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Vulcanoïde

Vulcanoïde

Un vulcanoïde est un astéroïde hypothétique qui occuperait la zone dynamiquement stable qui s'étale entre 0,08 et 0,21 unités astronomiques du Soleil, bien à l'intérieur de l'orbite de Mercure. Il prend son nom de la planète Vulcain, que les astronomes du XVIII ont cherché à découvrir afin d'expliquer l'excès de précession du périhélie de Mercure —que nous savons maintenant être un effet de la Relativité générale. Aucun vulcanoïde n'a été découvert jusqu'ici, malgré de nombreuses battues, incluant des recherches menées par la NASA à l'aide de F-18 volant à haute altitude. Ces recherches sont très difficiles à mener à cause de l'éblouissement solaire. S'il existe des vulcanoïdes, on croit qu'ils ne dépassent pas 60 km de diamètre, taille qui aurait été détectée par les recherches effectuées jusqu'ici. Néanmoins, l'espoir subsiste car la région du système solaire étudiée est gravitationnellement stable et toutes les autres régions du même genre sont occupées par des objets mineurs. De plus, la surface cratérisée à saturation de Mercure indique qu'une population de vulcanoïdes a dû exister aux débuts du système solaire. Les vulcanoïdes, s'ils existent, formeraient une sous-classe des apohèles. Catégorie:Groupe ou famille d'astéroïdes

Soleil

Cet article traite du Soleil en tant qu'astre. Pour les autres sens, voir soleil (homonymie) ---- Le Soleil est l'étoile du système solaire auquel appartient la Terre. Le demi-grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, 149 597 870 km, fut la définition originale de l'unité astronomique (u.a.). Le Soleil fait partie d'un ensemble constitué de matière interstellaire et d'environ 200 milliards d'étoiles : notre Galaxie. Il se situe à 15 pc du plan équatorial du disque, et est distant de 8 600 pc (environ 25 000 années lumière) du centre galactique.

Caractéristiques physiques

Le Soleil est une étoile naine évoluant sur la séquence principale, de type spectral G2, ce qui signifie qu'elle est légèrement plus chaude et plus brillante que la moyenne mais bien moins lumineuse qu'une géante rouge. Une étoile de type G2 reste sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell pendant environ dix milliards d'années. L'âge du Soleil et du système solaire est estimé à environ cinq milliards d'années. La brillance du Soleil augmente d'environ 7% par milliard d'années écoulé. Au centre du Soleil, des réactions de fusion nucléaire transforment l'hydrogène en hélium. L'énergie produite par ces réactions parvient jusqu'à la surface du Soleil qui émet des rayonnements électromagnétiques et un flux de particules : on nomme l'ensemble vent solaire. L'énergie dégagée par le Soleil est de 382,6 YW ou 382,6×1024 W. Chaque seconde, 0,7×1012 kg d'hydrogène sont transformés en 0,695×1012 kg d'hélium, la perte de masse de 5×109 kg étant convertie en énergie, principalement sous la forme de rayonnements et de particules. Un modèle du Soleil [2] permet d'estimer la température de son noyau à 15,43 millions de kelvins et la densité à 145 700 kg/m³. Cette partie active du noyau n’occupe toutefois qu’un centième de son volume total. Dans certains modèles, le « feu nucléaire » s'éteint à 175 000 km du centre (quart du rayon) ; la température a déjà chuté de moitié et la densité n'est plus que de 20 000 kg/m³ (comparable à celle de l'or). À une distance du centre égale au 3/4 du rayon, la densité n'est plus que de 200 kg/m³ et nous nous trouvons en lisière de la zone de convection. Sur ces 380 000 km, la température a chuté de 7 MK à environ 2 MK. Pour finir, la température atteint 5780 K à la surface, où la densité n'est plus que de 10-4 kg/m³, près de dix mille fois inférieure à la densité de l'air (de la Terre) aux conditions normales de pression et de température. La mesure du nombre de neutrinos reçus sur la Terre (ceux-ci sont produits dans le Soleil de façon quasi exclusive) n'est que le tiers de celui prédit par la théorie, ce qui a longtemps été inexpliqué. Récemment, il a été démontré que les neutrinos avaient une masse, extrêmement faible ; ainsi, une partie du flux de neutrinos émis par le soleil peut se transformer en d'autres variétés de neutrinos (non détectées) avant d'atteindre la Terre. La structure et dynamique interne du Soleil peuvent-être étudiées en utilisant les techniques de l'héliosismologie.

Structure

Structure du Soleil En allant du centre vers l'extérieur on rencontre :
- le noyau, où se développent les réactions thermonucléaires : au centre, la température est de 14 MK, et la pression de 150×109 atmosphères.
- la zone radiative : de 7 à 2 MK.
- La tachocline, couche intermédiaire.
- la zone convective : de 2 MK à 6000 K.
- la photosphère, surface visible du Soleil où apparaissent les granules et taches solaires.
- la chromosphère, couche de gaz fortement ionisée (plasma) d'une épaisseur de 15 000 km environ.
- la couronne, qui s'étend de 15 000 km à 1 ou 2 millions de km. Sa température atteint 1 000 000 K. Elle ne peut être convenablement observée que lors des éclipses totales de soleil, car son rayonnement est très faible comparé à ceux de la photosphère et de la chromosphère.

Le système solaire

À lui seul, le soleil représente 99,8 % de la masse totale du système solaire, les 0,2 % restants incluant les planètes (surtout Jupiter), dont la Terre.
Rapport de la masse du Soleil aux masses des planètes

Notes

Valeur maximale.
Cette distance n'est pas connue avec une grande précision en raison de la forte absorption interstellaire au centre du disque.

