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Éclipse

Éclipse

, 1999 Ph. Luc Viatour]] Une éclipse correspond à l'occultation d'une source de lumière par un objet physique. En astronomie, une éclipse se produit lorsqu'un objet tel qu'une planète ou un satellite naturel s'intercale entre une source de lumière comme une étoile, et un autre objet, masquant du point de vue de l'observateur soit la source de lumière, soit l'objet éclairé. Lorsque l'objet s'intercalant a un diamètre angulaire nettement plus petit que celui de l'autre objet, on parle plutôt de transit.

Les éclipses dans le système Terre-Lune-Soleil

Principes mécaniques

Une éclipse de soleil se produit lorsque la Lune se trouve entre le Soleil et la Terre, ce qui ne peut se passer que lors d'une nouvelle lune. Une partie de la Terre se trouve alors dans l'ombre ou la pénombre de la Lune. Une éclipse de lune se produit lorsque la Terre se trouve entre le Soleil et la Lune, ce qui ne peut se passer que lors d'une pleine lune. La Lune se trouve alors dans l'ombre de la Terre. Terre]] Une éclipse peut être totale ou partielle. Lorsque la source de lumière est entièrement bloquée par l'objet éclipsant, on parle d'éclipse totale. Si l'objet éclipsant ne bloque pas entièrement la lumière provenant de la source, on parle d'éclipse partielle. Une éclipse annulaire est un cas particulier d'éclipse partielle où les trois objets concernés sont parfaitement alignés, mais où l'objet éclipsant est trop petit (ou l'objet éclipsé trop gros) pour bloquer complètement la source de lumière : il reste alors un anneau lumineux encore visible. C'est une situation relativement fréquente pour les éclipses de Soleil car, bien que par coïncidence, la Lune et le Soleil aient quasiment la même taille apparente vus de la Terre, selon leurs distances respectives à la Terre, une faible différence de taille apparente (de l'ordre de quelques %) est perceptible. À partir de la Terre, une éclipse n'est possible que lorsque le Soleil, la Lune et la Terre sont alignés. Si le plan de l'orbite de la Lune coïncidait avec celui de la Terre, appelé l'écliptique, il y aurait une éclipse de Soleil et une éclipse de Lune chaque mois synodique lunaire. Comme ces deux plans sont inclinés d'un angle de 5,9°, il faut que la Lune soit à proximité d'un des deux points d'intersection de ces plans, points appelés nœuds, pour qu'une éclipse puisse se produire. Pour une éclipse totale de Lune, l'écart entre la Lune et un nœud ne doit pas dépasser 4,6°, pour une éclipse totale de Soleil, cet écart peut aller jusqu'à 10,3°.

Phases générales d'une éclipse solaire

nœuds
- Le commencement de l'éclipse générale est l'instant où le cône de pénombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
- Le commencement de l'éclipse totale ou annulaire est l'instant où le cône d'ombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
- Le commencement de la centralité est l'instant où l'axe du cône d'ombre de la Lune commence à balayer le disque terrestre.
- Le maximum de l'éclipse est l'instant où la grandeur de l'éclipse est maximale (l'instant où la plus grande surface terrestre est dans l'ombre).
- La fin de la centralité est l'instant où l'axe du cône d'ombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre.
- La fin de l'éclipse totale ou annulaire est l'instant où le cône d'ombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre.
- La fin de l'éclipse générale est l'instant où le cône de pénombre de la Lune termine de balayer le disque terrestre. nœuds

Phases locales d'une éclipse solaire


- On appelle « premier contact » ou « premier contact extérieur » le moment où le disque lunaire commence à empiéter sur le disque solaire.
- On appelle « deuxième contact » ou « premier contact intérieur » le moment où le disque lunaire est complètement entouré par le disque solaire (éclipse annulaire) ou le moment où le disque solaire disparaît complètement (éclipse totale).
- On appelle « troisième contact » ou « deuxième contact intérieur » le moment où le disque lunaire commence à se dégager du disque solaire (éclipse annulaire) ou le moment où le disque solaire commence à réapparaître (éclipse totale).
- Enfin, on appelle « quatrième contact » ou « deuxième contact extérieur » le moment où le disque lunaire se détache du disque solaire.

Phases d'une éclipse lunaire

nœuds Il y a trois types d'éclipses lunaires : par la pénombre, lorsque la Lune passe uniquement dans le cône de pénombre de la Terre; partielles, lorsque la Lune passe en partie dans le cône d'ombre de la Terre; et totales, lorsque la Lune passe en totalité dans le cône d'ombre de la Terre.
- On appelle « premier contact » ou « premier contact extérieur » le moment où la Lune commence à entrer dans le cône d'ombre de la Terre.
- On appelle « deuxième contact » ou « premier contact intérieur » le moment où la Lune entre complètement dans le cône d'ombre de la Terre. C'est le début de la totalité.
- Le maximum de l'éclipse est l'instant où la distance angulaire entre le centre du disque lunaire et le centre du cône d'ombre atteint sa plus petite valeur.
- On appelle « troisième contact » ou « deuxième contact intérieur » le moment où la Lune commence à sortir du cône d'ombre de la Terre. C'est la fin de la totalité.
- Enfin, on appelle « quatrième contact » ou « deuxième contact extérieur » le moment où la Lune sort complètement du cône d'ombre de la Terre.

Cycles

En pratique de 2 à 7 éclipses peuvent se produire annuellement. Elles se produisent par groupes séparés par un intervalle de 173 jours. Ces groupes sont constitués d'une éclipse de Soleil ou d'une succession d'éclipses de Soleil, ou bien d'une éclipse de Lune et d'une autre éclipse de Soleil. Le Soleil et un nœud de l'orbite lunaire se retrouvent dans la même direction tous les 346,62 jours. Dix-neuf de ces périodes, soit 6585,3 jours ou 18 ans et 11 jours, ont presque la même durée que 223 mois synodique lunaire. Ceci veut dire que la configuration Lune-Soleil et les éclipses se répètent dans le même ordre dans le même laps de temps. Ce cycle appelé Saros était déjà connu des Babyloniens. Comme la durée exacte de ce cycle n'est pas un nombre entier de jours mais possède un excédent d'environ 1/3 de jour, les éclipses se reproduisent donc selon ce cycle avec un décalage d'environ 8 heures et sont donc visibles à une longitude distante d'environ 120° par rapport à celle du cycle précédent. Un autre cycle concernant les éclipses est l'Inex. Sa durée est de 358 mois synodiques lunaires (28,9 ans) après lequel les même éclipses se reproduisent quasiment à la même longitude géographique mais à une latitude opposée. Après une période de 669 mois synodiques lunaires, appelé Exeligmos ou triple Saros, un cycle d'éclipses similaires se reproduit à la même longitude. latitude latitude]]

Voir aussi

Articles connexes


- Éclipse du 11 août 1999
- Éclipse solaire du 3 octobre 2005

Liens externes


- [http://www.imcce.fr/imcce.php?lang=fr Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides] :
  - [http://www.imcce.fr/page.php?nav=fr/ephemerides/phenomenes/eclipses/soleil/index.php Les éclipses de Soleil]
  - [http://www.imcce.fr/page.php?nav=fr/ephemerides/phenomenes/eclipses/lune/index.php Les éclipses de Lune]
- [http://www.urania.be/dossiers/eclips2005/index_fr.php Eclipse solaire 3 octobre 2005]

Homonyme


- Eclipse, dans le monde de l'informatique.
- Eclipse Aviation Eclipse Eclipse Eclipse ko:식현상 ms:Gerhana th:อุปราคา

Occultation

Catégorie:Ésotérisme Catégorie:Mécanique céleste Catégorie:Pataphysique Une occultation est un phénomène de recouvrement apparent d'un élément par un autre. En astronomie, le recouvrement d'un astre concerne notamment certaines éclipses. L'expression peut désigner également une simple recherche d'obscurité, comme pour les rideaux ou stores d'occultation. Le terme est plus nuancé pour les sciences occultes où il s'agit de décrire l'invisible, ou pour l'occultation du Collège de ’Pataphysique qui continua ses travaux dans l'ombre et le secret, pendant 25 ans. L'occultation est aussi un concept de la foi chiite.

