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Année Lumière

Année lumière

Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur L'année-lumière (symbole al) est une unité de longueur utilisée en astronomie : une année-lumière est la distance parcourue dans le vide par la lumière en un an, soit environ 10 000 milliards de kilomètres. Plus précisément, une année-lumière est définie comme la distance parcourue par un photon dans le vide et hors de tout champ gravitationnel ou magnétique, en une année julienne (365,25 jours de 86 400 secondes chacun). La vitesse de la lumière dans le vide étant (par définition) de 299 792 458 m/s, une année-lumière est exactement égale à 9 460 730 472 580 800 m (ou ~9,46 pétamètres). L'année-lumière est utilisée pour mesurer des grandes distances, telles que la distance entre une étoile et le système solaire. Les autres unités de distance utilisées en astronomie sont :
- le parsec (pc) : c'est l'unité utilisée par les astronomes (et non l'année-lumière, destinée au grand public) ; une année-lumière vaut 0,3066 pc ;
- l'unité astronomique (ua), ; une année-lumière vaut 63 239,439 ua. Exemples :
- L'étoile la plus proche du système solaire, Proxima Centauri, se trouve à 4,22 années-lumière.
- Le halo de notre Galaxie a un diamètre d'environ 100 000 années-lumière.

Voir aussi


- parsec
- heure-lumière
- minute-lumière
- seconde-lumière
- unité astronomique ja:光年 ko:광년 ms:Tahun cahaya simple:Light year th:ปีแสง

Catégorie:Unité d'astronomie

Catégorie:Astronomie Astronomie

Catégorie:Unité de longueur

ko:분류:길이의 단위 ja:Category:長さの単位 th:Category:หน่วยความยาว catégorie:mesure de longueur Longueur Longueur

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

Année

L'année est une unité de temps qui s'appuie sur une expérience fondamentale de la vie humaine sur terre : le retour régulier des saisons. Cette « année du retour des saisons », s'appelle l'année tropique. Puisque la durée de l'année tropique n'est pas un nombre entier de jours, l'homme doit établir des calendriers avec leurs règles. La durée d'une année calendaire et son commencement peuvent varier selon le calendrier considéré. Dans le calendrier grégorien, une année est une période de 365 ou 366 jours. Une année est composée de 4 saisons et 12 mois. Dix années forment une décennie, cent un siècle et mille un millénaire. Les poètes appellent lustre une période de cinq années, quatre années forment une olympiade.

Historique et d'autres types d'année en astronomie

Dans la longue quête de la mesure et de la maîtrise de cette unité de temps, l'année, l'homme s'est longtemps contenté d'une coïncidence et d'une approximation fortuite, pourtant réellement observable, bien que sans cause à effet : Étant donnée qu'une lunaison moyenne dure approximativement 29,53 jours, douze lunaisons durent environ 354,36 jours, donc environ 11 jours de moins que l'année tropique qui, elle, détermine réellement la durée de l'année des saisons. Les premiers à se détacher de la « lune trompeuse », en essayant de donner une valeur concrète à l'année tropique, furent les anciens Égyptiens, il y a plus de 5000 ans, avec leur calendrier dit vague de 365 jours exactement. Depuis, l'homme, successivement, a pu affiner sa connaissance de la durée de l'année tropique. Sur le chemin de la connaissance de la durée exacte de l'année tropique, les astronomes ont pu trouver encore d'autres types d'années, tel que :
- L'année sidérale correspond au temps qui sépare deux passages consécutifs du soleil par le même point (point défini par rapport à trois axes partant du soleil vers trois étoiles lointaines) de son orbite sur l'écliptique ; c.-à-d. une révolution vraie de la terre autour du soleil, sans tenir compte de la précession des équinoxes.
En 2000, elle valait 365 jours 6 heures 9 minutes 10 secondes ou bien 365,256 365 67 jours, soit 20 minutes 24,7 secondes de plus que l'année tropique.
- L'année anomalistique est la durée qui sépare deux passages consécutifs de la Terre au périhélie.
En 2000, elle valait 365 jours 6 heures 13 minutes 53 secondes ou bien 365,259 644 38 jours, soit 25 minutes et 8 secondes de plus que l'année tropique.
- L'année draconitique (ou année écliptique) est l'intervalle de temps qui sépare deux passages consécutifs du Soleil par le nœud ascendant de l'orbite lunaire.
En 2000, elle valait 346 jours 14 heures 52 minutes 54 secondes ou bien 346,620 075 jours. Deux cycles astronomiques plus longs sont appelés, parfois, abusivement aussi, « année » :
- Le cycle draconitique de la Lune, des éclipses solaire et lunaires, qui dure 18,6 ans, est parfois appelé année draconitique.
- Le cycle équinoxial qui dure environ 25 800 ans est nommé, quelques fois en language non-scientifique, année platonique. Toutes ces durées sont données en jours de 86 400 secondes (voir aussi temps solaire)