Symbolisme

Le soleil est un symbole très puissant pour les hommes. Il occupe une place dominante dans chaque culture. D'une façon générale, il est un principe masculin, actif. Toutefois, certains peuples nomades d'Asie centrale le considéraient comme un principe féminin (la Mère soleil) ; c'est aussi le cas des Japonais, pour qui le Soleil est Dame Amaterasu, la dame soleil, épouse du seigneur Lune. Dans la mythologie nordique, les enfants de Mundilfari et Glaur sont Sol (déesse du Soleil) et Mani (dieu de la Lune), une idée que J. R. R. Tolkien a importée dans son œuvre. Souvent, le Soleil représente le pouvoir. Cet astre donne la vie. Si le Soleil venait à disparaître, ou même si ses rayons ne nous parvenaient plus, la vie s'éteindrait sur Terre, d'où le symbole de vie (donneur de vie). Dans l'Égypte antique, Râ (ou Rê) est le dieu-Soleil (il était l'un des dieux les plus importants, voire le plus important) et Akhénaton en fera son dieu unique sous le nom d'Aton. Dans le Panthéon grec c'est Apollon, fils de Zeus et du titan Léto. Citons aussi Hélios qui est la personnification du Soleil lui-même. Les Aztèques l'appelaient Huitzilopochtli, dieu du Soleil et de la guerre, le maître du monde. S'il n'est pas associé à un dieu, des gens l'ont associé à eux-mêmes comme le roi de France Louis XIV surnommé le Roi-Soleil (couronné de Dieu). La famille impériale japonaise se targue de descendre d'Amaterasu, déesse du Soleil. En alchimie, le symbole du Soleil et de l'or est un cercle avec un point au centre : alchimie. Il représente l'intérieur avec tout ce qui gravite autour. En astronomie comme en astrologie, le symbole est le même.

Voir aussi


- analemme
- astronomie
- autorégulation du Soleil
- couronne solaire
- cycle solaire
- éclipse
- sursaut solaire
- transit
- Énergie solaire

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=3 Astrofiles: le soleil]
- [http://ptaff.ca/soleil/ Heure de lever et de coucher du soleil pour tous les endroits du monde]
- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=soleil Le Système Solaire - Le Soleil] Catégorie:Symboliquecatégorie:étoilecatégorie:Soleil als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Orbite

Catégorie:Mécanique célesteCatégorie:Astronautique Cet article traite des orbites dans le sens de trajectoire. Pour les autres significations du mot, voir la page d'homonymie Orbite (homonymie) En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que décrit dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous l'effet de la gravitation. L'exemple classique est celui du système solaire où la Terre, les autres planètes, les astéroïdes et les comètes sont en orbite autour du Soleil, de même que les lunes sont en orbite autour des planètes. De nos jours, beaucoup de satellites artificiels sont en orbite autour de la Terre. Les trois lois de Kepler permettent de déterminer par le calcul le mouvement orbital.

Éléments orbitaux

lois de Kepler
Orbite elliptique
 Une orbite elliptique peut se définir dans l'espace selon six paramètres permettant de calculer très précisément la trajectoire complète. Deux de ces paramètres (excentricité et demi-grand axe) définissent la trajectoire dans un plan, trois autres (inclinaison, longitude du nœud ascendant et argument du péricentre) définissent l'orientation du plan dans l'espace et le dernier (instant de passage au péricentre) définit la position de l'objet. Voici la description plus détaillée de ces paramètres :
- Demi-grand axe a : la moitié de la distance qui sépare le péricentre de l'apocentre (le plus grand diamètre de l'ellipse). Ce paramètre définit la taille absolue de l'orbite. Il n'a de sens en réalité que dans le cas d'une trajectoire elliptique ou circulaire (le demi-grand-axe est infini dans le cas d'une parabole ou d'une hyperbole)
- Excentricité e : une ellipse est le lieu des points dont la somme des distances à deux points fixes, les foyers (S sur le diagramme), est constante. L'excentricité mesure le décalage des foyers par rapport au centre de l'ellipse (C sur le diagramme); c'est le rapport de la distance centre-foyer au demi-grand-axe. Le type de trajectoire dépend de l'excentricité :
  - e=0 : trajectoire circulaire
  - 0<e<1 : trajectoire elliptique
  - e=1 : trajectoire parabolique
  - e>1 : trajectoire hyperbolique
Image:Orbite.png
Fig. 1 - Paramètres orbitaux

- Inclinaison i : l'inclinaison (entre 0 et 180 degrés) est l'angle que fait le plan orbital avec un plan de référence. Ce dernier étant en général le plan de l'écliptique dans le cas d'orbites planétaires (plan contenant la trajectoire de la Terre; en noir dans la figure 1). L'inclinaison est l'angle orange dans la figure 1.
- Longitude du nœud ascendant ☊ : il s'agit de l'angle entre la direction du point vernal et la ligne des nœuds, dans le plan de l'écliptique. La direction du point vernal (en noir dans la figure 1) est la droite contenant le Soleil et le point vernal (point de repère astronomique correspondant à la position du Soleil au moment de l'équinoxe du printemps). La ligne des nœuds (en vert dans la figure 1) est la droite à laquelle appartiennent les nœuds ascendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté nord de l'écliptique) et descendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté sud de l'écliptique).
- Argument du périhélie ω : il s'agit de l'angle formé par la ligne des nœuds et la direction du périhélie (la droite à laquelle appartiennent le Soleil et le périhélie de la trajectoire de l'objet), dans le plan orbital. Il est en bleu dans la figure 1. La longitude du périhélie est la somme de la longitude du nœud ascendant et de l'argument du périhélie.
- Instant τ de passage au périhélie : La position de l'objet sur son orbite à un instant donné est nécessaire pour pouvoir la prédire pour tout autre instant. Il y a deux façons de donner ce paramètre. La première consiste à spécifier l'instant du passage au périhélie. La seconde consiste à spécifier l'anomalie moyenne M (en rouge dans la figure 1) de l'objet pour un instant conventionnel (l'époque de l'orbite). Il faut noter que l'anomalie moyenne n'est pas un angle physique mais spécifie la fraction de l'orbite accomplie par l'objet depuis son dernier passage au périhélie, exprimée sous forme angulaire. Par exemple, si l'objet a parcouru le quart de son orbite, son anomalie moyenne est 0,25×360° = 90°. La longitude moyenne de l'objet est la somme de la longitude du périhélie et de l'anomalie moyenne.

