s'échapper vers l'extérieur, l'énergie qu'il transporte est ainsi prise au piège et finalement convertie en chaleur : la serre s'échauffe.

Le phénomène est similaire dans le cas de Vénus, mais c'est le gaz carbonique présent dans l'atmosphère qui joue le rôle du verre. En effet, comme les parois de la serre de jardin, le gaz carbonique est transparent à la lumière visible mais opaque à l'infrarouge. Ainsi, la lumière solaire traverse l'atmosphère de la planète sans problème, mais une fois absorbée par le sol, elle est réémise sous forme infrarouge, se retrouve bloquée par le gaz carbonique et se met à réchauffer l'atmosphère. C'est ce mécanisme qui fit augmenter la température de Vénus peu à peu jusqu'à atteindre la valeur actuelle. Remarquons que l'effet de serre existe aussi sur Terre mais de façon moins marquée car la concentration en gaz carbonique y est beaucoup plus faible.

La surface

La topographie de Vénus nous a été dévoilée principalement par les sondes qui se sont placées en orbite autour de la planète et l'ont explorée à l'aide de radars. Ce fut d'abord Pioneer Venus Orbiter, puis plusieurs sondes Venera, et enfin la mission Magellan qui à méticuleusement cartographié 98 pour cent de la surface de la planète en plusieurs années, avec une résolution de l'ordre de 100 mètres. Les sondes ont révélé que la surface de Vénus est globalement dominée par d'immenses plaines. Cette monotonie est cependant brisée par deux énormes régions de hauts plateaux de la taille d'un continent, baptisées Aphrodite Terra et Ishtar Terra.




Les paysages vénusiens sont quant à eux dominés par des formations volcaniques. De nombreux volcans sont visibles, avec en particulier Maxwell Montes qui culmine à 11 kilomètres d'altitude. On trouve également d'étranges dômes en forme de crêpe, probablement dus à une lave très visqueuse, ainsi que de nombreuses traces d'anciennes coulées de lave. Tout semble en fait montrer que la planète Vénus a été très active du point de vue volcanique jusqu'à une époque très récente, peut-être à peine 10 millions d'années avant notre ère. Les sondes n'ont cependant révélé aucune activité à l'heure actuelle, et n'ont pas non plus détecté de trace d'une tectonique des plaques comme sur Terre.

En plus des formations volcaniques, l'autre caractéristique importante est la présence de très nombreux cratères, tous de diamètre supérieur à plusieurs kilomètres, preuve que l'atmosphère très dense à réduit en miettes toutes les météorites de faible taille. Enfin, l'aspect de la surface a été révélé par quelques photographies prises par les sondes Venera qui se sont posées en douceur sur le sol. Ces images montrent des paysages désertiques et rocheux, apparaissant oranges à cause de l'atmosphère.

Après la Terre, nous trouvons Mars, à une distance moyenne de 1,50 unités astronomiques du Soleil. Contrairement aux autres planètes, Mars a une période de rotation très proche de celle de la Terre, l'alternance entre le jour et la nuit se fait donc au même rythme que sur notre planète. L'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au plan de l'orbite a également une valeur similaire, ce qui conduit la planète à être soumise à un cycle de saisons semblable à celui de la Terre, légèrement plus lent car l'année martienne est plus longue que la nôtre.

Vue de la Terre, la planète apparaît généralement rougeâtre, avec quelques zones foncées et des régions polaires blanchâtres. Avec l'alternance des saisons, son aspect change beaucoup. En été, les zones polaires rapetissent et les zones foncées s'étendent. En hiver, la couverture blanche sur les pôles est très marquée et les zones foncées se font plus discrètes. Ces zones foncées sont des régions de roches plus sombres et leur changement d'aspect est probablement dû à une couche de poussière d'épaisseur variable avec les saisons. L'aspect rouge de la planète est quant à lui dû à la présence d'oxyde de fer.




L'exploration de Mars par des sondes spatiales commença en 1965 avec un survol par Mariner 4. Deux autres sondes Mariner firent de même, puis ce fut Mariner 9 qui se mit en orbite autour la planète et prit des images pendant presque un an. En 1976, ce furent les deux sondes Viking qui étudièrent Mars pendant plusieurs années. Chacune était composée d'une sonde en orbite qui prenait des images de la surface et étudiait l'atmosphère, et d'une sonde qui se posait sur la surface, effectuait des mesures météorologiques et sismologiques et analysait quelques échantillons du sol, en particulier pour détecter de possibles traces de vie. A côté de ces immenses succès, Mars donna également lieu à de grandes déceptions, en particulier avec l'échec de la sonde Mars Observer en 1993 et de l'atterrisseur Beagle 2 en 2003.

L'atmosphère

La planète Mars a un diamètre de 6800 kilomètres. Elle possède une atmosphère très ténue avec une pression inférieure à 1 pour cent de la valeur terrestre. L'atmosphère est constituée de gaz carbonique à plus de 95 pour cent, d'un peu d'azote, d'argon et d'oxygène, et de traces d'autres gaz. Il y a également un peu de vapeur d'eau, en quantité suffisante pour donner naissance à des nuages de glace ou à du brouillard. Les images prises depuis la surface montrent que le ciel apparaît orange, ce qui est vraisemblablement dû à de fines particules de poussière présentes dans l'atmosphère.

La température à la surface de Mars est très variable, entre un minimum d'environ -140 degrés Celsius la nuit et un maximum diurne de 0 degré l'hiver et de 20 degrés l'été. L'atmosphère de Mars est parfois animée de formidables tempêtes qui englobent toute la planète et peuvent durer plusieurs mois. La surface est alors entièrement cachée par les poussières soulevées par le vent. Cela s'est par exemple produit au début de la mission Mariner 9, la sonde ayant alors été dans l'impossibilité d'observer la surface pendant plusieurs semaines.

La surface

Les différentes sondes ont révélé une surface fascinante et riche en formations de types différents : volcans éteints, cratères, canyons et lits de rivières asséchés. Ces diverses formations ne sont pas réparties uniformément sur la planète, mais plutôt regroupés dans un hémisphère donné.

L'hémisphère nord de Mars est dominé par des formations d'origine volcanique. On y trouve en particulier deux régions où se concentrent de nombreux volcans : le dôme du Tharsis, avec 3 volcans dont la hauteur dépasse 20 kilomètres, et, de l'autre coté de la planète, Elysium Planitia. Près du dôme du Tharsis se trouve Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire qui culmine à 26 kilomètres d'altitude avec une base de 600 kilomètres de diamètre.

Les volcans martiens sont du même type que les volcans de Hawaii, avec des flancs en pente très douce. Ils sont dus à la présence d'un point chaud dans le manteau, qui éjecte de la lave vers l'extérieur à travers la croûte. Leur taille démesurée est probablement liée à l'absence de tectonique des plaques. Sur Terre, du fait de la tectonique, la croûte se déplace par rapport au point chaud, produisant une succession de petits volcans. Sur Mars, la croûte est fixée et l'accumulation de lave en un même point forme petit à petit des volcans énormes. A partir d'une étude du nombre de cratères dans ces régions volcaniques, il a été possible de les dater de façon approximative : le dôme du Tharsis par exemple est relativement jeune, avec seulement quelques centaines de millions d'années.

L'hémisphère sud est très différent, dominé par des cratères d'impact vieux de plusieurs milliards d'années. Contrairement aux cratères lunaires dont l'aspect ne change pas avec le temps, les cratères martiens sont soumis à une érosion d'origine atmosphérique qui altère leur forme, arrondit leurs bords et recouvre leur intérieur d'une épaisse couche de poussières.




L'une des formations les plus remarquables de la surface martienne se trouve près de l'équateur : il s'agit d'un gigantesque canyon, baptisé Valles Marineris en l'honneur de la sonde Mariner, qui s'étend sur plus de 3000 kilomètres avec une profondeur qui peut atteindre 8 kilomètres. Il est lui-même entouré de tout un système de canyons de taille plus modeste. Les planétologues pensent que ces formations sont le résultat de l'effondrement d'énormes plateaux.