Les différentes années liées à l'année calendaire ou civile


- Lannée commune compte exactement 365 jours.
- Lannée bissextile compte exactement 366 jours.
- Lannée civile commence au 1janvier et termine au 31 décembre.
- Lannée scolaire commence au mois de septembre et termine au moins de juin.
- Lannée fiscale dépend des pays : en France, c'est une année civile ; au Canada, elle commence le 1 avril (poisson d'avril) ; aux États-Unis, le 1 octobre ; en Grande-Bretagne, le 6 avril.

L'année tropique

L'année tropique (aussi appelée « solaire », ou encore plus improprement : « naturelle », « équinoxiale » ou « astronomique ») — de manière erronée — fut jadis considérée étant le temps qui sépare deux passages du soleil au point vernal. Dans son acception scientifique moderne, est retenue la définition de l'astronome français André Danjon (Caen 1890 – Suresnes 1967) qui dit que l'année tropique est le temps que met le soleil moyen pour accomplir 360° de longitude sur l'écliptique. Ce qui fait dans la pratique la moyenne et des deux points d'équinoxe et des deux points de solstice, car la longueur des saisons entre elles n'est pas constante à travers des siècles. La durée de l'année tropique, depuis plus de 5000 ans, a toujours intéressé l'homme. Car grâce à la connaissance de la durée de l'année tropique et moyennant des règles adaptées à cette valeur, on parvient à maintenir les début des saisons aux mêmes dates dans les calendriers solaires. Pour l'année 2000.0 l'année tropique fut mesuré par Pierre Bretagnon égale à 365,242 190 517 jours, soit 365 jours 5 heures 48 minutes 45,26 secondes environ. Cependant, à cause de nombreuses interactions gravitationnelles entre la terre, la lune et les autres planètes la durée de l'année tropique a constamment, mais très, très lentement diminué à travers des siècles et des millénaires. Actuellement la durée de l'année tropique diminue d'une demi-seconde environ par siècle. D'ici quelques décennies, elle doit atteindre exactement la valeur de l'année tropique conventionnelle de l'astronome allemand von Mädler (voir plus bas), trouvée, formulée et publiée il y a près de 150 ans déjà.

Les différentes années tropiques conventionnelles


- Lannée vague compte exactement 365 jours, une valeur conventionnelle de l'année tropique appliquée durant plus de 3000 dans le calendrier vague égyptien.
- Lannée julienne s'appuie sur l'année tropique conventionnelle selon Sosigène (1er siècle av. J.C.), compte exactement 365,25 jours. (Cycle de quatre ans : trois ans de 365 jours, puis une année de 366 jours). Cette unité de mesure est souvent utilisée encore lorsqu'une période est donnée en années.
- Lannée grégorienne se réfère à l'année tropique conventionnelle selon Christopher Clavius (1537–1612) qui compte exactement 365,242 5 jours. (Cycle de 400 ans : les années séculaires sont exceptionnellement années communes sauf celle dont le nombre de siècle est divisible par quatre.)
- L'année tropique conventionnelle selon Simon Newcomb (1835–1909) est l'année tropique conventionnelle utilisée traditionnellement en astronomie depuis près de 150 ans. Sa valeur de 365,242 2 jours est beaucoup plus proche de la valeur de l'année tropique réelle que la valeur de Clavius (qui était astronomiquement correcte il y a près de 6000 ans). Néanmoins, la valeur de Newcomb est un arrondi, bien que correct mais grossier, se faussant de plus en plus encore dans l'avenir.
- L'année tropique conventionnelle selon Johann Heinrich von Mädler (1794–1874) est sans aucun doute l'année tropique conventionnelle scientifiquement la plus exacte, bien que toujours largement méconnue. Avec sa valeur de 365,242 187 5 jours exactement, soit exactement 365 jours 5 heures 48 minutes 45 secondes ou bien 365 jours et 6 heures moins 11 minutes et 15 secondes (voir le temps hexadécimal), elle implique une année exceptionnellement commune tous les 128 ans.
- D'autres années tropiques conventionnelles, plus ou moins bien calculées, ont pu avoir été appliquées dans différents calendriers religieux ou nationaux.