Période

Lorsqu'on parle de la période d'un objet, il s'agit en général de sa période sidérale, mais il y a plusieurs périodes possibles :
- Période sidérale - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet devant une étoile distante. C'est la période « absolue » au sens newtonien du terme.
- Période anomalistique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son périastre. Selon que ce dernier précesse ou récesse, cette période sera plus courte ou longue que la sidérale.
- Période draconitique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son nœud ascendant ou descendant. Elle dépendra donc des précessions des deux plans impliqués (l'orbite de l'objet et le plan de référence, généralement l'écliptique).
- Période tropique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à l'ascension droite zéro. À cause de la précession des équinoxes, cette période est légèrement et systématiquement plus courte que la sidérale.
- Période synodique - Temps qui s'écoule entre deux moments où l'objet prend le même aspect (conjonction, quadrature, opposition, etc.). Par exemple, la période synodique de Mars est le temps séparant deux oppositions de Mars par rapport à la Terre; comme les deux planètes sont en mouvement, leurs vitesses angulaires relatives se soustraient, et la période synodique de Mars s'avère être 779,964 d (1,135 années martiennes).

Relations entre les anomalies et rayons

Dans ce qui suit, e est l'excentricité, T est l'anomalie vraie, E est l'anomalie excentrique et M est l'anomalie moyenne. Le rayon r de l'ellipse (mesuré depuis un foyer) est donné par : r = a(1 - e\cos(E)) = a\frac\,\! Les relations suivantes existent entre les anomalies : M = E - e\sin(E)\,\! \cos(T) = \frac\,\! ou encore \tan(\frac) = \sqrt\tan(\frac)\,\! Une application fréquente consiste à trouver E à partir de M. Il suffit alors d'utiliser l'expression : E_ = \frac\,\! Si on utilise une valeur initiale E_0 = \pi, la convergence est garantie, et est toujours très rapide (dix chiffres significatifs en quatre itérations).

Voir aussi


- Orbite d'attente
- Orbite de rebut
- Orbite de transfert
- Orbitographie
- Liste des articles relatifs à l'astronautique als:Umlaufbahn ja:軌道 (力学) simple:Orbit th:วงโคจร

Vulcain (planète)

Vulcain est une hypothétique planète intramercurienne, c'est-à-dire orbitant entre le Soleil et Mercure. Son existence a été postulée par Urbain Le Verrier en 1860 pour expliquer les avances de phases de Mercure par rapport aux lois de Kepler. Il est aujourd'hui admis que la planète Vulcain n'existe pas.

Des anomalies dans l'orbite de Mercure

Mercure connaît une légère perturbation dans son mouvement par rapport au modèle prévu par la mécanique Newtonienne, appelée précession du périhélie. À chaque révolution autour du Soleil, le périhélie de l'orbite de Mercure avance légèrement tout en tournant autour du Soleil. Toutes les planètes connaissent ce phénomène, causé par l'influence gravitationnelle des autres corps du système solaire, et qui peut être expliqué par les lois classiques de la mécanique céleste. En revanche, pour Mercure, il reste une très légère avance de 43 arcsecondes par siècle par rapport à l'orbite calculée à partir des lois de Newton et de Kepler. Il devenait assez embarrassant pour les astronomes de constater un décallage pouvant aller jusqu'à une heure par rapport aux dates prévues des transits de Mercure. En 1842, l'astronome français Urbain Le Verrier — conseillé par François Arago — se pencha sur le problème, en vain, avant de se tourner vers les anomalies d'Uranus qui le mèneront à découvrir en 1846 la planète Neptune, uniquement à l'aide des lois de la mécanique céleste. Le Verrier revient alors au problème de Mercure, revoit tous les calculs mais trouve toujours ce décallage de 43 secondes d'arc. Il postule alors la présence d'un ou plusieurs corps entre le Soleil et l'orbite de Mercure, dont l'interaction gravitationnelle perturberait le mouvement de Mercure, à l'instar d'Uranus et Neptune. Au centre de données sur les taches solaires de Zurich, sont recensées par Johann Rudolf Wolf deux douzaines de taches sur le Soleil qui indiqueraient même deux orbites intramercuriennes, de 26 et 38 jours. Le 28 mars 1859, Le Verrier reçut un courrier d'un astronome amateur, Edmond Modeste Lescarbault, médecin à Orgères, à propos d'une tâche noire qu'il aurait vu passer devant le Soleil deux jours avant et qui serait probablement le transit d'une planète intramercurienne. Lescarbault rapporta avoir observé la tâche durant une heure et quart, parcourant un quart du disque solaire, et en estima son inclinaison orbitale (entre 5,3° et 7,3°), sa longitude (environ 183°), une importante excentricité et le temps de transit (4h30). Le Verrier postula alors que cette planète — qu'il nomma « Vulcain » — était responsable des anomalies du mouvement de Mercure et se mit en tête de la découvrir. À partir des informations de Lescarbault, il détermina la période orbitale de 19 jours et 7 heures à une distance moyenne de 0,1427 ua, une inclinaison de 12° 10' et un nœud ascendant à 12° 59'. Il en déduit églament un diamètre d'environ 2000 km et une masse d'un dix-septième de celle de Mercure. Bien que cette masse était trop faible pour en expliquer les anomalies, Vulcain restait une bonne candidate au corps le plus gros d'une hypothétique ceinture d'astéroïdes interne à Mercure.