Le dernier type de structure mis en évidence sur Mars, en particulier dans le voisinage du Valles Marineris, est constitué de petites vallées qui présentent de nombreux méandres et ressemblent à des lits de rivière asséchés, ce qui laisse penser que de l'eau liquide a dû couler sur la surface de Mars par le passé.

Finissons ce rapide survol de la planète Mars, en remarquant que la planète possède deux petits satellites, Phobos et Deimos, avec une dimension de l'ordre de 10 kilomètres. Ces satellites apparaissent très irréguliers et sont recouverts de cratères. Du fait de la proximité de la ceinture d'astéroïdes et de leur aspect irrégulier, les astronomes les soupçonnent fortement d'être des astéroïdes capturés par Mars.

Heu! je croit que je vais faire un petit retour en arrière, j'ai oublié notre planette

Après Vénus, nous arrivons à notre propre planète : la Terre. Avec un diamètre de 12 800 kilomètres, légèrement supérieur à celui de Vénus, la Terre est la plus grande planète du système solaire interne. Elle orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 150 millions de kilomètre en une année. Cette distance sert de définition pour une autre grandeur, l'unité astronomique, utilisée pour mesurer les distances dans le système solaire. Le plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil est appelé le plan de l'écliptique et sert également de référence dans le système solaire.




La Terre tourne sur elle-même en un peu moins de 24 heures, ce qui donne lieu à l'alternance des jours et des nuits. Son axe de rotation est incliné de 23 degrés par rapport à la direction perpendiculaire au plan de l'écliptique. Cet axe garde une direction plus ou moins fixe par rapport aux étoiles, mais au cours de l'orbite terrestre, sa direction par rapport au Soleil change. C'est cette particularité qui donne lieu aux saisons. Ainsi, à la fin du mois de juin, l'hémisphère nord de notre planète est légèrement penchée vers le Soleil et reçoit plus de rayonnement : les journées sont plus longues et les températures plus chaudes, l'été commence dans l'hémisphère nord. Au contraire, à la fin du mois de décembre, c'est l'hémisphère sud qui est penchée vers le Soleil. Dans l'hémisphère nord, les journées sont plus courtes et les températures plus basses, c'est l'hiver qui commence. Dans les périodes de transition, aucune des hémisphères n'est privilégiée, les températures sont moyennes, tout comme la longueur des journées, c'est soit le printemps, soit l'automne.

Précisont aussi que la terre fait le tour du soleil en 365 jours et 6 heures, de cette période on peut déduire que 4 ans passés, nous avons aquis une journée suplémentaire vue les 6 heures accumulés. ( 6 X 4 = 24 ). Donc une journée suplémentaire se présente tout les 4 ans : le 29 février!
On nomment ainsi ces années "années bisextile" car le nombre 366 contient deux foit le chiffre 6.

L'atmosphère

L'une des caractéristiques qui distingue notre planète est la composition de son atmosphère. Cette dernière contient 78 pour cent d'azote, 21 pour cent d'oxygène, le reste étant constitué de gaz rares comme l'argon, de gaz carbonique, de vapeur d'eau et de traces d'autres constituants, sans oublier de nombreuses particules en suspension. En guise de comparaison, les planètes Vénus et Mars ont une atmosphère dominée par le gaz carbonique, avec un peu d'azote et pratiquement pas d'oxygène. La grande quantité d'oxygène présente est une conséquence directe du phénomène terrestre le plus remarquable : la vie. C'est en effet le développement d'organismes vivants qui a lentement transformé notre atmosphère en y injectant de l'oxygène.




Les limites de l'atmosphère ne sont pas bien définies. La densité décroît avec l'altitude mais l'atmosphère est encore détectable à des milliers de kilomètres d'altitude. Les variations de température avec l'altitude ont permis de définir plusieurs couches dans l'atmosphère. A partir du sol, la température décroît jusqu'à atteindre un minimum de -55 degrés Celsius à une hauteur d'environ 10 kilomètres. Cette couche s'appelle la troposphère et contient les trois quarts de la masse totale de l'atmosphère. C'est là que se produisent tous les phénomènes météorologiques comme les nuages ou la pluie. Au-dessus de la troposphère, la température remonte jusqu'à atteindre zéro degré Celsius vers une altitude de 50 kilomètres : c'est la stratosphère. On y trouve en particulier les molécules d'ozone qui joue un rôle essentiel en absorbant les rayons ultraviolets du Soleil, les empêchant ainsi d'atteindre le sol. C'est d'ailleurs cette absorption qui produit l'augmentation de température de la couche.

Ensuite la température recommence à descendre jusqu'à 85 kilomètres, c'est la mésosphère, puis à remonter, c'est la thermosphère, la couche dans laquelle les petits corps du système solaire se consument en donnant lieu à des météores ou étoiles filantes. Au-delà de 500 kilomètres environ, on parle de l'exosphère. A ce niveau, les principaux constituants sont l'hydrogène et l'hélium. Ceux-ci ne sont plus guère liés à la Terre et peuvent donc échapper à sa gravité et fuir vers le milieu interplanétaire.

Le magnétisme

Un autre élément tout aussi important dans le voisinage de la Terre est le champ magnétique. Comme nous pouvons le vérifier tous les jours à l'aide d'une boussole, la Terre est pourvue d'un champ magnétique. Celui-ci trouve probablement son origine dans les courants électriques qui circulent dans la partie liquide du noyau de fer de notre planète. L'axe du champ magnétique n'est pas aligné sur l'axe de rotation, mais incliné d'environ 11 degrés. Ceci explique que le pôle nord magnétique se trouve au Canada, relativement loin du pôle nord géographique défini par l'axe de rotation.

L'action du champ magnétique donne naissance à une région appelée la magnétosphère, dans laquelle le mouvement des particules est dicté par le champ magnétique terrestre. La forme de la magnétosphère est définie par l'interaction des particules du vent solaire avec notre champ magnétique et dépend donc de l'activité de notre étoile. Dans la direction du Soleil, la magnétosphère s'étend en moyenne jusqu'à 60 000 kilomètres, mais dans la direction opposée, elle s'étire en formant une queue qui peut s'étendre jusqu'à des millions de kilomètres.


Une vue d'artiste de l'interaction entre le vent solaire et la magnétosphère terrestre

Lorsque les particules du vent solaire atteignent notre planète, la plupart sont déviées par le champ magnétique et contournent la magnétosphère. Les quelques particules qui réussissent à pénétrer sont piégées et se mettent à tourner en spirale autour des lignes de champ et à voyager alternativement d'un pôle magnétique à l'autre. Ce mouvement donne naissance à deux zones riches en particule, les ceintures de rayonnement de Van Allen, du nom de leur découvreur. Chacune de ces zones à la forme d'un anneau qui entoure la Terre. La première se trouve à environ 5000 kilomètres d'altitude et contient surtout des protons énergétiques, la seconde se trouve à 25 000 kilomètres et contient des électrons et des protons d'énergie moindre. Notons que les ceintures de Van Allen constituent la première grande découverte faite par les satellites artificiels.

De temps à autre, en particulier après une éruption solaire, des électrons et des protons énergétiques réussissent à pénétrer dans la haute atmosphère au niveau des régions polaires. Elles ionisent alors les atomes et les molécules présentes et donnent lieu à un phénomène lumineux appelé aurore boréale ou australe selon le pôle en question.

Voilà une explosion a la surface du soleil dit "Protubérence" qui laisse ainsi des ondes électromagnétique se propager dans le système solaire! arrivé au niveau de la terre les ondes électromagnétiques vont se focaliser aux pôles et ainsi donner des aurôres boréal merveilleuse .