Liens internes


- Éphéméride
- Chronologie
- Histoire
- Décennie
- Siècle
- Millénaire Catégorie:Unité de temps Catégorie:Calendrier Catégorie:Chronologie ja:年 ms:Tahun simple:Year zh-min-nan:Nî

Kilomètre

utilisé comme prototype du mètre de 1889 à 1960]] Le mètre (symbole m, du grec metron, mesure) est l'unité de base de longueur du Système international. Il est défini comme la distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458 seconde.

Histoire

Le mètre est un enfant de l'esprit des Lumières et de la Révolution française. Auparavant, les longueurs étaient mesurées en référence à l'humain (le pouce, le pied, la toise) ; comme chaque être humain est différent, on prenait souvent comme référence le souverain, ce qui était un symbole monarchique fort. Il fut donc décidé, afin de supprimer toute référence à un homme particulier et pour faciliter la diffusion du savoir, de choisir un étalon non-humain unique, et d'utiliser des multiples et sous-multiples de 10. Exit ainsi le pied qui valait 12 pouces et la verge qui valait 3 pieds. Le mètre fut défini pour la première fois en 1791 par l'Académie des Sciences comme étant la dix-millionième partie d'un quart de méridien terrestre. Il fut adopté par la France le 7 avril 1795 comme mesure de longueur officielle. Quelques années plus tard, en 1799, un mètre étalon en platine fut créé à partir de cette définition et devint la référence. De février 1796 à décembre 1797, la Convention fit placer dans Paris seize mètres-étalons gravés dans du marbre pour familiariser la population avec la nouvelle mesure. Aujourd'hui, il n'en subsiste que deux : l'un est au 36 de la rue de Vaugirard, à droite de l'entrée ; l'autre, replacé en 1848, est au 13 de la place Vendôme, à gauche de l'entrée du ministère de la Justice. En juin 1792 Jean-Baptiste Delambre est chargé de mesurer la distance entre Dunkerque et Rodez pendant que Pierre Méchain mesure celle de Rodez à Barcelone. Cela permettra d'établir précisément la valeur du mètre. En 1793, à Montjouy a Barcelone, Méchain détecte une incohérence entre les longueurs relevées et le relevé astronomique de la position des étoiles. La guerre franco-espagnole l'empêche de réitérer ses mesures. Cet écart (qui n'était en fait pas dû à une erreur de manipulation mais à l'incertitude des instruments utilisés) le plonge dans un profond trouble et il met tout en œuvre pour éviter de devoir rendre compte de ses travaux à Paris. En 1799, il se résigne à se rendre à une conférence internationale qui salue son œuvre scientifique. Il maquille alors ses résultats, ce qui rendra le mètre trop court de 0,2 mm. La « fraude » ne sera découverte par Delambre qu'en 1806, années ou il ré-étudiera l'ensemble des résultats lors de la rédaction de Base du système métrique. En 1889, le Bureau des poids et mesures redéfinit le mètre comme étant la distance entre deux points sur une barre d'un alliage de platine-iridium. Cette barre est toujours conservée à Sèvres en France. En 1960, grâce à l'avènement des lasers, la 11 Conférence générale des poids et mesures (CGPM) définit le mètre comme 1 650 765,73 longueurs d'onde d'une radiation orangée émise par l'isotope 86 du krypton. Enfin la conférence de 1983 se fonda sur la lumière et redéfinit le mètre comme étant la distance parcourue par la lumière dans le vide en 1/299 792 458 seconde. La vitesse de la lumière dans le vide étant la même en tout point (selon la théorie de la relativité), c'est une définition plus facile à communiquer et universelle. C'est surtout une distance plus facile à mesurer qu'une distance entre deux points, la seconde étant l'unité du Système international (SI) la mieux mesurée.