À la recherche de Vulcain

Mercure était déjà difficile à observer, à cause de sa proche distance au Soleil. Elle n'était déjà visible qu'au lever et au coucher du Soleil. Le cas de Vulcain, ainsi que les autres astéroïdes de la ceinture intramercurienne, était encore plus ardu puisque plus proche encore du Soleil. Il y avait deux moyens d'observer Vulcain : profiter d'une éclipse pour observer le ciel aux alentours du Soleil ou bien observer un transit de Vulcain devant le Soleil. Le Verrier profite de l'éclipse de Soleil de 1860 pour mobiliser tous les astronomes français afin de repérer Vulcain, mais sans succès. La planète fut recherchée pendant quelques décennies. Une vingtaine de rapports d'observations passées similaires à celle de Lescarbault furent rassemblées par Haase en 1872, dont celle de W. Lummis du 20 mars 1862 ; une des rares observations retenues par Le Verrier. D'autres observations de ce corps sont rapportées par John Hind le 3 novembre 1871 et William Denning le 26 mars 1873. Le 4 avril 1876, l'astronome allemand M. Weber observe une tache ronde sur le Soleil. Celle-ci concorderait avec l'orbite calculée par Le Verrier et celle de 38 jours de Wolf. De nombreuses observations sont relevées mais pas toujours en accord avec l'orbite prédite par Le Verrier ou infirmées par d'autres observations effectuées au même moment. Après la mort de Le Verrier, en 1877, l'enthousiasme avec lequel les astronomes recherchaient la planète est peu à peu tombé. Lors de l'éclipse du 29 juillet 1878, l'astronome J.C Watson dit avoir vu deux points lumineux qui ne pouvaient être autre chose que des planètes, tandis que Lewis Swift aurait également repéré Vulcain, mais à une position différente. Cependant, des photographies prises lors de l'éclipse n'ont révélé aucune trace de Vulcain.

L'orbite de Mercure expliquée par Einstein

La réponse fut finalement apportée en 1916 par Albert Einstein avec la théorie de la Relativité Générale. En appliquant la relativité générale au mouvement de Mercure, on en arrive à la précession mesurée, et il n'y a plus d'irrégularités. Vulcain et les autres corps de cette ceinture d'astéroïdes intramercurienne n'avaient plus lieu d'être. L'analyse de photographies prises par Erwin Freundlich durant une éclipse totale à Sumatra en 1929 n'apporta aucun signe de la présence de Vulcain. Pourtant en 1970 et 1971, certains chercheurs pensaient avoir trouvé la planète en question, mais il ne s'agissait certainement que de comètes qui sont passées près du Soleil, voir qui sont entrées en collision avec. Depuis aucune des nombreuses observations, jusqu'aux expériences menées en 1974 à bord du Skylab, n'a confirmé la présence de cette planète. Les multiples taches observées par les astronomes étaient sans doutes des astéroïdes proches de la Terre, alors inconnus à l'époque, ou bien des étoiles mal identifiées pour les cas de Watson et Swift. Catégorie:Système solaire Catégorie:Mercure ja:バルカン (惑星)

Astronomie

ko:천문학 ms:Astronomi ja:天文学 simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์ L'astronomie est la science de l'observation des astres, à partir de laquelle elle établit l'origine, l'évolution, les propriétés physiques et chimiques des astres, la mécanique céleste. Astronomie vient du grec αστρονομία (άστρον et νόμος) ce qui signifie loi des astres. L'astronomie est l'une des rares sciences où les amateurs peuvent encore jouer un rôle actif. Elle est en effet pratiquée à titre de loisir auprès d'un large public d'astronomes amateurs : les plus passionnés et expérimentés d'entre eux participent à la découverte d'astéroïdes et de comètes. C’est à ce sujet un loisir particulièrement populaire en France, notamment par la Nuit des étoiles. Nuit des étoiles]]

Histoire de l'astronomie

Article détaillé : histoire de l'astronomie L'astronomie est souvent considérée comme la plus ancienne des sciences. L'archéologie révèle en effet que certaines civilisations disparues de l'âge du bronze, et peut-être du néolithique, avaient déjà des connaissances en astronomie. Elles avaient compris le caractère périodique des équinoxes et sans doute leur relation avec le cycle des saisons, elles savaient également reconnaître certaines constellations. L'astronomie moderne doit son développement à celui des mathématiques depuis l'antiquité grecque et à l'invention d'instruments d'observation à la fin du Moyen Âge. Si l'astronomie s'est pratiquée pendant plusieurs siècles parallèlement à l'astrologie, le siècle des lumières et la redécouverte de la pensée grecque a vue naître la distinction entre la raison et la foi, si bien que l'astrologie n'est plus pratiquée par les astronomes.

Antiquité

À ses débuts, l'astronomie consiste simplement en l'observation et la prédiction du mouvement des objets célestes visibles à l'œil nu. Quelques apports par différentes civilisations :
- Le Rig-Veda mentionne 27 constellations associées au mouvement du Soleil ainsi que les 12 divisions zodiacales du ciel.
- Les anciens Grecs font d'importantes contributions à l'astronomie, notamment la définition du système de magnitude.
- La Bible contient un certain nombre d'énoncés au sujet de la position de la Terre dans l'Univers et sur la nature des étoiles et des planètes.
- En 500, Âryabhata présente un système mathématique dans lequel la Terre tourne sur son axe et considére le mouvement des planètes par rapport au Soleil.

Moyen Âge : les arabes développent l'héritage grec

L'astronomie se développe peu en Europe lors du Moyen Âge, mais elle est alors florissante dans le monde arabe. L'astronome arabe al-Farghani écrit beaucoup sur le mouvement des corps célestes ; son œuvre est traduite en latin au . À la fin du , un grand observatoire est construit près de Téhéran par l'astronome al-Khujandi. Il effectue une série d'observations qui lui permettent de calculer l'obliquité de l'écliptique. En Perse, Omar Khayyam compile une série de tables et réforme le calendrier. Les savant musulmans de l'époque médiévale qui s'occupent d'astronomie sont nombreux (El Battani, El Farabi, El Keyyam, El Kindi, El missri, El Maghribi, El Rasi, Ibn El Heythem, El Beyrouni)...

Renaissance : du géocentrisme à l'héliocentrisme

Pendant la Renaissance, Copernic propose un modèle héliocentrique du système solaire. Cette idée est défendue, étendue et corrigée par Galilée et Kepler. Galilée imagine la lunette astronomique pour améliorer ses observations. S'appuyant sur des relevés d'observation très précis faits par le grand astronome Tycho Brahé, Kepler est le premier à imaginer un système de lois régissant les détails du mouvement des planètes autour du Soleil, mais n'est pas capable de formuler une théorie allant au-delà de la simple description présentée dans ses lois.