Ces ondes électromagnétique sont appelés aussi " le vent Solaire "

Le système solaire n'est pas uniquement constitué de planètes et de satellites. Il contient également une multitude de corps de dimension plus réduite, astéroïdes et comètes, ainsi que des petites particules appelées météoroïdes. Ce qui distingue les deux premiers groupes n'est pas la taille, mais plutôt la distance au Soleil et la composition. Les astéroïdes se trouvent à l'intérieur de l'orbite de Jupiter et sont formés de roches, alors que les comètes se trouvent généralement dans des régions beaucoup plus reculées et sont constituées de glaces et de poussières.




Pour l'instant, alors que nous venons de dépasser Mars, intéressons-nous aux astéroïdes. En 1801, l'astronome sicilien Guiseppe Piazzi découvrit un astre inconnu qui se déplaçait dans le ciel et devait donc faire partie du système solaire. Il fut rapidement établi que ce corps, aujourd'hui connu sous le nom de Ceres, orbitait à une distance de 2,9 unités astronomiques du Soleil, entre Mars et Jupiter. Cette découverte fut rapidement suivie d'autres : Pallas en 1802, Juno en 1804 et Vesta en 1807. A partir de la deuxième partie du XIXe siècle, le nombre d'observations d'objets de ce type augmenta très rapidement. On en connaît maintenant des milliers et les planétologues estiment qu'il en existe 100 000 suffisamment brillants pour être un jour observé depuis la Terre.

Dans l'immense majorité des cas, l'orbite des astéroïdes se trouve comprise entre celles de Mars et de Jupiter, plus précisément entre 2 et 3,5 unités astronomiques, dans ce que l'on a baptisé la ceinture d'astéroïdes. La taille de ces objets varie entre plusieurs centaines de kilomètres pour quelques spécimens rares comme Ceres et une valeur de l'ordre du mètre - sous ce seuil on parlera plutôt de météoroïdes. Ce sont des corps de forme irrégulière, constitués de roches et de métaux, comme les planètes telluriques.

L'origine des astéroïdes : la résonance

La première hypothèse quant à l'origine des astéroïdes fut l'explosion d'une planète située entre Mars et Jupiter, dont ces petits corps serait les résidus. Cette idée a cependant été abandonnée, en particulier parce que la masse totale des astéroïdes ne permettrait de reconstruire qu'une planète très petite, avec un diamètre moitié de celui de la Lune.

Aujourd'hui les planétologues préfèrent la théorie selon laquelle les astéroïdes sont des corps qui n'ont pas réussi à s'agglomérer pour former une planète à cause de l'influence de Jupiter. Un indice en faveur de cette théorie est la présence de trous dans la distribution des orbites de la ceinture d'astéroïdes. En effet les orbites dont la période de révolution serait égale à une fraction simple de celle de Jupiter, par exemple la moitié ou le tiers, sont vides.

Imaginez un corps en orbite autour de Soleil avec une période moitié de celle de Jupiter. A chaque fois que la planète fait deux tours, elle se retrouve entre le Soleil et Jupiter dans une configuration complètement identique. L'attraction gravitationnelle de la planète géante va donc agir avec la même force et surtout dans la même direction. C'est cette répétition et cette accumulation d'effets identiques qui finit par avoir une influence conséquente sur l'objet : une déviation de sa trajectoire et un changement de période. Un tel phénomène ne peut se produire que s'il y a accumulation régulière pendant une très longue période, donc si la période de l'objet et celle de Jupiter sont de façon précise dans un rapport simple. C'est ce phénomène, appelé la résonance, qui explique les trous dans la distribution actuelle des orbites d'astéroïdes.

C'est le phénomène de résonance qui est probablement responsable de l'absence d'une quatrième planète tellurique entre Mars et Jupiter. En effet, les planètes se sont formées il y a 4,6 milliards d'années, par l'agglomération de poussières en petits corps appelés planétésimaux, qui se sont eux-mêmes regroupés pour former des astres massifs. Au niveau de la future ceinture d'astéroïdes, une grande partie des planétésimaux était en résonance avec Jupiter, la planète la plus massive du système solaire, et a donc fini par être expulsés de cette zone. Ceci explique qu'il n'y a pas de quatrième planète tellurique, mais uniquement une multitude de petits corps dont la masse totale est relativement faible.

Si la grande majorité des astéroïdes habite la ceinture entre Mars et Jupiter, il y a quelques exceptions notables. Certains visitent parfois les régions situées à l'intérieur de l'orbite de Mars (le groupe d'astéroïdes Amor) ou de celle de la Terre (le groupe Apollo). Certains résident en permanence à l'intérieur de l'orbite terrestre (le groupe Aten). A l'opposé, il existe des astéroïdes qui passent le clair de leur temps au-delà de Saturne, comme par exemple Chiron. On trouve également des astéroïdes, appelés les planètes troyennes, qui suivent la même orbite que Jupiter, mais en avance ou en retard de 60 degrés par rapport à la planète - on parle de points de Lagrange. Une cinquantaine de planètes troyennes a été observée mais il y en a probablement beaucoup plus.

Après la ceinture d'astéroïdes, nous entrons dans le domaine des planètes géantes. Pour commencer, à 5,2 unités astronomiques du Soleil, nous rencontrons Jupiter, dont le diamètre équatorial est d'environ 143000 kilomètres, soit 11 fois celui de la Terre. Avec une masse proche de 320 fois celle de notre monde, Jupiter est deux fois plus massive que toutes les autres planètes réunies. Sa densité moyenne est d'environ 1,3 fois la densité de l'eau, ce qui est à comparer avec la densité moyenne de la Terre, soit 5,5 fois celle de l'eau. Cette faible valeur fut interprétée dès les années 1930 comme une prépondérance des deux éléments les plus légers, hydrogène et hélium.

Jupiter est l'un des objets les plus intéressant du ciel nocturne. Même un petit télescope révèle un disque découpé par plusieurs bandes parallèles alternativement claires et sombres. D'autres détails apparaissent : une énorme région ovale et rouge, déjà observée au XVIIe siècle, et de nombreuses petites régions ovales blanches ou brunes. Une autre caractéristique de Jupiter est son fort aplatissement dû à une vitesse de rotation vertigineuse. La planète effectue en effet un tour sur elle-même en moins de 10 heures, ce qui est prodigieux étant donné son gabarit.




Les premières informations consistantes sur Jupiter furent récoltées par les sondes Pionner 10 en 1973, Pionner 11 en 1974, puis plus tard Voyager 1 et 2 en 1979. Ces sondes fournirent en particulier une analyse spectrale poussée et confirmèrent que la planète est essentiellement constituée d'hydrogène (82 pour cent de la masse totale) et d'hélium (17 pour cent), avec quelques traces d'autres éléments comme le méthane (CH4) ou l'ammoniac (NH3). Elles révélèrent également l'existence d'un anneau très fin dans le plan de l'équateur de Jupiter, composé de poussières et de petites roches. La planète fut également survolée par les sondes Ulysse en 1992 et Cassini en 2000, mais la moisson la plus importante a été réalisée récemment lors de la mission Galileo.

La sonde Galileo fut lancée en 1989 par la navette Atlantis pour atteindre Jupiter en 1995 et se mettre en orbite autour de la planète. La mission dura jusqu'en 2003 lorsque, presque à court de carburant, la sonde fut déviée de sa trajectoire pour aller se désintégrer dans l'atmosphère de Jupiter. Lors de ses 8 années d'observation, Galileo accumula une quantité fantastique d'informations sur l'atmosphère de Jupiter, sa magnétosphère, son système d'anneaux et ses satellites. De plus, lors de son arrivée à Jupiter, une sonde plus petite se sépara de l'engin principal pour plonger vers la planète et étudier directement l'atmosphère, en particulier les nuages et les vents. Cette sonde réussit à survivre pendant 57 minutes avant d'être écrasée par la pression atmosphérique.