Liens externes


- [http://www.cosmovisions.com/occultation.htm Occultation cosmographique]
- [http://www.fatrazie.com/OcCULtation.htm Occultation pataphysique] ja:星食

Plante

zh-min-nan:Si̍t-bu̍t ko:식물 ms:Tumbuhan ja:植物 simple:Plant th:พืช |----- ! colspan=2 bgcolor="lightgreen" | Références |----- ! colspan=2 align=left| [http://www.itis.usda.gov/servlet/SingleRpt/SingleRpt?search_topic=TSN&search_value=202422 ITIS 202422] |- Les plantes ou végétaux sont des êtres pluricellulaires à la base de la chaîne alimentaire. Elles forment l'une des subdivisions (ou règne) des eucaryotes. Elles sont l'objet d'étude de la botanique.

Les grandes caractéristiques des plantes


- Les végétaux sont des organismes autotrophes, c'est à dire qu'ils produisent leur propre matière organique à partir de sels minéraux puisés dans le sol et d'énergie solaire grâce à la fonction chlorophyllienne : c'est le mécanisme de photosynthèse. Ils doivent à la chlorophylle contenue dans les chloroplastes leur couleur verte.
- Les végétaux sont des organismes fixés au sol par leurs racines (mais il y a des exceptions), ce qui les rend très dépendants des conditions de leur environnement ; cet état est lié à la nature cellulosique des parois cellulaires, aux tissus de soutien de la plante (collenchyme et sclérenchyme) et à certaines molécules particulières comme la lignine qui rend les tissus rigides.
- Les végétaux sont des organismes peu différenciés. On distingue peu de types de tissus ou d'organes différenciés, ce qui entraîne des propriétés particulières : une croissance potentiellement indéfinie, une capacité de régénération importante (d'où la possibilité de reproduction végétative).

L'organisme végétal

reproduction végétative On distingue, selon leur degré de différenciation, trois grands types d'organisation :
- les thallophytes ; plantes vivant en milieux humides, caractérisées par un thalle, appareil végétatif peu différencié en forme de lame : algues, champignons, lichens ;
- les bryophytes ; ce sont les mousses et les Hépatiques, dont l'appareil végétatif commence à se différencier en tige et feuille. Ils constituent une nouvelle étape vers le passage de la vie aquatique à la vie terrestre ;
- les cormophytes ; ce sont les plantes vasculaires ou rhizophytes, qui comprennent les ptéridophytes (fougères) et les spermaphytes (plantes à graines). L'appreil végétatif est maintenant bien différencié en racine, tige, feuille et surtout vaisseaux conducteurs de sève (phloème et xylème). C'est grâce à ces vaisseaux conducteurs et à leur port dressé et rigide que ces plantes sont adaptées au milieu terrestre ;

La classification des plantes

La première classification connue est l'œuvre de Théophraste (370-285 av. J.-C.) qui classa 480 plantes selon leur port (arbre, arbuste ou herbe) et certaines caractéristiques florales. Au , des botanistes, notamment les frères Jean et Gaspard Bauhin, vont entamer une réflexion sur le classement des plantes. Ils cherchent à établir des groupes naturels de plantes à partir de leur ressemblance. En effet la découverte de nouvelles plantes rendait un nouveau classement nécessaire. Il faut savoir que jusqu'alors, les plantes étaient classées en fonction de leur taille, du lieu où elles poussaient ou de leur ressemblance. John Ray (1628-1705), naturaliste anglais, propose d'établir un nouveau système de classification ayant pour fondement le plus grand nombre possible de caractères de la fleur, du fruit ou de la feuille. Puis, Pierre Magnol (1638-1715), inventeur du terme famille, répertorie 76 familles de plantes. Joseph Pitton de Tournefort (1656-1708) établit un classement des végétaux suivant la structure des fleurs et introduit les notions d'espèce et de genre. Enfin, Carl von Linné (1707-1778), botaniste du roi de Suède, codifie la nomenclature binominale des végétaux et des animaux. Ce système utilise deux noms en latin : le premier indique le genre et le second, l'espèce de la plante ou de l'animal. En revanche, son « système sexuel » basé sur le nombre d'étamines, ne fait pas progresser la classification des plantes.
- Voir aussi la liste des Botanistes.

Classification systématique dite « classique »

sont rattachés directement à ce règne:

Les algues

:
- Euglenophyta (les euglènes, 900 espèces) :
- Cryptophyta (les cryptophycées, 200 espèces) :
- Rhodophyta (les algues rouges, 4000 à 6000 espèces) :
- Haptophyta (les haptophytes, 300 espèces) :
- Chrysophyta (les chrysophycées, 1000 espèces) :
- Bacillariophyta (les diatomées, 100 000 espèces) :
- Phaeophyta (les algues brunes, 1500 espèces) :
- Chlorophyta (les algues vertes, 17 000 espèces)

Les Bryophytes

:
- Hepaticophyta (les hépatiques, 6000 espèces) :
- Anthocerotophyta (les anthocérotes, 100 espèces) :
- Bryophyta (les mousses, 9500 espèces)

Les végétaux vasculaires


  - Psilophyta
  - Lycopodiophyta (les lycopodes, 1000 espèces)
  - Equisetophyta (les prêles, 15 espèces)
  - Pteridophyta (les fougères, 11 000 espèces)
  - les Spermaphytes
    - les Gymnospermes
      - Cycadophyta (les cycas, 140 espèces)
      - Ginkgophyta (le ginkgo)
      - Pinophyta (les conifères, 550 espèces)
      - Gnetophyta (les gnétophytes, 70 espèces)
    - les Angiospermes (les plantes à fleurs, environ 235 000 espèces) Les chiffres montrent la domination qu'exercent aujourd'hui les angiospermes parmi les plantes terrestres. Suivant les auteurs, les limites entre le règne végétal (Plantae) et celui des protistes (Protista) varient. Pour certains (Raven, 1992), le règne des protistes s'étend des protistes hétérotrophes très proches des champignons ou des animaux aux algues vertes très proches des plantes terrestres; le règne végétal ne comprenant que ces dernières encore appelées embryophytes. D'autres auteurs (Bremer, 1985) regroupent les algues vertes et les plantes terrestres dans le taxon monophylétique des plantes vertes ou Chlorobionta. L'ITIS pour sa part regroupe l'ensemble des algues et des plantes terrestres dans le règne végétal.