Ère industrielle

On découvre que les étoiles sont des objets très lointains. Avec l'introduction de la spectroscopie, on montre qu'elles sont similaires à notre soleil, mais dans une grande gamme de température, de masse et de taille. L'existence de notre Galaxie, en tant qu'ensemble distinct d'étoiles, n'est prouvée qu'au début du du fait de l'existence d'autres galaxies. Peu après, on découvre l'expansion de l'univers, conséquence de loi de Hubble, établissant une relation entre la vitesse d'éloignement des autres galaxies par rapport au système solaire et leur distance. La cosmologie fait de grands progrès durant le , notamment avec la théorie du Big-Bang, largement supportée par l'astronomie et la physique, comme le rayonnement thermique cosmologique (ou rayonnement fossile), et les différentes théories de nucléosynthèse expliquant l'abondance des éléments chimiques et de leurs isotopes.

Les disciplines de l'astronomie

À son début, durant l'antiquité, l'astronomie consiste principalement en l'astrométrie, c'est-à-dire la mesure de la position dans le ciel des étoiles et des planètes. Plus tard, des travaux de Kepler et de Newton nait la mécanique céleste qui permet la prévision mathématique des mouvements des corps célestes sous l'action de la gravitation, en particulier les objets du système solaire. La plus grande partie du travail dans ces deux disciplines (l'astrométrie et la mécanique céleste), auparavant effectué à la main, est maintenant fortement automatisée grâce aux ordinateurs et aux capteurs CCD, au point que maintenant elles sont rarement considérées comme des disciplines distinctes. Dorénavant, le mouvement et la position des objets peuvent être rapidement connus, si bien que l'astronomie moderne est beaucoup plus concernée par l'observation et la compréhension de la nature physique des objets célestes. Depuis le , l'astronomie professionnelle a tendance à se séparer en deux disciplines : astronomie d'observation et astrophysique théorique. Bien que la plupart des astronomes utilisent les deux dans leurs recherches, du fait des différents talents nécessaires, les astronomes professionnels tendent à se spécialiser dans l'un ou l'autre de ces domaines. L'astronomie d'observation est concernée principalement par l'acquisition de données, ce qui inclut la construction et la maintenance des instruments et le traitement des résultats. L'astrophysique théorique est principalement concernée par la recherche des implications observationnelles de différents modèles, c'est-à-dire qu'elle cherche à comprendre et à prédire les phénomènes observés. L'astrophysique est la branche de l'astronomie qui détermine les phénomènes physiques déduits par l'observation des astres. Actuellement, les astronomes ont tous une formation poussée en astrophysique et leurs observations sont presque toujours étudiées dans un contexte astrophysique. En revanche il existe un certain nombre de chercheurs et chercheuses qui étudient exclusivement l'astrophysique. Le travail des astrophysiciens est d'analyser des données d'observations astronomiques et d'en déduire des phénomènes physiques. Les domaines d'études de l'astronomie sont aussi classés en deux autres catégories :
- Par sujet, généralement selon la région de l'espace (par exemple, l'astronomie galactique) ou le type de problème adressé (formation des étoiles, cosmologie)
- Par le mode d'observation, selon le type de particules détectées (lumière, neutrino) ou la longueur d'onde (radio, lumière visible, infrarouge).

Disciplines par sujet

Disciplines par type d'observation

Voir aussi


- astronomes célèbres
- conquête de l'espace
- images d'astronomie sur wikipédia.fr
- liste des articles d'astronomie
- Observatoire européen austral
- symboles astronomiques
- Union astronomique internationale

Chronologies en astronomie


- astronomie du système solaire
- satellites artificiels et sondes spatiales
- satellites naturels
- télescopes, observatoires et la technologie d'observation

Outils astronomiques


- logiciels d'astronomie
- lunette astronomique
- observatoire
- télescope

Liens externes


- [http://tercoif.club.fr/observationetimagerie/index.html OBSERVATION ET IMAGERIE - Site dédié à la théorie et à la pratique de l'imagerie astronomique et photographie pour tous les publics, du novice au chevronné]
- [http://www.astronomike.net/ Annuaire d'astrophotos]
- [http://www.futura-sciences.com/sinformer/n/univers.php Actualités astronomie]
- [http://www.astrofiles.net Astrofiles: les dossiers de l'astronomie]
- [http://www.auroresboreales.com Aurores Boréales]
- [http://www.obspm.fr/encycl/f-encycl.html Encyclopédie des Planètes Extrasolaires]
- [http://www.astrosurf.com Le site français de l'astronomie amateur]
- [http://www.astrosurf.com/ Astrosurf]
- [http://www.astro5000.com/ Astro5000]
- [http://astronomie.aucoeurdelatoile.com/ Astro kid's]
- [http://www.astrosurf.com/pioneerastro/ pioneer-astro]
- [http://www.esa.int Site de l'ESA]
- [http://www.extrasolar.net Extrasolar Visions]
- [http://www.eso.org/ Site de l'ESO ]
- [http://www.nasa.gov/ Site de la NASA] catégorie:astronomie

Précession

La précession est le changement graduel d'orientation de l'axe de rotation d'un objet quand un couple lui est appliqué. Ce phénomène est très visible avec une toupie mais tous les objets en rotation peuvent subir la précession. Lorsqu'un objet précesse, l'inclinaison de son axe se déplace en cercle dans la direction opposée à celle de la rotation de l'objet. Si la vitesse de rotation et le couple sont constants, l'axe de rotation décrira un cône dont le mouvement sera à tout moment perpendiculaire à la direction du couple. Dans le cas d'une toupie, si l'axe de rotation n'est pas parfaitement vertical, la force de la gravité produira un couple qui aura tendance à coucher la toupie.