Structure interne et atmosphère

La structure interne de Jupiter a été déterminée grâce à différents types d'observations. La façon dont la planète est déformée par sa rotation a permis de déterminer qu'au centre se trouve un noyau rocheux d'environ 10 000 kilomètres de rayon. Après le noyau apparaît une couche d'hydrogène liquide de 40 000 kilomètres d'épaisseur qui a la particularité d'être métallique. Sous l'effet d'une pression énorme - plus de 3 millions de fois la pression atmosphérique terrestre - les électrons ne sont plus liés aux noyaux et peuvent se déplacer librement. Ils peuvent ainsi transporter la chaleur et l'électricité et engendrer un champ magnétique, en un mot l'hydrogène liquide s'y comporte comme un métal. Au-dessus, se trouve une autre couche de 20 000 kilomètres d'épaisseur composée d'hydrogène moléculaire liquide qui n'est plus métallique. Enfin, vers la surface, on trouve une très mince couche d'hydrogène moléculaire gazeux épaisse d'environ 1000 kilomètres.

Les structures visibles à la surface de Jupiter, en particulier la tache rouge, appartiennent toutes aux 100 premiers kilomètres de la couche gazeuse. Les observations des sondes ont amené les planétologues à proposer une structure à trois couches pour ces 100 kilomètres. En plongeant vers l'intérieur, on rencontre d'abord des nuages de cristaux d'ammoniac (NH3), puis des nuages de sulfure acide d'ammonium (NH4SH) et enfin des nuages de glace d'eau (H2O). Cette structure en couches est à l'origine de l'aspect coloré de la planète car chacune des couches possède une couleur bien particulière, dans l'ordre, le rouge, le blanc et le brun.




La couleur d'une région de Jupiter dépend de l'altitude des nuages à son sommet, c'est à dire de la pression qui y règne. Les grandes bandes parallèles à l'équateur doivent leur forme à la grande vitesse de rotation de Jupiter. Elles sont alternativement composées de gaz chaud remontant de l'intérieur, laissant voir les nuages blancs de la couche moyenne, et de gaz plus froid plongeant vers l'intérieur, révélant ainsi les nuages bruns plus profonds. A cette structure en bande se superposent les taches ovales de différentes couleurs qui sont en fait des sortes d'ouragans. Leur couleur dépend également de la profondeur des nuages visibles. Ainsi la tache rouge est une formation qui met en jeu des nuages les nuages les plus élevés et apparaît donc rouge.

En étudiant le rayonnement provenant de Jupiter, les planétologues se sont rendu compte d'un phénomène curieux : la planète émet 1,5 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit. Cette propriété explique pourquoi la température augmente lorsque l'on pénètre dans l'atmosphère et est responsable de la répartition des couches nuageuses. Le phénomène s'explique probablement par le fait que Jupiter est toujours encore en train de libérer l'énergie accumulée lors de sa formation.

Après Jupiter, nous arrivons à Saturne qui orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 9,5 unités astronomiques. Deuxième planète par la taille avec un diamètre de 121 000 kilomètres, elle est surtout connue pour ces magnifiques anneaux. Tout comme Jupiter, elle tourne très vite sur elle-même, en une dizaine d'heures, et est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium, comme le prouve sa très faible densité de seulement 0,69 fois celle de l'eau.

La planète a été étudiée en détail par 3 sondes : Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. Celles-ci ont révélé la complexité des anneaux et ont apporté des images à haute résolution de la surface visible de Saturne. Cette dernière s'est révélée beaucoup moins colorée que celle de Jupiter, avec néanmoins des bandes jaunâtres parallèles à l'équateur et quelques taches blanches.




Saturne a une structure interne semblable à Jupiter. Un aplatissement plus fort de la planète suggère que son noyau rocheux est plus volumineux. Le champ magnétique plus faible indique quant à lui que la couche d'hydrogène métallique doit être moins épaisse. La partie supérieure de l'atmosphère est également similaire à celle de Jupiter, avec les trois même couches (NH3, NH4SH et H2O) et une structure en bandes parallèles à l'équateur. Le manque de couleur et de contraste est dû à la plus faible gravité de Saturne, qui fait que les trois couches se répartissent sur plusieurs centaines de kilomètres, au lieu de plusieurs dizaines pour Jupiter. Les couches profondes sont ainsi masquées par des centaines de kilomètres de brume.

Comme sa voisine, Saturne émet plus d'énergie qu'elle n'en reçoit, en l'occurrence 2,5 fois plus. Cela n'est probablement pas dû à de l'énergie accumulée durant la phase de formation, mais plutôt à des chutes d'hélium vers l'intérieur de la planète, similaires à nos chutes de pluie. Ces mouvements transforment de l'énergie gravitationnelle en chaleur et peuvent également expliquer la faible concentration en hélium dans les couches externes.

Les anneaux

Les anneaux de Saturne furent observés pour la première fois par Galilée en 1610, qui les prit pour deux satellites de la planète. Christian Huygens les décrivit comme un anneau unique en 1655. Ils ne furent identifiés comme plusieurs anneaux que quelques années plus tard, en particulier par Cassini en 1675 qui identifia la discontinuité qui porte son nom.




Les anneaux ont un diamètre externe de l'ordre de 600 000 kilomètres et une épaisseur d'à peine 2 kilomètres. Les photographies prises par les sondes montrent que les anneaux relativement larges que l'on peut voir depuis la Terre sont en fait formés d'une multitude d'anneaux très fins et très proches. Ces anneaux très fins sont eux-mêmes composés d'une myriade de petits corps solides indépendants, en orbite autour de la planète et tournant d'autant plus vite qu'ils sont proches de Saturne. Ces corps sont essentiellement constitués de glace ou bien de roche recouvertes de glace. Leur taille varie entre le millimètre et plusieurs dizaines de mètres.

Les planétologues pensent que les anneaux sont le résultat de l'explosion d'un satellite qui s'est trop rapproché de Saturne. Imaginez en effet qu'un corps de grande taille vienne s'aventurer trop près de la planète. Tous les points de ce corps ne se trouvent pas à la même distance de Saturne, ils vont donc être soumis à des forces de gravité légèrement différentes. L'écart est en particulier très important entre la face tournée vers la planète et la face opposée. Le résultat global est que le corps est soumis à une force qui tend à l'étirer et même à le déchirer - on parle d'une force de marée car c'est le même phénomène qui explique les déformations de la Terre donnant lieu aux marées. L'éclatement se produit lorsque la force de marée devient supérieure aux forces de cohésion du corps, ce qui se produit quand la planète atteint une distance minimale appelée la limite de Roche. Remarquons que les forces de marée interviennent encore de nos jours en empêchant les débris de s'agglomérer pour former un nouveau corps.




Saturne est entourée d'une vingtaine de satellites dont certains interagissent avec les anneaux. Ainsi, le satellite Mimas est à l'origine de la plus grande discontinuité dans les anneaux, la division de Cassini. Si des corps se trouvaient dans cette division, leur période orbitale serait exactement la moitié de celle de Mimas. Il y aurait donc un effet de résonance similaire à celui qui affecte les astéroïdes et Jupiter, et l'orbite de ces corps serait modifiée. D'autres satellites, qualifiés de bergers, ont l'effet inverse. En agissant de concert, ils tendent à confiner certains des petits corps dans des orbites bien définies.

La sonde Cassini-Huygens

Notre connaissance de Saturne et de ses satellites devrait faire un bond en avant avec la mission Cassini-Huygens, une collaboration entre la NASA et l'ESA. Le lancement de la sonde s'est produit en octobre 1997 et l'arrivée à Saturne s'est déroulée avec succès en juillet 2004. Cette mission est le plus bel exemple de billard interplanétaire à ce jour puisqu'elle a fait appel à quatre reprises à l'assistance d'une planète, deux fois Vénus, une fois la Terre, puis enfin Jupiter en l'an 2000.