Arbre phylogénétique simplifié

Chlorobiontes
- Ulvophytes ou Chlorophytes stricto sensu
- Micromonadophytes
- Streptophytes
  - Chlorokybophytes
  - Klebsormidiophytes
  - Phragmoplastophytes
    - Zygnématophytes
    - Plasmodesmophytes
      - Chaetosphaeridiophytes
      - Charophytes stricto sensu
      - Parenchymophytes
      -
- Coléochaetophytes
      -
- Embryophytes
      -
  - Marchantiophytes ou Hépatiques
      -
  - Stomatophytes
      -
    - Anthocérotes
      -
    - Hémitrachéophytes
      -
      - Bryophytes stricto sensu ou Mousses
      -
      - Trachéophytes ou Végétaux vasculaires
      -
      -
- Lycophytes
      -
      -
- Euphyllophytes
      -
      -
  - Moniliformopses
      -
      -
    - Filicophytes ou Ptéridophytes stricto sensu
      -
      -
    - Équisétophytes ou Sphénophytes
      -
      -
  - Spermatophytes
      -
      -
    - Cycadophytes
      -
      -
    - Coniférophytes
      -
      -
    - Ginkgophytes
      -
      -
    - Anthophytes
      -
      -
      - Gnétophytes
      -
      -
      - Angiospermes

Classification selon la taille et le type de la tige

Une grande division est souvent faite entre les plantes herbacées et les plantes ligneuses (celles qui forment du bois).

Classification selon le climat d'après W. Köppen

On trouve des plantes presque partout sur la terre : dans le désert, sous l'eau, dans les forêts tropicales, et même dans l'Arctique. Toutefois, leur répartition à la surface de la terre est fonction des conditions climatiques. Ainsi, pour rendre compte des principaux groupes de végétaux, un climatologue et botaniste allemand, Köppen a établi une classification des climats. Cette classification, publiée pour la première fois en 1901, et remaniée à plusieurs reprises depuis, est la plus ancienne et la plus connue. La classification de Köppen comprend cinq groupes de climats eux-mêmes divisés en cinq types climatiques. Le contour de chaque groupe correspond à la satisfaction d'un critère lié à la température de l'air ou combinant à la fois la température de l'air et le niveau des précipitations.
- Plantes des régions tropicales La zone tropicale s'étend de part et d'autre de l'équateur entre le tropique du Cancer (23°27' de latitude nord) et le tropique du Capricorne (23°27' de latitude sud). Elle représente l'une des grandes zones climatiques nées de la circulation générale de l'atmosphère et de son déplacement saisonnier. Il est à noter que cette zone couvre environ 45% de la surface globale des forêts. La température moyenne du mois le plus froid est supérieure à +18°Celsius. La végétation correspondante est la forêt tropicale ou la savane.
- Plantes des régions sèches et désertiques Essentiellement caracterisé par la presence d'arbustes et d'herbes qui se sont adaptés à l'environnement désertique et qui, par un système de racines souterrainnes peu profond mais étendu à proximité de la surface (fasciculé), arrivent à récolter la quantité d'eau suffisante à leur croissance. La végétation est très peu développée et recouvre peu d'espace. Les espèces sont appelées xérophytes (du grec Xéro=sec, et phyto=plante), on y retrouve des Cactus, des plantes à cuticule épaisse pour limiter l'évapotranspiration, des plantes en coussinets, des succulentes ( exemple famille des Crassulassées, dont le Sedum ou la Joubarbe ). La plupart des plantes chlorophyliennes de ces régions fonctionnent grâce à la photosynthèse en C4.
- Plantes des régions tempérées En Europe, cette forêt s'étend de la forêt boréal à la forêt méditerrannéenne (entre 40° et 55° Nord ). Le régime thermique est modéré avec en hiver un peu de gel sur la partie supérieure des sols, et un été modérément chaud. On peut distinguer trois espèces dominantes.
- Plantes des régions froides ou subarctiques On distingue 2 grands types de végétation en milieu polaire et subpolaire :
  - La toundra : située entre 55° et 70° Nord, cest une végétation dominée par les herbes et les mousses, souvent associées a divers arbustes. C'est une formation végétale continue et basse avec l'absence d'arbres à cause d'un sol gelé en profondeur en permanence, le permafrost (température inférieure a 0°C). L'absence d'arbres est aussi due à un raccourcissement de la période de végétation (l'été ne dure parfois que 1 à 2 mois).
  - La taïga : forêt boréale de grands conifères, typique de la Sibérie et du Canada. Les hivers sont plus longs et plus rigoureux et les mois d'été sont plus chauds (température supérieure a 10°C). On considère que cela représente la limite entre la taïga et la toundra. Le sous-bois est constitué de plusieurs conifères à aiguilles et de fougères. Dans l'hémisphère sud, cette formation végétale est plus réduite (dans les îles de l'Antarctique, la toundra en touffes domine la région).
- Plantes des régions polaires
- Plantes des régions de hautes montagnes

Classification des types biologiques de Raunkiaer

C'est une classification écologique, qui classe les plantes selon la manière dont elles protègent leurs bourgeons à la mauvaise saison (froide ou sèche) ; elle distingue cinq groupes ou type biologique de végétaux :
- phanérophytes : ce sont essentiellement les arbres, arbustes et arbrisseaux, dont les bourgeons sont situés en haut d'une tige ; les feuilles tombent ou non et les zones les plus sensibles (méristèmes) sont protégées par des structures temporaires de résistance : les bourgeons ;
- chaméphytes, ce sont des plantes basses dont les bourgeons sont proches du sol ; les feuilles tombent ou non, les bourgeons les plus bas bénéficient de la protection de la neige ;
- cryptophytes ou géophytes, ces plantes passent la mauvaise saison protégées dans le sol, la partie aérienne meurt ; ce sont les plantes à bulbe, à rhizome et à tubercule ;
- thérophytes, ce sont les plantes annuelles, qui disparaissent pendant la mauvaise saison et survivent sous la forme de graines ;
- hémicryptophytes, stratégie mixte qui combine celles des géophytes et des chaméphytes ; ce sont souvent des plantes à rosette.

Voir aussi

Liens internes


- Classement des cultures par groupes d'usage
- Famille botanique
- Flore (noms scientifiques)
- Flore (noms vernaculaires)
- Liste de plantes par ordre alphabétique
- Liste des plantes utiles par catégorie
- Liste de légumes, Liste de fruits
- Plantes par nom scientifique

Liens externes


- [http://www.infovisual.info/01/003_fr.html Voir un schéma détaillé de la structure d'une plante.]
- [http://www.tela-botanica.org/code Code international de nomenclature botanique de Saint-Louis]
- [http://www.endemia.nc Flore endémique et autochtone de Nouvelle-Calédonie]
- [http://follavoine.chez.tiscali.fr/f2_an_glos_typesbio.htm Flore photographique régionale : types biologiques]
- [http://ispb.univ-lyon1.fr/cours/botanique/ Cours de Botanique avec photographies] Catégorie:Classification scientifique Catégorie:Botanique
-

Satellite naturel

als:Satellit (Astronomie) ko:위성 ja:衛星 th:ดาวบริวาร Catégorie:Objet céleste Catégorie:Objet céleste]] Un satellite naturel (le terme lune, avec une minuscule, est également employé), est un objet naturel en orbite autour d'un autre.