Relation avec d'autres unités de mesures

Il existe une corrélation entre l'unité de mesure (mètre), l'unité de masse (kilogramme), les unités de surface (mètre-carré) et les unités de volume (mètre-cube ou litre, utilisé souvent pour désigner le volume des liquides).
- Un mètre-carré (m²) est la surface d'un carré dont chaque côté mesure un mètre
- Un mètre-cube (m³) est le volume d'un cube dont chaque côté mesure un mètre

Quelques points de repères


- Un homme adulte mesure environ 1,70 mètre.
- La taille d'un pied est d'environ 0,30 mètre.
- On parcourt environ 5 000 mètres en une heure de marche.
- Un grand pas fait plus ou moins un mètre.

Multiples

Décamètre


- 1 dam = 10 m Cette unité est adaptée au calcul de la superficie d'un terrain, par le biais de l'are, superficie d'un carré d'un décamètre de côté.

Hectomètre


- 1 hm = 100 m

Kilomètre


- 1 km = 1 000 m C'est le multiple du mètre le plus fréquemment utilisé pour mesurer les distances terrestres (comme par exemple entre les villes). Le long des routes, les bornes kilométriques sont placées tous les kilomètres.

Mégamètre


- 1 Mm = 106 m

Gigamètre


- 1 Gm = 109 m C'est un multiple du mètre utilisé pour mesurer les distances interplanétaires courtes, par exemple entre une planète et ses satellites naturels. La Lune orbite à 0,384 gigamètre de la Terre.

Téramètre


- 1 Tm = 1012 m C'est un multiple du mètre utilisé pour mesurer les grandes distances interplanétaires. Par exemple la planète Pluton orbite à une moyenne de 5,9 téramètres du Soleil.

Pétamètre


- 1 Pm = 1015 m Une année-lumière vaut environ 9,46 Pm.

Examètre


- 1 Em = 1018 m C'est une distance interstellaire typique dans la périphérie galactique.

Zettamètre


- 1 Zm = 10 21 m Notre galaxie mesure quelques zettamètres de diamètre.

Yottamètre


- 1 Ym = 1024 m C'est une bonne unité de mesure des distances intergalactiques.

Sous-multiples

Décimètre


- 1 dm = 0,1 m Au cours du XX siècle, la règle graduée standard des écoliers était le double-décimètre et les programmes scolaires se référaient à cette appellation.

Centimètre


- 1 cm = 0,01 m Le centimètre est une des unités de base du système CGS : voir centimètre.

Millimètre


- 1 mm = 0,001 m Une représentation graphique manuelle précise nécessite l'utilisation de papier millimétré.

Micromètre


- 1 µm = 10-6 m Le micromètre était autrefois appelé micron (symbole : µ). L'utilisation du micron a été interdite par la 13 CGPM en 1968.

Nanomètre


- 1 nm = 10-9 m

Angström


- 1 Å = 10 -10 m Attention cette mesure ne fait pas partie du système international ... Pour en savoir plus : Angström

Picomètre


- 1 pm = 10-12 m

Femtomètre


- 1 fm = 10-15 m Le femtomètre fut d'abord nommé fermi en l'honneur du physicien italien Enrico Fermi (le fermi comme tel ne fait pas partie du Système international). Le femtomètre est fréquemment utilisé pour mesurer le diamètre d'un noyau atomique. Le diamètre d'un noyau atomique peut aller jusqu'à 15 fm. Le neutron et le proton ont un diamètre d'environ 2,5 fm.

Attomètre


- 1 am = 10-18 m

Zeptomètre


- 1 zm = 10-21 m

Yoctomètre


- 1 ym = 10-24 m L'unité tombe dans le « vide » séparant la longueur de Planck (~4×10-11 ym) des longueurs significatives.