Cette mission met en jeu deux éléments : un orbiteur, qui tournera autour de Saturne pendant quatre ans, et une sonde, qui plongera dans l'atmosphère de Titan. L'orbiteur, dénommé Cassini, pourra pendant cette longue période étudier l'atmosphère de Saturne, en particulier ses puissants vents, le système d'anneaux et la magnétosphère. Il procédera également à des survols rapprochés des différents satellites de glace, tout spécialement Titan, dont il pourra observer l'atmosphère et la surface. La sonde, baptisée Huygens, sera lancée vers Titan en janvier 2005. Elle étudiera la composition de l'atmosphère du satellite pendant sa chute qui durera deux heures et demi, et touchera finalement la surface, dont elle pourra également analyser un échantillon. Les noms des deux sondes sont dédiés à deux astronomes du XVIIe siècle, le Hollandais Christian Huygens, qui découvrit Titan et fut le premier à comprendre que Saturne était entouré d'anneaux, et l'Italien Jean-Dominique Cassini, qui découvrit la première division dans les anneaux.

La planète Uranus se trouve à 19 unités astronomiques du Soleil, soit 2,87 milliards de kilomètres. A cette distance, il lui faut 84 années terrestres pour faire une révolution autour de notre étoile. Elle est la troisième plus grosse planète du système solaire avec un diamètre de 51 800 kilomètres.

Uranus est principalement constituée d'hydrogène et l'hélium, avec aussi un peu de méthane et des traces d'autres composés. Lors du survol de la sonde Voyager 2 en 1986, la planète apparaissait uniformément bleu vert, sans aucun détail visible. Du fait de sa masse, Uranus a moins d'énergie interne à libérer que Jupiter et Saturne et la convection dans son atmosphère est plus limitée, d'où une absence de bandes et un aspect beaucoup plus homogène. Notons néanmoins que des observations plus récentes par le télescope spatial ont révélé une structure en bandes plus marquée, peut-être due à des changements climatiques au cours de la révolution de la planète autour du Soleil.




La couleur bleu-vert d'Uranus provient du méthane présent dans la haute atmosphère. Les rayons du Soleil sont réfléchis par les nuages les plus élevés de la planète mais doivent traverser la couche de méthane qui se trouve au-dessus. Or le méthane absorbe surtout la fraction rouge de la lumière solaire, et la portion bleue est donc la seule à pouvoir s'échapper.

La rotation de la planète est relativement rapide, avec une période légèrement supérieure à 17 heures. Uranus se distingue des autres corps du système solaire par le fait que son axe de rotation est presque dans le plan de l'orbite. Ainsi, lors du survol par la sonde Voyager 2 en 1986, le pôle Sud de la planète faisait face au Soleil. En 2007, après un quart d'orbite, ce sera l'équateur de la planète qui sera la région la plus illuminée. Ces variations pourraient être à l'origine des lents changements climatiques observés sur la planète. Remarquons encore que la position inhabituelle de l'axe de rotation est probablement le résultat d'une collision avec une autre protoplanète dans un passé lointain.




Satellites et anneaux

Uranus possède au moins 27 satellites, dont les cinq principaux, par ordre de distance croissante à la planète sont Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Obéron. Le plus grand de ces satellites est Titania, avec un diamètre de 1580 kilomètres, soit moins de la moitié de celui de notre Lune.

La planète est aussi entourée de plusieurs anneaux très fins découverts depuis la Terre lors de l'observation d'une occultation d'étoile en 1977. Leur existence a ensuite été confirmée lors du survol par la sonde Voyager 2, et d'autres anneaux ont encore été découverts plus tard, en particulier par le télescope spatial Hubble. Ces anneaux sont formés de boules de glace sombre et peu réfléchissante, les plus grosses pouvant atteindre quelques mètres de diamètre.




Découverte

Uranus fut observée à plusieurs reprises au XVIIe et XVIIIe siècles, mais ces premières observations la confondirent avec une étoile. Ce n'est qu'en 1781 que l'astronome anglais William Herschel la reconnue pour ce qu'elle était, une planète, la première à ne pas avoir été identifiée dans l'antiquité. Divers noms furent proposés, en particulier Georgium Sidus en l'honneur du roi George III, ou Herschel pour saluer son découvreur. Mais ce fut l'allemand Johann Elert Bode, celui de la loi de Titius-Bode, qui finalement proposa le nom retenu, Uranus, inspiré d'Ouranos, le dieu grec du ciel.

Les deux plus grands satellites, Titania et Obéron, furent découverts par William Herschel en 1787. Ariel et Umbriel furent découverts par l'anglais William Lassel en 1851, et Miranda par l'américain Gerard Kuiper en 1948. Leurs noms viennent de personnages de pièces de William Shakespeare.

La planète Neptune parcourt une orbite à 4,495 milliards de kilomètres, soit 30 unités astronomiques du Soleil, ce qui en fait la plus lointaine des planètes classiques du système solaire (Pluton n'est plus en compétition depuis qu'elle a été rétrogradée au rang de planète naine). Du fait de cette distance, la planète a une très longue période de révolution : 165 années terrestres.

Le diamètre de Neptune est d'environ 49 500 kilomètres, légèrement inférieur à celui d'Uranus, mais tout de même quatre fois celui de la Terre. Neptune a par contre une masse supérieure à Uranus, environ 17 fois la masse de la Terre. La planète est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium. Elle contient un énorme noyau de roche liquide, d'eau, d'ammoniac et de méthane qui représente les deux tiers du diamètre. Le tiers externe est composé d'hydrogène, d'hélium, d'eau et de méthane.




La surface externe de Neptune est constituée d'épaisses couches nuageuses et apparaît bleue du fait de la présence de méthane. Ces nuages se déplacent à des vitesses qui peuvent aller jusqu'à 2000 kilomètres à l'heure, des vitesses record pour le système solaire. Rompant la monotonie, on trouve aussi de longs nuages blancs composés de cristaux de glace de méthane, ainsi que de grandes taches bleues dues à des ouragans similaires à ceux Jupiter.

Satellites et anneaux

Neptune possède au moins 13 satellites. Le plus intéressant de ces satellites est Triton, le seul à être suffisamment massif pour avoir atteint une forme sphérique. Il possède un diamètre de 2700 kilomètres et est entouré d'une atmosphère ténue riche en azote avec des traces de méthane. La sonde Voyager 2 y a mesuré en 1989 la plus basse température jamais observée sur un corps du système solaire : -236 degrés Celsius. Sa surface recouverte de glace d'azote est très complexe, avec quelques formations qui ressemblent à des geysers et qui peuvent rejeter de l'azote jusqu'à une altitude de 8 kilomètres.

Triton se déplace sur une orbite rétrograde, c'est-à-dire en direction opposée à la rotation de Neptune, ce qui est très inhabituel. L'explication la plus plausible consiste à dire que Triton ne s'est pas formé au même endroit que Neptune, mais a probablement été capturé par l'attraction gravitationnelle de la planète dans un passé lointain. Les observations montrent également que le satellite se rapproche inexorablement de Neptune sous l'effet des forces de marées. Il devrait un jour exploser et donner naissance à un magnifique anneau autour de la planète.




Notons encore que Neptune est entourée d'une série d'anneaux très fins probablement composés de poussières. Ces anneaux sont irréguliers et présentent des parties plus denses qui leur donnent l'aspect d'arcs. Les premiers furent décelés depuis la Terre lors d'occultations stellaires dans les années 1980, d'autres furent découverts par la sonde Voyager 2 en 1989.

Découverte

Neptune fut le premier objet astronomique découvert par le calcul plutôt que par le hasard des observations. De longues études du mouvement d'Uranus avaient montré que cette planète devait être soumise à des perturbations gravitationnelles provoquées par un corps non identifié. Les astronomes français Urbain Le Verrier et anglais John Couch Adams utilisèrent indépendamment les lois de la mécanique céleste pour estimer la position de ce corps. L'astronome allemand Johann Gottfried Galle entama des observations à la position indiquée par Le Verrier et fut la première personne à observer Neptune, à l'endroit prévu, le 23 septembre 1846 . Non seulement la découverte d'une nouvelle planète, mais un triomphe pour la mécanique céleste.

Merci bcp Abdel de nous faire partager tes connaissances!

c'est avec grand plaisir tafawt, le fait de s'évader dans les cieux nous permet de faire le vide parfoit.