Origine

On suppose que la plupart des lunes sont formées dans la même région du disque protoplanétaire à l'origine de la planète. Cependant, beaucoup d'exceptions et variations à ce modèle standard de formation sont connues ou théorisées. Plusieurs lunes sont soupçonnées d'être des objets étrangers capturés, les fragments de plus grandes lunes brisées par de grands impacts, ou, dans le cas de la lune de la Terre, une partie de la planète elle-même mise en orbite par un grand impact. Étant donné que la plupart des lunes sont connues seulement par quelques observations lointaines effectuées par des sondes ou des télescopes, la plupart des théories à leur sujet sont encore incertaines. La plupart des lunes dans le système solaire sont en rotation synchrone avec leur planète, phénomène dû aux effets de marée. Hypérion, la lune de Saturne, fait exception car elle orbite chaotiquement en raison d'une variété d'influences externes. Aucune lune du système solaire ne possède elle-même une lune en orbite autour d'elle car les forces de marée exercées par la planète rendent instables de telles orbites. Cependant, plusieurs lunes ont des compagnons dans leurs points de Lagrange, comme Téthys et Dioné autour de Saturne.

Dans le système solaire

Environ 140 lunes ont été découverte dans notre système solaire et vraisemblablement beaucoup d'autres qui satellisent les planètes d'autres étoiles. Typiquement les géantes gazeuses ont des systèmes de lunes assez étendus. En comparaison, Mercure et Vénus n'ont aucune lune. La Terre a une grande lune : la Lune, Mars a deux lunes minuscules Phobos et Déimos, et Pluton possède un grand compagnon appelé Charon (ensemble ils sont parfois considérés comme une planète double), ainsi que deux autre petits sattelites découverts en 2005.

Les astéroïdes

La découverte de la petite lune Dactyl orbitant autour de 243 Ida confirme que quelques astéroïdes ont également des lunes. (87) Sylvia dispose même de deux satellites, Romulus et Rémus.

Les principaux satellites naturels du système solaire

Les plus grandes lunes dans le système solaire sont la lune de la Terre, les lunes galiléennes de Jupiter (Io, Europe, Ganymède et Callisto), la lune de Saturne (Titan) et la lune capturée par Neptune (Triton). La table suivante regroupe les lunes du système solaire selon leur diamètre, et comprend aussi à titre indicatif une colonne contenant quelques astéroïdes notables:

Lumière

La lumière désigne les ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain. Outre la lumière visible, par extension, on appelle parfois « lumière » d'autres ondes électromagnétiques, tels que ceux situés dans les domaines infrarouge et ultraviolet.

Théories sur la lumière

La lumière, comme tout phénomène de déplacement, peut se concevoir comme une onde ou comme un flux de particules (appelées en l'occurrence photons). Les lois de Maxwell, ou à une échelle plus humaine les lois de l'optique géométrique, décrivent bien le comportement de ces ondes. Cette description classique est tout fait valide et très utilisée au sein de la communauté scientifique. Cependant, elle n'explique pas la quantification de l'énergie transportée par le rayonnement, phénomène observé et expliqué par Albert Einstein dès 1913 en postulant l'existence des photons. Toutefois, la physique moderne considère que chacun de ces photons peut lui-même être considéré comme une onde (ce qu'on appelle la dualité onde-particule ou onde-corpuscule en mécanique quantique).
- Photons
- Perception des couleurs

Vitesse de la lumière

La vitesse de la lumière dans le vide, c (comme célérité), est une constante de la physique. C'est la vitesse maximale permise pour tout déplacement d'information ou d'un objet matériel par la théorie de la relativité. Cette propriété a été induite de l'expérience d'interférométrie de Michelson et Morley et a été clairement énoncée par Albert Einstein en 1905. De ce fait, la vitesse de la lumière est exacte, car elle ne dépend pas d'une mesure (imprécise et susceptible de changement avec des progrès de mesure). D'autres unités sont définis à partir de la vitesse de la lumière (Cf. infra).

Addition des vitesses et célérité

La loi d'addition des vitesses v'=V+v est à peu près vraie pour des vitesses faibles par rapport à la vitesse de la lumière. :Du point de vue de la physique classique, un voyageur marchant dans un train a, par rapport au sol, une vitesse égale à celle du train plus (vectoriellement) sa propre vitesse de marche dans le train. Et l'on écrit d =(V+v) t = Vt +vt = la distance parcourue par le train + la distance parcourue dans le train = la distance parcourue par le voyageur par rapport au sol dans le temps t qui est classiquement le même dans le train et au sol, ce qui implique la loi classique d'addition des vitesses. Ceci n'est qu'une approximation, qui devient de plus en plus fausse à mesure que la vitesse v considérée augmente. Un photon va à la même vitesse c que ce soit par rapport au sol ou par rapport au train ! La loi V + c = c' est donc fausse dès lors que c = c' pour V différent de zéro. La loi d'addition des vitesses n'est qu'une approximation de la loi dite de transformation sur les vitesses de Lorentz (appelée parfois d'addition des vitesses, ou plus correctement loi de composition des vitesses). Ce résultat est une des caractéristiques de la relativité restreinte ; la loi de composition des vitesses issue des transformations mathématiques de Lorentz donnent à la limite des faibles vitesses (par rapport à la vitesse c) les mêmes résultats que les transformations de Galilée.

Vitesse de la lumière dans les matériaux

A noter : la vitesse de la lumière n'est pas toujours la même dans tous les milieux et dans toutes les conditions. Par exemple, les écarts de vitesse observés entre deux milieux sont à l'origine du phénomène de réfraction qui permet le fonctionnement des lentilles. Les écarts sont généralement assez faibles, ce qui a permis à beaucoup de gens de parler de vitesse de la lumière au lieu de vitesse de la lumière dans le vide. Mais dans certains cas, une onde lumineuse peut être considérablement ralentie. Les physiciens sont parvenus à ralentir la propagation lumineuse jusqu'à quelques mètres par seconde dans des cas extrêmes.

Utilisation dans le SI

De nos jours, la plupart des unités du système international sont définies à partir de la célérité de la lumière. Une vitesse étant le quotient d'une longueur par une durée, on peut donc définir une distance comme étant le produit d'une durée par une vitesse (en l'occurrence c), ou une durée comme la division d'une distance par c.

Mesure de temps

La seconde est définie dans le système international par un phénomène lumineux : c'est la durée de 9 192 631 770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre les deux niveaux hyperfins de l'état fondamental de l'atome de césium 133.