Voir aussi

Articles connexes


- Unités de longueur
- Système international d'unités
  - Unité de base du système international
  - Préfixe du système international
- Ordre de grandeur

Liens externes


- [http://www.industrie.gouv.fr/metro/aquoisert/metre.htm histoire du mètre], par le Ministère de l'Économie, des Finances et de l'Industrie de France
- [http://histoire.du.metre.free.fr/ L'Histoire du Mètre], site complet sur l'histoire du mètre, de la Révolution à nos jours
- [http://www.bipm.fr/fr/convention/ La convention du mètre] qui instituera le BIPM, institution initiatrice du système international Metre Metre ja:メートル ko:미터 ms:Meter simple:Metre th:เมตร

Gravitation

ja:重力 zh-min-nan:Tāng-le̍k Catégorie:Sciences Catégorie:Recherche scientifique Catégorie:Théorie scientifique catégorie:Mécanique céleste catégorie:Relativité Catégorie:Physique théorique La gravitation est une des quatre interactions fondamentales de la physique.

Interprétation prérelativiste

Pour la physique prérelativiste, la gravitation explique l'attraction mutuelle entre tous les corps ayant une masse. Elle est régie par une loi établie par Isaac Newton en 1687, et qui s'exprime selon la formule : :: \vec_\;= -G\frac \vec_
- \vec_ étant la force gravitationnelle exercée par le corps 1 sur le corps 2 (en newton ou m·kg·s-2) ;
- G, la constante gravitationnelle, qui vaut 6,6742.10-11 N·m2·kg-2 (ou m3·kg-1·s-2) (l'incertitude sur cette constante est cependant très élevée : 1500 ppm, soit une incertitude de \pm 0,0010.10-11 N·m2·kg-2) ;
- m1 et m2, les masses des 2 corps en présence (en kilogrammes) ;
- d, la distance entre les 2 corps (en mètres) ;
- \vec_ est un vecteur unitaire dirigé du corps 1 vers le corps 2 ;
- le signe - indique que le corps 2 est attiré par le corps 1 ; d'après la troisième loi de Newton on a \vec_=-\vec_. Dans cette interprétation, le phénomène de gravitation se traduit donc par une force, au sens de la mécanique newtonienne. On peut déduire de la formule que :
- plus un corps a une masse importante, plus il exercera une attraction sur l'autre corps ;
- plus les objets sont éloignés moins ils s'attirent ;
- l'accélération que subit un objet à cause de la gravitation est indépendante de sa masse. On constate aussi que cette formule est compatible avec le principe des actions réciproques. Cette loi est bien vérifiée expérimentalement. Du point de vue de la technique, elle suffit à faire voler des objets plus lourds que l'air ou pour envoyer des hommes sur la Lune. Pourtant, elle n'est considérée aujourd'hui que comme une approximation de la théorie relativiste de la gravitation.

Approche relativiste

À partir de 1915, Albert Einstein donnera une autre vision de la gravitation dans sa théorie de la Relativité générale. La gravitation n'est plus une force mais la manifestation d'une déformation de l'espace par les corps massifs qui y sont plongés. Ce qui avait intrigué Einstein, et même Galilée et Newton, dans l'interprétation mécanique de la gravitation, est ce que Einstein posera comme principe de base : le Principe d'Équivalence : tous les objets, quelque soit leur masse, accélèrent de la même façon sous l'effet de leur poids. Or, cela implique qu'un objet deux fois plus massif est toujours attiré deux fois plus fort, indépendamment de sa composition. Pour bien comprendre le problème posé par l'interprétation mécanique de la gravitation, il suffit de comparer cette force à d'autres forces de même nature. Si vous devez pousser ou tirer un petit chariot ayant une masse de 50 kg et qu'une autre personne à côté de vous en pousse un autre ayant une masse de 10 kg, il est évident que pour aller à la même vitesse, vous devrez exercer sur votre chariot une force 5 fois plus importante que celle de l'autre personne. Les deux chariots vont alors à la même vitesse, ainsi qu'en est-il des objets pesants qui tombent à la même vitesse quelque soient leurs masses respectives et leur composition. Mais si dans le cas des chariots, ceux-ci vont à la même vitesse, c'est parce des êtres humains doués de raison, appliquent respectivement une force appropriée à chacun des chariots pour que leur vitesse soit identique. Alors qu'en est-il de la gravitation qui parvient au même résultat ? Serait-elle douée de raison elle aussi ? D'où l'étrangeté de cette force "intelligente" et qui intrigua Newton. Einstein exprime le problème en remarquant qu'on peut distinguer deux concepts de masse :
- la masse « gravitationnelle », qui correspond à la force d'attraction exercée par un corps (cette force étant proportionnelle à cette masse), force qu'on peut traduire, de façon imagée, en une pente dans l'espace-temps induite par la présence d'un corps, et qui fait descendre les autres corps vers lui ;
- la masse « inerte » ou « inertie », qui correspond à la réaction d'un corps à n'importe quelle force, l'accélération acquise sous l'effet d'une force quelconque étant inversement proportionnelle à cette inertie. A priori, ces deux concepts sont différents et leur rapport devrait varier selon les corps, un peu comme masse et volume ont des rapports très variés. Or une balle de plume de 1 g et une balle de plomb de 1 g, soumises à la même force gravitationnelle, tombent de manière identique (célèbre expérience du tube de Newton). Ce qui relève soit de la coïncidence la plus miraculeuse, soit (plus raisonnablement), d'une relation fondamentale qu'exprime justement la relativité générale.