La physique de la précession

La précession est due au fait que la résultante de la vitesse angulaire de rotation et de la vitesse angulaire produite par le couple est une vitesse angulaire dont l'axe fait un angle avec l'axe de rotation et cet angle se trouve dans un plan perpendiculaire au plan produisant le couple de torsion. L'axe de rotation doit se déplacer vers cet axe, car le corps en rotation ne peut plus continuer à tourner autour d'un axe qui n'est pas un axe principal de moment d'inertie. C'est-à-dire que l'axe de rotation se déplace vers une direction perpendiculaire à celle vers laquelle le couple le dirige. Si le corps en rotation est symétrique le long de l'axe de rotation, qu'il est libre de tout mouvement et que le couple s'exerce perpendiculairement à cet axe, alors l'axe de précession sera perpendiculaire au couple et à l'axe de rotation. Dans ces conditions, la période de précession est la suivante: : T_p = \frac où Is est le moment d'inertie, Ts est la période de rotation et Q est le couple. En général, le problème est beaucoup plus compliqué que cela.

Voir aussi


- gyroscope
- précession des équinoxes
- précession de Larmor
- nutation Catégorie:Mécanique ja:歳差 ko:세차운동

NASA

National Aeronautics and Space Administration Catégorie:Acronyme Catégorie:Sigle

F-18

F-018 F-018 Le F/A-18 Hornet est un avion de combat américain, particulièrement utilisé par l'aéronavale américaine.

Conception

Histoire

américainLe F/A-18 « Hornet » à pour ancêtre le P-530, un prototype destiné à être le successeur du glorieux F-5 Freedom Fighter de chez Northrop. Le P-530 reçu rapidement le surnom de « Cobra », il fut à l’origine conçu pour être un chasseur multi rôles relativement léger et d’un prix raisonnable, capable d’effectuer des missions d’attaque au sol aussi bien que d'assurer la supériorité aérienne. Le problème est qu’à cette époque il n’y a aucune demande pour un tel avion, la Navy ayant presque sélectionné le F-14 Tomcat de Grumman et l’USAF le F-15 Eagle de McDonnell Douglas. Mais vu le succès du F-5 (vendu à plus de 2600 exemplaires dans une trentaine de pays de par le monde) auprès des pays étrangers, Northrop n’hésite pas à dépenser plus de 20 millions de dollars dans le projet, mais il n’y a toujours aucun client à l’horizon. Heureusement, les efforts de la « Fighter Mafia » au Pentagone permirent de convaincre la fabrication de deux prototypes durant l’année 1971, et l’un d’eux sera finalement sélectionné pour une production pour l’USAF. Il y avait cinq concurrents : Boeing, General Dynamics, LTV, Lockheed et Northrop, avec son P-530 devenu le P-600 entre-temps. Le 13 Avril 1972 deux gagnants furent déclarés, General Dynamics avec le YF-16 et Northrop LWF avec le YF-17. La Belgique, le Danemark, les Pays-Bas et la Norvège formèrent le MFPC, « Multinational Fighter Program Committee » pour étudier les possibilités de remplacement de leurs F-104 par un des deux avions en concurrence. Le 13 Janvier 1975 l'USAF annonça que le YF-16 avait gagné les essais. Mais les Européens n'étaient pas assujetti à la décision de l'USAF et continuèrent d'évaluer les deux appareils ainsi que le P-530, le Mirage F-1 et une version spéciale du Saab Viggen. La Navy elle aussi réfléchissait à un nouveau chasseur qui pourrait remplacer le A-7. Ayant des problèmes avec le F-14 et Grumman la Navy voulait un avion capable d'évoluer en milieu air-air. Le TF-30, le turboréacteur du F-14 étant le premier à être équipé de la postcombustion, il souffrait de quelques défauts qui réduisaient ses capacités. Le F-14 est le meilleur intercepteur au monde, mais avec le TF-30 il était tout juste moyen. En 1973, la Navy ne recherchait pas qu'un avion pour remplacer le A-7 et le F-4, mais aussi pour un possible remplacement du tout nouveau F-14. Ils firent des demandes de propositions à six constructeurs dont General Dynamics, Northrop et McDonnell Douglas. Mais les trois autres furent éliminés de la course par le congrès qui imposa une collaboration entre les trois sociétés restantes. Le YF-16 avait été choisit par l'USAF, basé sur son meilleur rayon d'action et l'utilisation du moteur F-100, le même que celui des F-15. La Navy favorisa le YF-17 et Northrop travailla en collaboration avec McDonnell Douglas, ce qui offrait une certaine garantie pour finaliser le projet et le vendre enfin. McDonnell DouglasL’US Navy choisit la conception de McDonnell Douglas Northrop le 2 Mai 1975. Bien que très similaires, le F-18 n'était pas une version modifiée du YF-17. Les taches de navalisation et l’adaptation multi rôles du YF-17 nécessitèrent un nouveau design. Le congrès avait décidé que le concept gagnant de LWF serait développé en tant qu’avion polyvalent. General Dynamics en collaboration avec LTV tenta de développer une version aéronavale du F-16 qu’ils comptaient vendre à la Navy. Après examen des deux candidats, F-16 et F-18, il fut établit que McDonnell Douglas/Northrop était le plus approprié pour la Navy. Au départ, il était prévu que le « Hornet » soit produit dans deux versions : F-18 optimisé pour le combat aérien et le A-18, pour les attaques au sol. Il est très rapidement devenu évident qu’un seul « Hornet » pourrait accomplir les deux tâches, il fut donc renommé F/A-18 (ses capacités ont été plus que démontré lors de la première guerre du Golf en 1991, lorsqu’un groupe de deux F/A-18C du VFA-81 Sunliners parti pour bombarder des cibles iraquiennes, emportant quatre bombes Mk84 de 2000 lbs soit environ 900 kg, deux AIM-9 « Sidewinder » et deux AIM-7 « Sparrow » ont engagé deux MiG-21 et s’en sont sorti victorieux. Durant la guerre du Vietnam, l’apparition de MiGs obligeait les chasseurs à larguer leurs bombes avant un engagement).guerre du Vietnam Le F/A-18A fit son premier vol le 18 Novembre 1978, piloté par le pilote d'essais en chef de McDonnell Douglas Jack Krings. Ce vol fut effectué à partir de l'usine de fabrication d'avion de McDonnell à Saint Louis. Les tests des premiers appareils construits (9 monoplaces et 2 biplaces) furent effectués au Naval Air Test Center, dans le Maryland. Ce fut le programme le plus problématique et le plus coûteux que n'ai jamais entreprit la Navy, en parti à cause de l'inflation de la fin des années 70, qui causa d'inévitable surcoût et de périodiques tollés du congrès pour l'annulation du programme dans son intégralité. Toutefois la conception du F/A-18 « Hornet » surmontera toutes les difficultés et le premier escadron opérationnel de F/A-18 « Hornet », le VFA-125, fut mis en service à la base aéronavale Lemoore en Californie le 13 novembre 1980. Cet escadron reçu son premier F/A-18 « Hornet » le 19 février 1981. Le premier escadron opérationnel des Marines fut le VMFA-314 basé à la base aérienne El Toro en Californie. Le remplacement officiel des F-4 Phantom par les F/A-18 « Hornet » eu lieu le sept janvier 1983. Un total de 380 F/A-18A furent construits, en comptant les neufs avions RDT&E (études, recherches, essais et évaluation) qui furent utilisés lors du programme de tests. Le dernier des 1479 F/A-18 de 1ere génération A/B/C/D à été livré en septembre 2000. Le F/A-18 E/F « Super Hornet, avec une autonomie largement augmentée, dont le prototye à voler pour la 1er fois le 29 novembre 1995, à commencer à rentrer en service dans l'US Navy en 1999 pour remplacer le F-14 »Tomcat". 284 exemplaires sont prévus et une version de guerre électronique, le F/A-18G « Growler », doit remplacer dans quelques années le vénérable EA-6B « Prowler ».