Pluton et Charon

Pluton, considérée longtemps comme la dernière planète du système solaire, mais rétrogradée au rang de planète naine en 2006, fut découverte par Clyde Tombaugh en 1930. Son orbite est très excentrique et sa distance au Soleil varie donc beaucoup, entre 30 et 49 unités astronomiques. Ainsi, pendant certaines périodes, Pluton est plus proche du Soleil que Neptune, ce qui fut par exemple le cas entre 1979 et 1999. L'orbite est également très inclinée, de 17 degrés par rapport au plan de l'écliptique.




Du fait de son éloignement, Pluton est très difficile à étudier. Elle n'a en particulier jamais été survolée par une sonde. Il fallut ainsi attendre 1978 pour que l'on découvre que la planète possède un énorme satellite, Charon, à une distance de 19 600 kilomètres. Une propriété remarquable du couple réside dans le fait que les périodes de rotation des deux corps sont identiques et de plus égales à la période d'orbite mutuelle (un peu plus de 6 jours terrestres). Il s'agit là d'un phénomène tout à fait exceptionnel, les deux corps se présentent toujours la même face et apparaissent réciproquement fixes dans le ciel de l'autre. Ce ne fut ensuite qu'en 2005 que deux satellites plus petits, Nix et Hydra, furent découverts par le télescope spatial.




Grâce à un phénomène très rare, le passage de la Terre dans le plan de l'orbite du système entre 1985 et 1990, les astronomes ont pu observer toute une série d'éclipses mutuelles des deux corps principaux. Ils ont pu en déduire les dimensions de ces derniers : 2300 kilomètres de diamètre pour Pluton et 1200 pour Charon. Notons que la séparation entre les deux corps ne représente ainsi qu'à peu près 8 fois le diamètre de Pluton.




Les observations spectroscopiques ont révélé que la surface de Pluton est recouverte de glace et composée principalement d'azote avec un peu de méthane. Une atmosphère très ténue est présente avec une pression 100 000 fois plus faible que la pression terrestre. La température moyenne est quant à elle de -220 degrés Celsius.

Eris

La deuxième planète naine au-delà de Neptune est Eris, un corps découvert en 2005 à partir d’images prises en 2003 à l’observatoire du Mont Palomar. On estime d’après des mesures du télescope spatial que le diamètre d’Eris est d’environ 2400 kilomètres, donc légèrement supérieur à celui de Pluton. La planète mineure circule sur une orbite très elliptique et sa distance au Soleil varie entre 5,6 et 14,6 milliards de kilomètres (soit 37,7 et 97,6 unités astronomiques).




D’autres observations à partir du télescope Keck ont également révélé la présence d’un satellite, Dysnomia, qui tourne autour d’Eris à une distance d’environ 36 000 kilomètres.

Maintenant que le système solaire a été vu presque en détail le voici au complet, d'autres modification seront mené pour un exposé plus explicite!

On peut remarquer l'orbite des planètes autour de notre étoile

Avant de vous exposer les thèmes sur les étoiles, les quatre vingt-huit constelations et la bande zoodiaquale, je vais vous parler d'un phénomème présent dans l'atmosphère et qui est très beau a observer, les aurôres boréal !

On vas voir a présent la magnétisme de la terre pour mieu comprendre les effet des "vents solaire" sur notre planète.

La figure ci-dessous montre le champ magnétique dipolaire, comparable à celui émis par un aimant.



Le pôle nord géographique correspond, d'un point de vue scientifique, à un pôle sud magnétique car les lignes de champ y sont entrantes. Cependant, dans la pratique courante, afin d'éviter les confusions qui résulteraient inéluctablement d'une approche rigoriste, on situe au Nord le pôle nord magnétique.

Les changements rapides d'intensité et de sens du champ magnétique ne peuvent s'expliquer que s'il prend naissance dans un liquide.

A partir de 2.900 km de profondeur, l'intérieur de la Terre consiste en un noyau ferreux; son rayon est donc (puisque le rayon terrestre est de 6.381 km) de 3.481 km. Il constitue 16% du volume de la Terre. La partie externe de ce noyau ferreux est liquide jusqu'à la profondeur de 5.150 km. Plus bas, le noyau est solide. Cette graine de 1.231 km de rayon ne cesse de croître, au fur et à mesure que la Terre se refroidit.

Plusieurs causes mettent en mouvement la masse liquide et ferreuse du noyau externe:

la rapide rotation de la Terre sur elle-même (court jour sidéral);
sur Vénus, où le jour sidéral vaut environ 243 fois plus que sur Terre, on ne constate aucune magnétosphère alors que l'intérieur de cette planète recèle certainement une forte énergie géothermique;
les effets de marée solaire et lunaire;
l'incessante solidification, dûe au refroidissement de la planète, de la couche externe du noyau interne ...
Car en se solidifiant, les masses métalliques expulsent les éléments plus légers. Et la double différence qui en résulte entre noyaux externe et interne, différence chimique et thermique, crée des mouvements de convection.

D'autres causes de convection sont envisageables. Par exemple, le phénomène de précession des équinoxes: la Terre tourne (très lentement) comme une toupie, autour d'un axe perpendiculaire au plan de l'écliptique.

La figure ci-dessous montre ces mouvements parmi la masse du noyau externe liquide.



Cest également ce champ magnétique qui est a l'origine du déplaçement de l'aiguille de la boussole en direction du nord.
L'unité du magnétisme est le "Tesla" (valeur de référence du globe terrestre : 1 Tesla)
Si l'on dit qu'un aimant a une unité de 20 Tesla, c'est que son magnétisme est 20 foit plus élevé que celui de la terre!

Pour ce qui est des vents solaire on comprend maintenant pourquoi ils se glissent aux pôles du globe! et nous présente ainsi ces magnifiques Aurôres boréal!

La majorité des astres visibles dans le ciel sont des étoiles. Elles sont souvent groupées en associations et en amas de quelques centaines de milliers d'étoiles, qui se regroupent à leur tour en galaxies. En 1960, Helvétius avait établi une liste de 1500 étoiles, première répertoration de ces astres. En 1862, ce nombre avait littéralement explosé, Argelander ayant répertorié 546847 étoiles. Actuellement, on estime que l'Univers contient des milliards d'étoiles. Vers 1930, les astronomes ont même montré que les étoiles naissent et évoluent, comme nous, même si ces mécanismes d'évolution ne sont pas entièrement élucidés. Ainsi, on estime que les premières étoiles sont apparues il y a 10 milliards d'années (le Soleil est né il y a 4,5 milliards d'années), la plus jeune étoile connue, découverte en 1993 et appelée VLA1623, étant âgée de seulement 10000 ans !

Malgré toutes les théories développées, la naissance et l'évolution des étoiles sont des phénomènes qui ne sont pas encore totalement élucidés. Les analyses spectrales, outils d'études le plus couramment employé, ne fournissent que des indices et non des certitudes. On pense que l'étoile commence son existence comme une grande masse de gaz et de plasma, relativement froide. Si cette masse est assez dense, la pression interne qui s'y exerce peut devenir insuffisante pour compenser les forces d'autogravitation. Le nuage de gaz initial commence alors à se contracter, et, le volume diminuant, la température du gaz augmente, jusqu'à ce qu'elle atteigne près d'un million de degrés celcius (!). A ce point, la température est telle que des réactions nucléaires se produisent. L'hydrogène présent dans la boule de gaz se transforme en deutérium (ou hydrogène lourd), en perdant un positon et un neutron. Ensuite, un atome de deutérium fusionne avec un atome d'hydrogène pour donner un atome d'hélium 3. Cette réaction s'accompagne d'une perte de masse minime, masse libérée sous forme d'énergie, et bien évidemment de lumière : un nouvelle étoile est née ! Enfin, deux atomes d'hélium 3 fusionnent en un atome d'hélium classique, avec perte de deux atomes d'hydrogène : le mécanisme peut alors recommencer. Toutes ces réactions s'accompagnent, je l'ai déjà dit, de dégagement d'énergie, et la contraction des gaz s'arrête. Puis, quand toute l'énergie dégagée par ces réactions nucléaires est consommée, la contraction peut reprendre, accompagnée d'une nouvelle hausse de la température. A une certaine température encore beaucoup plus élevée, l'hydrogène peut réagir avec quelques métaux présent dans le volume du gaz, du lithium notamment. De l'énergie est à nouveau libérée, la contraction s'annule temporairement puis reprend de plus belle quand tous ces métaux sont consommés, et l'étoile entre alors dans la dernière phase de son évolution. Le carbone et l'azote catalysent de nouvelles réactions nucléaires, notamment celle où l'hydrogène est transformé en hélium. L'étoile enfle énormément car ces réactions libèrent énormément d'énergie : l'étoile devient une "géante rouge". Quand tout l'hydrogène est consommé, l'étoile est à l'apogée de sa vie et à atteint son volume maximal. Elle se dirigera alors progressivement vers une mort lente mais inévitable.