Mesure de distance


- Le mètre, unité du système international de longueur. En 2005, il est défini comme la distance parcourue par la lumière en 1/299.792.458 de seconde. Il s'agit là d'une définition conventionnelle, toute évolution dans la définition de la seconde aurait un impact direct sur la longueur du mètre. Avec la définition actuelle de la seconde, le mètre est donc égal à : \frac fois la longueur d'onde de la radiation choisie. On peut également dire que la vitesse de la lumière dans le vide, est précisément 299.792.458 m.s-1 : il n'y a pas la moindre incertitude sur ce chiffre, l'incertitude ne réside que dans la définition de la seconde.
- Le mètre, avec ses multiples (millimètre, kilomètre), est très pratique pour mesurer les distances sur la Terre, par contre pour les astronomes, il est un peu court et peu adapté (puisque les astronome n'observent pratiquement que de la lumière). En effet, la Lune, l'astre le plus proche de nous, est à 380 000 000 mètres de nous. Le Soleil, l'étoile la plus proche est à 150 000 000 000 mètres. Ce n'est pas très pratique !! Avec le principe décrit précédemment (distance = c x durée), on définit l'année-lumière comme étant la distance que la lumière parcourt en 1 an. Ainsi le Soleil n'est plus qu'à 8,32 minutes-lumière de nous. Et la Lune à seulement un peu plus d'1 seconde-lumière. L'année-lumière vaut 10 000 000 000 000 000 de mètres (10 millions de milliards de mètres).

Lumière en pratique

Lumières monochromatiques et lumières polychromatiques

La lumière est constituée d'ondes électromagnétiques. De manière générale, une onde est caractérisée par sa longueur d'onde et sa phase. La longueur d'onde correspond à la couleur de la lumière. Ainsi, une lumière constituée d'ondes de la même longueur d'onde, est dite monochromatique. Si en plus toutes les ondes ont la même phase, alors la lumière est cohérente : c'est ce qui se passe dans un laser.

Mesure de la lumière

En matière de mesure de la lumière, il importe de bien définir de quoi on parle
- l'unité de flux lumineux est le lumen = candela.stéradian. Une ampoule électrique courante (15 watts basse consommation ou 75 watts à incandescence classique) produit environ 1500 lumens.
- L'unité internationale d'intensité lumineuse est la candela. La mesure de la lumière est compliquée par le fait qu'on s'intéresse, en pratique, à la lumière visible, alors que la perception humaine dépend de la longueur d'onde : Cf. luminance et chrominance.

Lumières célestes


- Le Soleil et plus généralement les étoiles produisent plus d'énergie qu'ils n'en reçoivent
- La Lune et plus généralement les petits corps célestes (les planètes et leurs satellites, les astéroïdes, les comètes, etc.), produisent moins d'énergie qu'ils n'en reçoivent. Certaines planètes géantes (comme Jupiter ou Saturne) produisent un peu plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent, mais pas suffisamment pour être visibles. Dans les deux cas, ces corps sont lumineux par réflexion de la lumière du Soleil.
- les étoiles filantes sont échauffées par la friction avec l'air et finissent par y brûler, les deux phénomènes étant source de lumière

Lumières chimiques


- Certains organismes vivants:poissons, mollusques, lucioles et vers luisants, sont le siège de réactions chimiques productrices de lumières
- Les chauffages intenses, donc les combustions en général, le feu, les feux-follets, produisent de la lumière : : liquide : les lampes à huile, à pétrole, ou à gaz, ... : solide : les bougies, chandelle (chandelier), cierge, ...

lumières quantiques


- la fluorescence, les laser, les lampes à vapeur de mercure ou de sodium, les plasmas tels que ceux produits par les éclairs dans les orages produisent de la lumière issue de phénomènes quantiques au coeur des atomes : l'excitation des électrons ("pompage optique", qui peut être obtenu par simple ), puis la désexcitation de ses électrons, qui retourne à un niveau d'énergie plus habituel, inférieur, en émettant un photon (c'est-à-dire de la lumière).

autres lumières

étincelles produit d'une intense friction, etc.

électriques

Les lumières électriques, sources de lumière de lampadaires, spots, phares, lampes-torches, etc., peuvent utiliser un phénomène de chauffage ou un phénomène quantique.
- ampoule électrique, tube cathodique, tube fluorescent, diode électroluminescente

Vision humaine

voir Œil

Phénomènes optiques


- Diffraction
- Diffusion
- Interférences
- Réflexion
- Réfraction

Imagerie

Voir aussi


- Dioptre | Doublet (optique) | Lentille | Optique | Optique géométrique | Miroir | Stigmatisme | lumière lente | Catadioptre | Fibre optique
- Le wikilivre de photographie et plus spécialement le chapitre consacré aux rayonnements et à la lumière

Liens externes

[http://www.toutsurlaphysique.fr/src/articles/lumiere/chronolumiere.html Histoire des découvertes] sur le site [http://www.toutsurlaphysique.fr toutsurlaphysique.fr]
- [http://perso.wanadoo.fr/oncle.dom/astronomie/histoire/mesure_de_c/mesure_c.htm La mesure de la vitesse de la lumière] Catégorie:Astronomie Catégorie:Écologie Catégorie:Électromagnétisme Catégorie:Optique Catégorie:Physique Catégorie:Couleur ja:光 ko:빛 ms:Cahaya simple:Light th:แสง

Étoile

ko:항성 ms:Bintang ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์
- En astronomie, une étoile est un astre semblable au Soleil qui puise son énergie grace à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant — généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique —, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Ceci vient du fait que toutes les autres étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil. L'étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. Système Solaire Une étoile typique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 10 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10 watts. Les étoiles se forment suite à la contraction et l'échauffement d'un nuage de gaz sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement est suffisant, il peut démarrer des réactions nucléaires au cœur du nuage. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 et 10, ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques centimètres cube d'air. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observable en plein jour (sauf Sirius dans d'excellentes conditions d'observation et quelques supernovae historiques). Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation.

Les constellations

En observant le ciel nocturne, l'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations. Les étoiles d'une constellation n'ont a priori rien de commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Caractéristiques principales d'une étoile

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre

Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier ! Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).

Magnitude

Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, téléobjectif, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont orange (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse. On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l'indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l'étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Vitesse de rotation

Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes plus ou moins vite. Cela dépend de leur âge (freinage au cours du temps) mais aussi de l'état initial du nuage protostellaire ; enfin, cela dépend de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. On n'accède pas directement à la vitesse de rotation mais à sa projection sur la ligne de visée : le fameux v.sini. Une étoile n'étant pas solide, elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

Spectre

Le spectre d'une source lumineuse et donc d'une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd'hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l'énergie lumineuse venant de l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d'abondances chimiques des couches externes de l'étoile.

Champ magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.

Structure d'une étoile

Une étoile est structurée en différentes zones, décrites ci-après à partir du centre.

Le cœur

C'est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le cœur est la zone la plus chaude qui dans le cas du Soleil atteint la température de 15,7 millions de kelvins.

La zone radiative

L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, la zone radiative met près d'un million d'années à sortir le rayonnement produit dans les parties centrales.

La zone convective

Au contraire de la zone précédente, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme c'est le cas pour Bételgeuse.

La photosphère

C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.

La couronne

C'est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

Évolution

→ Voir article de fond : évolution des étoiles. L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d'existence, et conditionne sa fin. L'évolution d'une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernovae ou une nébuleuse planétaire.

Formation

Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation. Voir article de fond : formation stellaire.

La séquence principale

Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement et essentiellement constitué d'hydrogène et d'hélium, va progressivement se transformer en hélium. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) : :2(1H + 1H → 2D + e- + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV) :2(1H + 2D → 3He + γ) (5,5 MeV) :3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV) La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. D'autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d'énergie. Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

La fin d'une étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l'étoile) d'un trou noir.