Moteurs

F-14Les moteurs proposés pour le F/A-18 « Hornet » étaient les turboréacteurs à double flux avec postcombustion GE YJ-101 expérimentaux, que la Navy redésigna en tant que F-404. Les moteurs F-404 installés sur le « Hornet » ont à peu près la même poussée que le General Electric J-79 des F-4. Mais c'est ici que se terminent des similitudes. Le F-404 et deux fois moins lourd, un tiers plus court, à 40 % de pièces en moins, est quatre fois plus fiable, peut être installé de chaque côté du F/A-18, ne produit pas de fumée, et a la même réactivité que le J-79, bien qu'ayant une meilleure plage de fonctionnement. Le F/A-18 « Hornet » peut atteindre un angle d'attaque de plus de 90°, avec un angle de glissade de 45°. Le J-79 fut l'un des meilleurs moteurs de chasseurs de l'époque des avions à réaction, mais le nouveau F-404 montra combien la technologie avait avancé. Le F/A-18 « Hornet » possède aussi un système d'auto démarrage grâce à une unité d'alimentation auxiliaire (APU) qui entraîne le démarreur de la turbine du AMAD (Airframe Mounted Accessory Drive) et transfère le flux d'air dans les moteurs pour le démarrage. Le circuit de carburant possède deux réservoirs indépendants auto étanche, et deux conduites de carburant à l'intérieur de ceux-ci, auto étanches elles aussi. Les fluides hydrauliques du F/A-18 « Hornet » sont ininflammables et circulent dans deux systèmes totalement isolés, chacun d'eux possédant deux parties indépendantes. Le système permet un arrêt automatique de n'importe quelle partie défaillante.