La durée de vie d'une étoile sur la séquence principale dépend de deux facteurs : la quantité d'hydrogène disponible en son centre et la vitesse à laquelle elle brûle ce combustible. La première quantité est proportionnelle à la masse de l'étoile. Si vous multipliez celle-ci par deux, vous obtenez deux fois plus de combustible au centre. Le deuxième paramètre est lié à l'énergie produite en un temps donné par l'étoile, donc à sa luminosité. Or, nous avons vu que la luminosité n'est par simplement proportionnelle à la masse, mais augmente beaucoup plus vite que cela. Par exemple, si vous multipliez par deux la masse d'une étoile, sa luminosité est multipliée par un facteur 10.

Ces considérations ont d'importantes conséquences en ce qui concerne la durée de vie stellaire. Une étoile de deux masses solaires brûle son hydrogène 10 fois plus vite que le Soleil, mais ne possède un stock de combustible que deux fois plus grand. Sa durée de vie sur la séquence principale est donc cinq fois plus courte. Ainsi, les étoiles ont des durées de vie très diverses. Alors que le Soleil peut espérer une vie tranquille de 10 milliards d'années, les étoiles les plus massives n'ont à leur disposition que quelques millions d'années. Les étoiles les moins massives ont quant à elles plus de 100 milliards d'années à vivre. Il y a donc presque un facteur 10 000 entre l'espérance de vie la plus longue et la plus courte.

La séquence principale comme outil : l'âge des amas stellaires

Nous avons vu comment les astronomes avaient réussi à déterminer de nombreuses propriétés des étoiles comme la luminosité ou la masse. L'un des paramètres qu'il n'est pas possible de déterminer directement est l'âge d'une étoile. Il existe néanmoins un cas dans lequel cela est réalisable : celui des étoiles d'un amas. Ceci est possible car tous les membres d'un amas sont nés en même temps et ont donc le même âge.




Pour comprendre comment cette propriété peut se révéler très utile, considérons quelques exemples. Commençons par un amas très jeune de quelques millions d'années. Les phases de formation stellaire étant relativement courtes, toutes les étoiles de l'amas ont rejoint la séquence principale. Étant donné que même les astres les plus massifs restent sur celle-ci pendant une dizaine de millions d'années, toutes les étoiles de l'amas en font encore partie. La séquence principale d'un amas jeune est donc complète et comprend des étoiles aussi bien bleues que rouges.

Passons à un amas de quelques dizaines de millions d'années. Dans ce cas, les étoiles les plus massives ont déjà quitté la séquence principale. Celle-ci va donc apparaître tronquée de sa partie bleue, alors que quelques géantes rouges font leur apparition. Dans un amas d'un milliard d'années, toutes les étoiles de masse supérieure à deux fois celle de Soleil ont quitté la séquence principale. Le diagramme de Hertzsprung-Russell la montre amputée de sa partie supérieure, alors qu'apparaissent de nombreuses géantes rouges, ainsi que des naines blanches. Finalement, un amas de 10 milliards d'années présente de très nombreuses géantes rouges, une séquence principale limitée à des étoiles rougeâtres peu massives, ainsi qu'un grand nombre de naines blanches.

La physionomie du diagramme de Hertzsprung-Russell d'un amas est donc très dépendante de l'âge de ce dernier. Il suffit en fait de déterminer quelles sont les étoiles les plus massives ou les plus chaudes encore présentes dans la séquence principale, pour obtenir une estimation précise de l'âge de l'amas et de ses constituants.

Comment meurt une étoile?
Lorsqu’une étoile a épuisé tout son hydrogène, elle arrive au bout de sa vie : elle se dilate d’abord pour former une géante rouge, puis elle s'effondre et refroidit pour devenir une naine blanche ( ou parfois un trou noir).

on vas voir maintenant une par une les douzes constélations de la bande zoodiaquale! ce sont les constelations visible dans l'hémisphère sud au fil des mois!









Le Bélier est une constellation du zodiaque est traversée par le Soleil du 19 avril au 13 mai. Dans l'ordre du zodiaque, la constellation se situe entre les Poissons à l'ouest et le Taureau à l'est.

Le Bélier est également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 21 mars au 19 avril. C'est dans ce sens qu'il sert au repérage des déplacement planétaires, encore utilisé en astrologie


Histoire

Dans la mythologie grecque, cette constellation représenterait le bélier dont la Toison d'or a inspiré la saga de Jason.

Il semblerait que les Babyloniens, les Grecs, les Perses, et les Égyptiens aient tous nommé cette constellation « Bélier ».

Cette constellation était également la première constellation du Zodiaque lorsqu'il fut établi il y a plus de 2 000 ans : du fait de la précession des équinoxes, l'équinoxe de printemps était alors situé dans le Bélier (il est désormais dans les Poissons).

Le nord de cette constellation était nommé Mouche boréale jusqu'au XIXe siècle. Son étoile principale était 41 Arietis (ce qui explique l'absence de lettre grecque pour désigner cette étoile).


Observation des étoiles

Localisation de la constellation
La constellation ne se situe pas sur des alignements très remarquable. Elle se repère à partir de son entourage : au sud de Persée et d'Andromède, et à l'ouest du taureau.

Elle se repère par ses deux étoiles principales, α et β du Bélier, qui ne pointent sur rien de très évident (si ce n'est Capella à assez grande distance).

α Ari se situe à 20° plein Ouest du groupe des Pléiades, particulièrement remarquable.



Forme de la constellation

La constellation ne ressemble pas à gran'chose, et il faut de bonnes conditions de luminosité pour en identifier les différentes parties.

La « queue » du Bélier est formée par trois petites étoiles en formation serrée, situées entre le Triangle et les Pléiades, dont la plus brillante est c Ari. C'est ce petit triangle qui constituait autrefois la mouche boérale.

L'autre constituant notable est un triangle plus aplati sous l'alignement Pléiades - β Ari. Ce triangle est formé par ε (Ouest), ζ(est) et δ (ESE) Ari.

Étoiles principales

Article détaillé : Liste d'étoiles du Bélier.
Les étoiles du Bélier sont majoritairement faibles, sauf Hamal (α Arietis) et Sharatan (β Arietis). Parmi les autres étoiles du Bélier, on trouve entre autres Mesarthim (γ) et Botein (δ).


Hamal (α Arietis)

Hamal (α Arietis), dont le nom signifie l'Agneau en arabe et qui désigne donc à elle seule la constellation tout entière, est l'étoile la plus brillante du Bélier. C'est une géante orange, 15 fois plus grande que le Soleil et 90 fois plus brillante.


Sheratan (β Arietis)

Sheratan (β Arietis) est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation du Bélier. C'est une étoile blanche de la séquence principale, seulement deux fois plus massive que le Soleil. C'est également une étoile double : son compagnon, une étoile de même masse que le Soleil, a été détecté par analyse Doppler il y a plus d'un siècle. Leur orbite est extrêmement excentrique (0,88 ), les deux étoiles sont considérablement proches l'une de l'autre, 0,08 ua au plus proche, 1,2 ua au plus loin, et tournent l'une autour de l'autre en 107 jours. Les deux étoiles sont donc virtuellement inséparables au télescope et la paire nécessite un interféromètre pour être séparée.