Les types d'étoiles

On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Naines brunes : des étoiles ratées

Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géantes bleues et supergéantes rouges

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène. Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge. L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface après leur naissance est extrêmement élevée. Au cours du temps elles se refroidissent par perte de rayonnement pour finir comme astres froid et invisibles. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur. Les progéniteurs des naines blanches sont des étoiles dites de masses intermédiaires, c'est à dire entre ~1 et ~8 masses solaire. Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré et sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 fois celle du Soleil : c'est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d'une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est complètement détruite. Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naines noires

Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire. L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons . Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Le moment cinétique de l'étoile étant conservé lors de l'effondrement du cœur, l'étoile à neutron possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d'une étoile à neutron et que la ligne de visée est perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile, celui-çi verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s'appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovae, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l'explosion d'une étoile massive en 1054, supernova observé par les astronomes chinois. Sa découverte fut faite par les radioastronomes. Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former un trou noir.

Les systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu'un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d'étoiles, l'ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre un loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d'étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l'étude des amas de la Galaxie.

Les systèmes binaires

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie. L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s'en servir pour déterminer l'âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie. On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d'étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Les AG sont de forme sphérique d'où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu'on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d'années.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

Les systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d'elles. Ainsi, le Système solaire est composé d'une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu'ici unique.

Voir aussi

Liens internes


- Liste des étoiles les plus brillantes

Lumière

La lumière désigne les ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain. Outre la lumière visible, par extension, on appelle parfois « lumière » d'autres ondes électromagnétiques, tels que ceux situés dans les domaines infrarouge et ultraviolet.

Théories sur la lumière

La lumière, comme tout phénomène de déplacement, peut se concevoir comme une onde ou comme un flux de particules (appelées en l'occurrence photons). Les lois de Maxwell, ou à une échelle plus humaine les lois de l'optique géométrique, décrivent bien le comportement de ces ondes. Cette description classique est tout fait valide et très utilisée au sein de la communauté scientifique. Cependant, elle n'explique pas la quantification de l'énergie transportée par le rayonnement, phénomène observé et expliqué par Albert Einstein dès 1913 en postulant l'existence des photons. Toutefois, la physique moderne considère que chacun de ces photons peut lui-même être considéré comme une onde (ce qu'on appelle la dualité onde-particule ou onde-corpuscule en mécanique quantique).
- Photons
- Perception des couleurs

Vitesse de la lumière

La vitesse de la lumière dans le vide, c (comme célérité), est une constante de la physique. C'est la vitesse maximale permise pour tout déplacement d'information ou d'un objet matériel par la théorie de la relativité. Cette propriété a été induite de l'expérience d'interférométrie de Michelson et Morley et a été clairement énoncée par Albert Einstein en 1905. De ce fait, la vitesse de la lumière est exacte, car elle ne dépend pas d'une mesure (imprécise et susceptible de changement avec des progrès de mesure). D'autres unités sont définis à partir de la vitesse de la lumière (Cf. infra).

Addition des vitesses et célérité

La loi d'addition des vitesses v'=V+v est à peu près vraie pour des vitesses faibles par rapport à la vitesse de la lumière. :Du point de vue de la physique classique, un voyageur marchant dans un train a, par rapport au sol, une vitesse égale à celle du train plus (vectoriellement) sa propre vitesse de marche dans le train. Et l'on écrit d =(V+v) t = Vt +vt = la distance parcourue par le train + la distance parcourue dans le train = la distance parcourue par le voyageur par rapport au sol dans le temps t qui est classiquement le même dans le train et au sol, ce qui implique la loi classique d'addition des vitesses. Ceci n'est qu'une approximation, qui devient de plus en plus fausse à mesure que la vitesse v considérée augmente. Un photon va à la même vitesse c que ce soit par rapport au sol ou par rapport au train ! La loi V + c = c' est donc fausse dès lors que c = c' pour V différent de zéro. La loi d'addition des vitesses n'est qu'une approximation de la loi dite de transformation sur les vitesses de Lorentz (appelée parfois d'addition des vitesses, ou plus correctement loi de composition des vitesses). Ce résultat est une des caractéristiques de la relativité restreinte ; la loi de composition des vitesses issue des transformations mathématiques de Lorentz donnent à la limite des faibles vitesses (par rapport à la vitesse c) les mêmes résultats que les transformations de Galilée.

Vitesse de la lumière dans les matériaux

A noter : la vitesse de la lumière n'est pas toujours la même dans tous les milieux et dans toutes les conditions. Par exemple, les écarts de vitesse observés entre deux milieux sont à l'origine du phénomène de réfraction qui permet le fonctionnement des lentilles. Les écarts sont généralement assez faibles, ce qui a permis à beaucoup de gens de parler de vitesse de la lumière au lieu de vitesse de la lumière dans le vide. Mais dans certains cas, une onde lumineuse peut être considérablement ralentie. Les physiciens sont parvenus à ralentir la propagation lumineuse jusqu'à quelques mètres par seconde dans des cas extrêmes.

Utilisation dans le SI

De nos jours, la plupart des unités du système international sont définies à partir de la célérité de la lumière. Une vitesse étant le quotient d'une longueur par une durée, on peut donc définir une distance comme étant le produit d'une durée par une vitesse (en l'occurrence c), ou une durée comme la division d'une distance par c.

Mesure de temps

La seconde est définie dans le système international par un phénomène lumineux : c'est la durée de 9 192 631 770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre les deux niveaux hyperfins de l'état fondamental de l'atome de césium 133.

Mesure de distance


- Le mètre, unité du système international de longueur. En 2005, il est défini comme la distance parcourue par la lumière en 1/299.792.458 de seconde. Il s'agit là d'une définition conventionnelle, toute évolution dans la définition de la seconde aurait un impact direct sur la longueur du mètre. Avec la définition actuelle de la seconde, le mètre est donc égal à : \frac fois la longueur d'onde de la radiation choisie. On peut également dire que la vitesse de la lumière dans le vide, est précisément 299.792.458 m.s-1 : il n'y a pas la moindre incertitude sur ce chiffre, l'incertitude ne réside que dans la définition de la seconde.
- Le mètre, avec ses multiples (millimètre, kilomètre), est très pratique pour mesurer les distances sur la Terre, par contre pour les astronomes, il est un peu court et peu adapté (puisque les astronome n'observent pratiquement que de la lumière). En effet, la Lune, l'astre le plus proche de nous, est à 380 000 000 mètres de nous. Le Soleil, l'étoile la plus proche est à 150 000 000 000 mètres. Ce n'est pas très pratique !! Avec le principe décrit précédemment (distance = c x durée), on définit l'année-lumière comme étant la distance que la lumière parcourt en 1 an. Ainsi le Soleil n'est plus qu'à 8,32 minutes-lumière de nous. Et la Lune à seulement un peu plus d'1 seconde-lumière. L'année-lumière vaut 10 000 000 000 000 000 de mètres (10 millions de milliards de mètres).

Lumière en pratique

Lumières monochromatiques et lumières polychromatiques

La lumière est constituée d'ondes électromagnétiques. De manière générale, une onde est caractérisée par sa longueur d'onde et sa phase. La longueur d'onde correspond à la couleur de la lumière. Ainsi, une lumière constituée d'ondes de la même longueur d'onde, est dite monochromatique. Si en plus toutes les ondes ont la même phase, alors la lumière est cohérente : c'est ce qui se passe dans un laser.