Technologies embarquées

F-14Le cœur du F/A-18 « Hornet » est son cockpit, la possibilité d'emporter une grande diversité d'armes pourrait perdre son impact si le pilote n'était pas capable de les utiliser efficacement. Les technologies numériques permettent de fournir au pilote plus d'informations que dans les deux cockpits du F-4 et celui du A-7 réunis. Tout comme d'autres chasseurs de sa génération, la première source d'information est le HUD (Head Up Display ou Collimateur Tête Haute). Le HUD affiche la vitesse du vent, l'altitude, la vitesse ascensionnelle, l'angle d'attaque, la direction, la vitesse en Mach, les G, une variété d'information sur les armes embarquées. Les systèmes de l'avion sont contrôlés grâce aux informations affichées sur trois écrans à tube cathodique, géré à l'aide de vingt boutons poussoir entourant chacun de ceux-ci. Les avantages d'avoir toutes les informations nécessaires dans le champ de vision immédiat du pilote sont une réduction de la fatigue et une susceptibilité aux vertiges réduites. Toutes les fonctions de combat air-air et air-sol peuvent être gérées grâces à la manette des gaz de au manche à balai (Hands On Throttle And Stick ou HOTAS est depuis devenu un standard dans la conception des avions modernes). La capacité qu'a le pilote d'utiliser ces commandes sans regarder à l'intérieur du cockpit est une avancée considérable, qui permet d'augmenter considérablement la dextérité aux combats. Le cœur du système d'armement du F/A-18 « Hornet » est le cas le radar Doppler multi mode Hughes AN/APG-65. Le radar fonctionne dans plusieurs modes, incluant l'acquisition au viseur, l'acquisition verticale, et l'acquisition au collimateur durant les manœuvres de combat aérien (ACM ou Air Combat Maneuvering). Ces modes permettent l'acquisition automatique de cibles mouvantes sur une distance de 500 pieds (150 m) jusqu'à 5 miles nautiques (9 km). Un autre mode est la visée au canon, qui est un mode de poursuite à courte portée. Les hautes fréquences de répétition des impulsions (PRF) radar Doppler le rend très efficace lors de la détection à longue portée de cibles mouvantes, indiquant leur vitesse et leur azimut. La recherche avec télémétrie (RWS ou Range While Search) utilisent les hautes et moyennes fréquences de répétition des impulsions pour détecter toutes sortes de cibles, et le poursuite-balayage simultané (TWS ou Track While Scan) permet de suivre jusqu'à 10 cibles et d'en afficher huit. Lorsque le missile air-air avancé à portée moyenne (AMRAAM) devient opérationnel le F/A-18 « Hornet » est capable d'attaquer simultanément autant de cibles qu'il a de missiles tirer. La fonction d'évaluation des raids (Raid Assessment) du radar permet au pilote d'élargir la région centrée sur une seule cible donnant des informations plus détaillées sur le voisinage direct de la cible, ce qui permet au radar de distinguer des cibles très rapprochées. Lors d'attaques au sol, l'APG-65 possèdent de nombreux modes, incluant la cartographie du sol à longue portée permet d'améliorer la localisation et l'identification des cibles, et la gestion des systèmes d'armes et de navigation. Une carte graphique haute résolution combinée avec des modes additionnels du radar, permettent au pilote de détecter et suivre des cibles fixes, mouvantes, ou navales, aussi bien qu'utiliser le radar thermique à balayage frontal (FLIR ou Forward Looking Infrared Radar). Un système d'évitement d'obstacles est disponible pour les missions de pénétration à basse altitude de nuit ou par mauvais temps. Un mode de recherche maritime permet de supprimer les échos des vagues en échantillonant l'état de la mer et en définissant un seuil au-dessus de ses vagues. La désignation des cibles fournie une acquisition automatique dans ce mode, la désignation peut aussi être fournie par le système de poursuite automatique et de marquage laser ou par le radar thermique à balayage frontal. HOTASCes capacités sont fournies grâce à un processeur totalement programmable, qui effectue 7,2 millions d'opérations à la seconde. L'APG-65 est très fiable, s'étant qualifié en passant avec succès les 106 heures de moyennes entre chaque défaillance (MTBF), standard défini par les procédures de test de l'armée. Ensembles remplaçables en atelier, aucune maintenance systématique n'est requise, et le fait est qu'aucun outil spécial de maintenance n'est nécessaire, rendant les réparations plus rapides et plus simples pour les techniciens. Un nouveau radar avec des capacitées accrues, le APG-79 AESA, doit équiper les F/A-18 E/F Super-Hornet a partir de l'année 2006. Bien qu'étant capable de transporter jusqu'à 7700 kg de matériel militaire, le F/A-18A fut conçu avec seulement une seule arme interne, un canon Vulcan à six tube de 20 mm, placé là où il est le plus précis et le plus fiable, en plein milieu de la ligne médiane sur le nez de l'avion à côté du radar. Le canon Vulcan est capable de tirer jusqu'à 6000 coups par minute. Cette cadence de tir cause des vibrations, génère beaucoup de chaleur, du gaz et de la fumée, tout ce qui est préjudiciable pour la fiabilité des opérations du radar. Le compartiment radar pouvait être scellé hermétiquement pour empêcher des gaz à la fumée de pénétrer à l'intérieur, le refroidissement pouvait être augmenté, mais se débarrasser des vibrations fut plus compliqué. Cela nécessita l'identification des fréquences de vibration de l'arme, depuis la construction de cloisons dans le but de diminuer leurs effets sur le radar.

Engagements

Le 1 engagement des Hornets eu lien eu 1986, lorsque des appareils attaquérent les défenses anti-aériennes libyennes à Benghazi depuis le porte-avions USS Coral Sea (CV 43).

Variantes


- F/A-18A Hornet : Série intiale
- F/A-18B et F/A-18D : Evolution bi-place des série A et C.
- AF-18A, version exportée pour l'Australie et basée sur le F-18A
- ATF-18A, version biplace pour l'Australie, similaire au F-18B
- CF-18A ou CF-188A, version exportée au Canada du F-18A et légèrement modifiée
- CF-18B ou CF-188B, version biplace pour le Canada
- EF-18A, version d'exportation destinée à l'Espagne et basée sur le F-18A
- EF-18B, version biplace pour l'Espagne
- RF-18, version équipée de caméras dans la partie avant du fuselage
- F/A-18C : modification de l'électronique embarquée et de l'armement.
- KF-18C, version d'exportation destinée au Koweït du F-18C
- KAF-18D, version biplace d'entraînement exportée au Koweït
- F/A-18 E/F Super Hornet. Mis au point pour la NAVY. Il est reconnaisable à ses grandes prises d'air rectangulaires sous les ailes et ses dimension ont été majorées du tier. Les autres versions du F/A-18 ont des prises d'air arrondies et plus petites. Le F est la version biplace
- F/A-18G « Growler » : Version du « Super Hornet » destiné à la guerre électronique, mise en service vers 2010/2015. En 2005, le F/A-18 est en service dans :
- US Marine Corps
- US Navy
- Espagne
- Canada
- Australie
- Finlande
- Koweit
- Thailande
- Suisse
- Malaisie

Autres caractéristiques

Armement principal:
- missiles air-air
  - AIM-9 Sidewinder,
  - AIM-7 Sparrow,
  - AIM-120 AMRAAM
- missiles air-sol
  - Harpoon, Harm, SLAM,
  - SLAM-ER, Maverick Armement auxilliaire:
- Joint Stand-Off Weapon (JSOW)
- Joint Direct Attack Munition (JDAM)

Voir aussi


- [http://www.wpafb.af.mil/museum/research/fighter/f17.htm YF-17]
- [http://www.wpafb.af.mil/museum/arm/arm8.htm M61A1]
- Liste des avions militaires ja:F/A-18 (戦闘攻撃機)

Catégorie:Groupe ou famille d'astéroïdes

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Markham (GO Station)

The Markham GO Station is a train and bus station in the GO Transit network located in Markham, Ontario in Canada. It is a stop on the Stouffville line train service. It was originally a station of the Toronto & Nipissing Railway, whose original building still exists on the site, closed and unused. Plans by GO to adapt it as a usable facility are pending proper funding.

See also


- York Region Transit
- Toronto Transit Commission
- GO Transit

External links


- [http://www.gotransit.com/publicroot/station/station.asp?station=MKGO GO Transit: Markham GO Station] Category:GO Transit stations

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