Mesarthim (γ Arietis)

Mesarthim (γ Arietis) n'est pas la troisième étoile de la constellation, mais la quatrième. Son rang dans la désignation de Bayer vient de sa proximité avec Hamal et Sheratan.

Mesarthim est une étoile double. La primaire, γ2 Arietis, est de magnitude 4,75. Son compagnon, γ1 Ari (son « 1 » venant de sa localisation, à l'ouest de « 2 »), est de magnitude 4,83. Les deux étoiles combinées donnent à Mesarthim une magnitude de 3,88. Elles sont éloignées d'au moins 500 ua et tournent l'une autour de l'autre en 5 000 ans.

Le type spectral de γ2 Arietis est « A1p », pour « particulier » : cette étoile possède un champ magnétique extrêmement intense, plus de 1 000 fois plus grand que celui de la Terre.


53 Arietis

53 Arietis, une étoile bleue-blanche en apparence banale, de magnitude apparente 6,13, distante d'environ 750 années-lumière, est l'une des trois « étoiles évadées » (« runaway stars » en anglais), se déplaçant extrêmement rapidement dans l'espace. Les deux autres étoiles sont µ Columbae et AE Aurigae et toutes trois semblent s'échapper à environ 100 km/s du même point dans la nébuleuse d'Orion et plus précisément de ι Orionis. Selon une théorie, ces étoiles auraient été à l'origine partie prenante d'un système multiple qui se serait désagrégé lors de l'explosion en supernova de l'un des membres il y a 3 millions d'années, projetant les trois autres étoiles dans des directions différentes.


Autres étoiles

Sans être une constellation excessivement étendue, le Bélier possède un assez grand nombre d'étoiles visibles à l'œil nu sans être particulièrement brillantes. En conséquence, les désignations utilisées sont assez nombreuses : nom propre (comme Botein, δ Arietis, 4e étoile de la constellation), désignation de Bayer (ε Arietis, 6e), désignation de Flamsteed (41 Arietis, 3e étoile, plus brillante que Mesarthim), catalogue Henry Draper (HD 20644, 5e étoile).


Objets célestes

Peu d'objets dans cette constellation, et ils sont tous assez peu lumineux. On y trouve les galaxies NGC 697 (au nord-ouest de β), NGC 772 (au sud-est de β), NGC 972 (dans le nord de la constellation) et NGC 1156 (au nord-ouest de δ).

c'est excellent ce que tu postes Abdelwahed, de merveilleuses informations en astronomie.

merci beaucoup zemmouri! j'essaye du mieu que je peut faire le partage de ma culture!









Le Taureau est une constellation du zodiaque traversée par le Soleil du 14 mai 2007 au 22 juin 2007. Dans l'ordre du zodiaque, la constellation se situe entre le Bélier à l'ouest et les Gémeaux à l'est.

Le Taureau est également un signe du zodiaque correspondant au secteur de 30° de l'écliptique traversé par le Soleil du 20 avril au 20 mai.

Étant une constellation du Zodiaque, caractéristique avec ses amas, le Taureau est une constellation très ancienne.

Dans la mythologie grecque, le Taureau correspondrait soit à la forme bovine utilisée par Zeus afin de commettre le rapt d’Europe, soit au taureau blanc envoyé par Poséidon à Minos.

Observation des étoiles :

Localisation de la constellation
Une grande constellation proéminente du ciel hivernal de l’hémisphère nord, le Taureau est situé entre le Bélier à l’ouest et les Gémeaux à l’est. Le Cocher et Persée se trouvent au nord, la Baleine et l’Éridan au sud-est, et Orion au sud-est.

Aldébaran se repère très facilement, que ce soit à partir d'Orion (dans le prolongement des trois rois mages), ou par sa proximité avec les Pléiades. C'est l'étoile brillante qui domine l'axe Orion - Pléiades. Aldébaran peut également être identifiée directement par le "V" dont elle marque une des extrêmités.




Forme de la constellation

Aldébaran (α Tauri), rouge et brillante, l’une des étoiles de première magnitude, se trouve au milieu de cette constellation. Derrière elle se trouvent les Hyades, l’amas ouvert le plus proche de la Terre, qui, avec Aldébaran, forme un V marquant la tête du Taureau. Les cornes s’étendent à l’ouest, marquées par Elnath (β Tauri, traditionnellement partagée par le Cocher) et ζ Tauri. Vers le milieu de la constellation se trouve un des amas ouverts les plus connus, facilement visible à l’œil nu, les Pléiades.

La partie Nord-Est de la constellation contient deux étoiles brillantes mais assez isolées, qui ne paraissent pas rattachées au centre. En prolongeant la branche du "V" où se trouve Aldébaran, on tombe sur ζ Tau, le nez du Taureau, qui semble se regrouper avec la massue d'Orion et les pieds des Gémaux. De son côté, Elnath (β Tau), la corne Est, se situe dans le prolongement de l'autre branche du "V", et semble plutôt se regrouper avec le Cocher pour former un petit hexagone.

La "colonne vertébrale" est dans le prolongement arrière de Aldébaran et sa branche du "V". On tombe successivement sur λ Tau et ο Tau, qui marque la fin de la constellation. Entre la colonne vertébrale et l'arc d'Orion, la partie Sud-Ouest ne contient pas d'alignement ni de forme très convaincante. On peut y voir un corps de taureau et quelques pattes avec beaucoup d'imagination, la forme imaginée variant avec les conditions de visibilité.


Étoiles principales :

Aldébaran (α Tauri)
Aldébaran est l’étoile la plus brillante de la constellation du Taureau avec une magnitude apparente de 0,87 (soit la 13e du ciel). Distante de 65 années-lumière, c’est une géante rouge d’un âge avancé, 40 fois plus grande que le Soleil.

Aldébaran est proche de l’écliptique et est assez souvent occultée par le Soleil et la Lune.

Autres étoiles
Elnath est la deuxième étoile de la constellation et porte logiquement la dénomination β Tau. Moins logiquement, elle est parfois désignée γ Aur.

Objets célestes

La constellation du Taureau contient, entre autres, deux amas d’étoiles proches, les Hyades et les Pléiades, suffisamment lumineux pour être clairement visibles à l’œil nu.

Les Hyades sont distantes d’environ 150 années-lumière, ce qui en fait l’amas ouvert le plus proche du Système solaire (si on exclut l’amas de la Grande Ourse qui semble n’être qu’un ensemble d’étoiles individuelles non liées). La plupart de ses membres se situent dans un diamètre de 10 années-lumière et se déplacent à peu près dans la même direction. Bien qu’Aldébaran se trouve apparemment au centre de l’amas, elle n’en fait pas partie et est en fait deux fois plus proche.

Les Pléiades (également notées M45) sont probablement l’amas le plus connu. En fait, on peut distinguer à l’œil nu de 6 à 12 étoiles distinctes, parmi les 500 qui le composent. L’amas est distant de 380 années-lumière.

Un autre objet visible au télescope est la nébuleuse du Crabe, un vestige de supernova au nord-est de ζ Tauri. L’immense explosion, visible le 4 juillet 1054, a été assez brillante pour être observée de jour. On en trouve des mentions dans des recueils historiques chinois et dans des poteries amérindiennes.

il parait pour comprendre ce que tu venais poster soit plus compréhensible, il faut nous intier de temps en temps à la géométrie sphérique; c'est une occasion

en effet zemmouri, c'est un élément essenciel mais je préfère affiché les douze constelations de la bande zoodiacale avant de vous parler de la géométrie sphérique! Y'a tant de choses a dire en astronomie tu sait et rien ne t'empèche de poster ici en parallèle des posts sur l'astronomie!