Mesure de la lumière

En matière de mesure de la lumière, il importe de bien définir de quoi on parle
- l'unité de flux lumineux est le lumen = candela.stéradian. Une ampoule électrique courante (15 watts basse consommation ou 75 watts à incandescence classique) produit environ 1500 lumens.
- L'unité internationale d'intensité lumineuse est la candela. La mesure de la lumière est compliquée par le fait qu'on s'intéresse, en pratique, à la lumière visible, alors que la perception humaine dépend de la longueur d'onde : Cf. luminance et chrominance.

Lumières célestes


- Le Soleil et plus généralement les étoiles produisent plus d'énergie qu'ils n'en reçoivent
- La Lune et plus généralement les petits corps célestes (les planètes et leurs satellites, les astéroïdes, les comètes, etc.), produisent moins d'énergie qu'ils n'en reçoivent. Certaines planètes géantes (comme Jupiter ou Saturne) produisent un peu plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent, mais pas suffisamment pour être visibles. Dans les deux cas, ces corps sont lumineux par réflexion de la lumière du Soleil.
- les étoiles filantes sont échauffées par la friction avec l'air et finissent par y brûler, les deux phénomènes étant source de lumière

Lumières chimiques


- Certains organismes vivants:poissons, mollusques, lucioles et vers luisants, sont le siège de réactions chimiques productrices de lumières
- Les chauffages intenses, donc les combustions en général, le feu, les feux-follets, produisent de la lumière : : liquide : les lampes à huile, à pétrole, ou à gaz, ... : solide : les bougies, chandelle (chandelier), cierge, ...

lumières quantiques


- la fluorescence, les laser, les lampes à vapeur de mercure ou de sodium, les plasmas tels que ceux produits par les éclairs dans les orages produisent de la lumière issue de phénomènes quantiques au coeur des atomes : l'excitation des électrons ("pompage optique", qui peut être obtenu par simple ), puis la désexcitation de ses électrons, qui retourne à un niveau d'énergie plus habituel, inférieur, en émettant un photon (c'est-à-dire de la lumière).

autres lumières

étincelles produit d'une intense friction, etc.

électriques

Les lumières électriques, sources de lumière de lampadaires, spots, phares, lampes-torches, etc., peuvent utiliser un phénomène de chauffage ou un phénomène quantique.
- ampoule électrique, tube cathodique, tube fluorescent, diode électroluminescente

Vision humaine

voir Œil

Phénomènes optiques


- Diffraction
- Diffusion
- Interférences
- Réflexion
- Réfraction

Imagerie

Voir aussi


- Dioptre | Doublet (optique) | Lentille | Optique | Optique géométrique | Miroir | Stigmatisme | lumière lente | Catadioptre | Fibre optique
- Le wikilivre de photographie et plus spécialement le chapitre consacré aux rayonnements et à la lumière

Liens externes

[http://www.toutsurlaphysique.fr/src/articles/lumiere/chronolumiere.html Histoire des découvertes] sur le site [http://www.toutsurlaphysique.fr toutsurlaphysique.fr]
- [http://perso.wanadoo.fr/oncle.dom/astronomie/histoire/mesure_de_c/mesure_c.htm La mesure de la vitesse de la lumière] Catégorie:Astronomie Catégorie:Écologie Catégorie:Électromagnétisme Catégorie:Optique Catégorie:Physique Catégorie:Couleur ja:光 ko:빛 ms:Cahaya simple:Light th:แสง

Diamètre

Dans un cercle ou une sphère, le diamètre est un segment de droite passant par le centre et limité par les points du cercle ou de la sphère. Le diamètre est aussi la longueur de ce segment. Pour indiquer qu'une valeur correspond au diamètre, en technique, la valeur (du diamètre) est précédée par un symbole Ø représentant un cercle barré. Et ce symbole est lui même précédé par la lettre S, s'il s'agit d'une sphère. Voir aussi rayon. Catégorie:Géométrie ja:径

Angle

catégorie:Géométrie Catégorie:Quantité physique L'angle est une notion de géométrie qui permet de représenter la divergence entre deux directions. Cela peut être les directions des faces d'un objet (coin), la direction visée par rapport au nord (angle donné par une boussole)...

Angles dans le plan

Secteur angulaire et angle

Lorsque deux droites se coupent, elles partagent le plan en quatre portions : ce sont les secteurs angulaires. Si les droites sont confondues, elles ne définissent que deux secteurs angulaires. Un secteur angulaire est l'intersection des deux demi-plans délimités par des droites sécantes ou confondues. secteurs angulaires : intersection des demi-plans délimités par des droites sécantes ou confondues
Secteurs angulaires : intersection des demi-plans délimités par des droites sécantes ou confondues L'angle d'un secteur angulaire est le nombre réel qui mesure la proportion du secteur angulaire par rapport au plan total. C'est l'ouverture du secteur angulaire, c'est-à-dire la « vitesse » à laquelle s'éloignent les droites l'une de l'autre lorsque l'on s'éloigne du point d'intersection ; c'est l'inclinaison d'une droite par rapport à l'autre. Les angles sont en général notés par une lettre grecque minuscule, par exemple α, β, θ, ρ... Lorsque l'angle est au sommet un polygone et qu'il n'y a pas d'ambiguïté (notamment que lorsque les angles ne sont pas orientés), on utilise alors le nom du sommet surmonté d'un chapeau, par exemple Â. Note : On confond fréquemment les termes « angle » et « secteur angulaire ».

Valeur d'un angle

Pour évaluer cet angles, cette « proportion de surface », on prend un disque centré au point d'intersection, et on fait le rapport entre l'aire du disque comprise dans le secteur angulaire et l'aire totale du disque. On peut en fait montrer que cela revient à faire le rapport entre la longueur de l'arc délimité par les droites et la circonférence du cercle ; cette valeur est appelée nombre de tour. définition des angles par la proportion d'une portion de disque centré sur l'intersection des droites
Définition des angles par la proportion d'une portion de disque centré sur l'intersection des droites L'unité internationale de mesure des angles est le radian, défini comme le rapport entre la circonférence du cercle délimité et le rayon du cercle. définition du radian, unité de mesure de l'angle
Définition du radian, unité de mesure de l'angle On utilise fréquemment le degré car les nombres utilisés se manipulent plus facilement (et plus rarement les grades). La minute d'arc est un sous-multiple du degré, égale à 1/60 de degré. De même, la seconde d'arc est égale à 1/60 de la minute d'arc, soit 1/3600 de degré. Dans le cas de trois points A, B et C non confondus, l'angle défini par les demi-droites [AB) et [AC) est noté \widehat. Dans le cas de deux vecteurs \vec et \vec, l'angle défini par ces vecteurs est noté (\widehat).