Voir aussi


- Eplastophème
- Gravité
- Histoire de la gravitation au XVIIème siècle
- loi universelle de la gravitation

Magnétisme

=Magnétisme : introduction= Nous allons nous intéresser à une interaction qui apparait entre courants électriques, c'est à dire entre charges électriques en mouvement. c'est le domaine du magnétisme.

Expérience d'Oersted (1820)

En 1820, Oersted montre qu'à proximité d'un fil rectiligne parcouru par un courant électrique, l'aiguille d'une boussole dévie. Le déplacement de charges électriques crée un champ magnétique.

Caractéristiques du champ magnétique \vec B \,.

Il règne un champ magnétique lorsque une aiguille aimantée prend une direction déterminée. - direction : celle de l'aiguille aimantée qui le détecte. - sens : choisi selon le sens sud-nord de l'aiguille aimantée. - norme. unité SI : le Tesla (T). =Magnétisme dans la matière=

Description macroscopique

Un solénoïde (enroulement cylindrique) parcouru par un courant d'intensité I \, crée un champ magnétique noté \vec B_0 \, . Si, à l'intérieur de ce solénoïde on place un matériau, on constate une modification du module du vecteur champ magnétique que l'on notera maintenant \vec B \,.
Remarque : Dans certains ouvrages anciens ou certains livres techniques \vec B \, est appelé vecteur induction magnétique

Excitation magnétique

center On pose : \vec H = \frac, avec \mu_0 \, : perméabilité du vide.

Perméabilité et susceptibilité magnétiques

La présence du matériau modifie le champ magnétique. On pose :
- \vec B = \mu . \vec H avec \mu \, : perméabilité magnétique du matériau
On définit par \vec M \, le vecteur aimantation acquise par la matière
- \vec M = \chi . \vec H avec \chi \, : susceptibilité magnétique du matériau

  - d'où :\vec B = \mu_0 ( \vec H + \vec M) = (1 + \chi ) \vec B_0 On pose aussi :
- \mu_r = \frac = (1 + \chi ) avec \mu_r \,: perméabilité relative du matériau.

Classification des effets magnétiques


- Diamagnétisme : matériaux pour lesquels \chi \,est négatif mais toujours extrèmement faible : de l'ordre de 10- 5
- Paramagnétisme : matériaux pour lesquels \chi \,est positif mais toujours très faible : de l'ordre de 10- 3
- Ferromagnétisme et ferrimagnétisme : matériaux pour lesquels \chi \, est positif et très grand : il peut atteindre 10 5 ! En électrotechnique seuls ces matériaux sont importants car ils sont les seuls à produire des augmentations du champ magnétique qui sont significatives (voir ci-dessous).

Origine microscopique du magnétisme

Mouvement des électrons

Le mouvement des électrons dans le nuage électronique est responsable de l'existence d'un magnétisme dit orbital, alors que la rotation sur eux-mêmes est responsable du magnétisme de spin. Il n'est pas possible d'ignorer l'aspect quantique de ces phénomènes : en 1919, dans sa thèse de Doctorat, J. H. van Leeuwen prouva qu'il était impossible d'expliquer le magnétisme uniquement à l'aide de l'électrodynamique de Maxwell et de la mécanique statistique classique.