Angles orientés

Si le plan est orienté, alors les angles peuvent être positifs ou négatifs selon le sens dans lequel ils « tournent ». Par convention, on oriente le plan dans le sens dit « trigonométrique », c'est-à-dire dans le sens inverse des aiguilles d'une montre (ou « sens anti-horaire »). Si l'on considère deux demi-droites ou vecteurs, alors l'ordre dans lequel on cite les demi-droites ou les vecteurs définit le sens de l'angle, donc son signe ; ainsi : :\widehat = - \widehat :(\widehat) = - (\widehat) angles orientés : l'orientation du plan permet de donner un signe à l'angle ; l'illustration souligne l'égalité en alpha et alpha-2π
Angles orientés : l'orientation du plan permet de donner un signe à l'angle ; l'illustration souligne l'égalité entre α et α-2π (voir ci-dessous Les angles sont définis à un nombre entier de tours près. Ainsi, le plan complet peut être défini par un tour complet dans le sens positif, deux tours complets dans le sens positif, un tour complet dans le sens négatif... En radians, on dit que les angles sont définis à 2π près (« à deux pi près »). Par exemple, si l'angle α est droit de sens direct, il est noté : :\alpha = \frac + 2k\pi, k \in \mathbb ou bien :\alpha \equiv \frac [2\pi] Cette dernière notation se lit : « alpha est congru à pi sur deux modulo deux pi ». On remarque notamment que pour deux demi-droites (ou deux vecteurs) données, le fait de choisir la « petite » ou la « grande » portion de plan importe peu, puisque α ≡ α - 2π (cf. illustration ci-dessus).

Angles particuliers

Si les droites divisent le plan en quatre secteurs égaux, elles sont dites « orthogonales » ou « perpendiculaires », l'angle (ou le secteur angulaire) est dit droit, il représente un quart de tour et vaut π/2 rad ou 90 °. Si les droites sont confondues, l'angle (ou le secteur angulaire) est dit plat, il représente un demi-tour et vaut π rad ou 180 °. Un tour complet (le secteur angulaire est le plan complet) vaut 2π rad ou 360 ° Les angles des secteurs angulaires opposés sont égaux. Les angles des secteurs angulaires adjacents sont dits supplémentaires si leur somme fait un angle plat. Si la réunion de deux secteurs angulaires adjacents forme un quart de plan, les angles sont dits complémentaires ; leur somme fait un angle droit. définition des angles droit, plat, complémentaires et supplémentaires
Définition des angles droit, plat, complémentaires et supplémentaires Remarque : deux angles complémentaires ou supplémentaires ne sont pas nécessairement adjacents : Par exemple, dans un triangle ABE rectangle en B, les angles  et Ê sont complémentaires. Un angle 'ordinaire' peut être aigu ou obtus (plus de 90º). Des angles peuvent être adjacents, opposés par le sommet. Par extension, on définit également les angles entre des demi-droites, des segments de droite et des vecteurs, en prolongeant les droites portant ces objets jusqu'à leur intersection. La définition par des demi-droites ou des vecteurs permet de lever l'indétermination entre les angles supplémentaires, c'est-à-dire de définir sans ambiguïté quel secteur angulaire utiliser pour définir l'inclinaison des directions.

Angles dans l'espace

Deux droites sécantes sont nécessairement coplanaires, donc l'angle entre les droites est défini dans ce plan, de la même manière que ci-dessus. Pour orienter le plan, on choisit un vecteur normal au plan : le plan est alors orienté dans le sens trigonométrique lorsque le vecteur normal pointe vers l'observateur. Si l'on a défini une base (\vec,\vec) dans ce plan, alors on choisit pour vecteur normal \vec\wedge\vec. orientation d'un plan par un vecteur normal
Orientation d'un plan par un vecteur normal Pour définir l'angle entre deux plans, on considère l'angle que font leurs vecteurs normaux. Pour définir l'angle entre un plan et une droite, on considère l'angle α entre la droite et sa projection orthogonale sur le plan, ou encore l'angle complémentaire entre la droite et la normale au plan : on retranche l'angle β entre la droite et la normale au plan de l'angle droit (α = π/2 - β en radians). On définit également les angles solides : on prend un point (parfois appelé « point d'observation ») et une surface dans l'espace (la « surface observée »), l'angle solide est la proportion de l'espace délimitée par la cône ayant pour sommet le point considéré et s'appuyant sur le contour de la surface. L'unité est le stéradian (sr en abrégé), l'espace complet fait 4π sr.

Définition abstraite

Les angles sont définis à partir de classes d'équivalence de la manière suivante :
Dans le plan euclidien usuel (normé), on définit les isométries, transformations du plan conservant la norme des vecteurs. Les isométries ont un déterminant égal à 1 ou à -1. Les isométries de déterminant 1 (dites « positives ») transforment un vecteur unité (de norme 1) en un autre vecteur unité. Pour un couple de vecteurs unités (\vec, \vec) donné, il existe une isométrie positive f transformant \vec en \vec, on a :\vec = f(\vec). Soit une autre isométrie positive g et \vec et \vec deux autres vecteurs tels que :\vec=g(\vec) et \vec = g(\vec). Nous pouvons démontrer que :\vec = f(\vec) et que l'ensemble des couples de vecteurs unités (\vec, \vec) vérifiant :\vec = f(\vec) est une classe d'équivalence sur f, chaque isométrie f détermine une classe d'équivalence. Nous appelons angle θ la classe d'équivalence de ce couple, l'isométrie associée est la rotation d'angle θ. Définition à revoir, à compléter et à illustrer

Mesure des angles

Les angles peuvent être calculés à partir des longueurs des côtés de polygones, notamment de triangles, en utilisant la trigonométrie. Dans certains cas, les angles sont exprimés par leur tangente. Par exemple, une pente est exprimée en pourcent, c'est le nombre de mètres que l'on monte (ou descend) lorsque l'on parcoure 100 m par rapport à l'horizontale ; si α est l'angle entre la droite de plus grande pente et l'horizontale, alors la pente en % est égale à 100×tan(α). En vol à voile (aéronautique), la finesse d'une voile est le nombre de mètres dont on descend lorsque l'on a parcouru 100 m horizontalement (en absence de vent) ; il s'agit également de cent fois la tangente de la pente. « Sur le terrain », les angles peuvent être mesurés avec un appareil appelé goniomètre ; il comporte en général une règle courbe graduée en degrés, appelée rapporteur.

Usage des angles


- En géodésie (géographie)
  - azimut : angle par rapport à l'axe Nord-Sud sur un plan contenant cet axe et le point visé, compté par rapport au Nord ;
  - latitude ; angle que fait la verticale en un point par rapport au plan de l'équateur ; les points ayant la même latitude forment un cercle1 appelé « parallèle »
  - longitude ; angle permettant de se repérer sur Terre : angle que fait le plan contenant l'axe Nord-Sud et le point considéré (appelé « plan méridien ») avec un plan de référence contenant aussi l'axe Nord-Sud ; l'intersection d'un plan méridien avec la surface de la Terre est un cercle 1 appelé méridien ; le méridien de référence est le méridien de Grenwich ;
- En astronomie
  - azimuth : lorsque l'on vise un point depuis le centre de la Terre, angle par rapport à l'axe Nord-Sud sur un plan contenant cet axe et le point visé, compté par rapport au Sud ;
  - distance zénithale : angle entre l'horizontale et le point visé ;
  - parallaxe : Par ailleurs, la notion d'angle permet de définir une unité de longueur, le parsec
- En optique géométrique
  - angle