Origine du diamagnétisme

L'effet d'un champ magnétique est de donner à l'ensemble du mouvement électronique une vitesse angulaire de rotation autour de la direction du champ magnétique appliqué : phénomène classique d'induction. Ce moment magnétique induit est proportionnel au champ appliqué et s'oppose à ce dernier. C'est l'origine du diamagnétisme qui est donc un phénomène tout à fait général mais qui peut être masqué par les autres phénomènes dont l'effet est plus important.
Remarque : On emploi le terme de diamagnétisme parfait pour désigner le comportement des supraconducteurs qui créent en leur sein des courants induits qui s'opposent à toute variation de champ magnétique. Cette propriété est utilisée pour produire la lévitation magnétique des supraconducteurs.

Origine du paramagnétisme

Lorsque les atomes possèdent leur propre moment magnétique permanent, le diamagnétisme (toujours présent) est masqué par le paramagnétisme. Sous l'effet d'un champ magnétique extérieur, Ces atomes, petits aimants permanents, s'orientent selon le champ appliqué et l'amplifient. Ce phénomène est limité par l'agitation thermique et dépend fortement de la température : (loi de Curie : \mathbf = C \cdot \frac \,)
Ce phénomène est lié à l'existence du spin de l'électron.
- Pour les atomes : Un atome dont les couches électroniques sont totalement remplies ne possède pas de moment magnétique. Lorsque les couches sont incomplètes, il y a toujours un déséquilibre qui produit un moment magnétique de spin.
- Pour les solides cela peut être très différent : les électrons externes participent aux liaisons chimiques. Dans les liaisons covalentes les électrons appariés sont de spin opposé. Les ions des cristaux ioniques ont des couches complètes. On peut donc avoir une disparition du magnétisme propre. L'existence du paramagnétisme subsiste pour les solides composés d'atomes ayant des couches électroniques internes incomplètes : métaux de transitions et Lanthanides (terres rares) par exemple. =Ferromagnétisme= C'est la propriété qu'ont certains corps de s'aimanter très fortement sous l'effet d'un champ magnétique extérieur, et pour certains : les aimants (matériaux magnétiques durs) de garder une aimantation importante même après la disparition du champ extérieur.

Corps ferromagnétiques

Pour l'usage industriel, seul le Fer, le Cobalt et le Nickel sont ferromagnétiques. Certaines terres rares (Lanthanides dans la classifiation périodique) sont également ferromagnétiques à basse température.
En ce qui concerne les alliages, la situation est très complexe : Certains alliages de Fer et de Nickel ne le sont pas alors que l'alliage d'Heussler, constitué uniquement de métaux non ferromagnétiques (61 % Cu, 24 %Mn, 15 % Al), est ferromagnétique.
Enfin, il faut ajouter les ferrites dont la composition est de la forme (MO ; Fe2O3) ou M est un métal divalent et dont le représentant le plus ancien est la magnétite Fe3O4 (FeO ; Fe2O3) du nom de la ville de Magnésie, en Asie Mineure.

Courbe de première aimantation

center

Cycles d'hystéresis

Lorsque l'on a magnétisé un échantillon de matériau jusqu'à la saturation et que l'on fait décroître l'excitation H, on constate que B décroît également mais en suivant une courbe différente qui se situe au dessus de la courbe de première aimantation. Ceci est le fait d'un retard à la désaimantation. On dit qu'il y a hystéresis
- Lorsque H est ramené à 0, il subsiste un champ magnétique Br appelé champ rémanent (du latin remanere, rester). Pour annuler ce champ rémanent, il est nécessaire d'inverser le courant dans le solénoïde, c’est-à-dire d'imposer à H une valeur négative. Le champ magnétique s'annule alors pour une valeur de l'excitation Hc appelée excitation coercitive.

Matériaux magnétiques doux

hystéresis Ce sont en général des matériaux doux mécaniquement.
Ces matériaux ont des cycles très étroits : l'excitation coercitive ne dépassse pas 100 A.m- 1. Ils possèdent une grande perméabilité

Quelques exemples :
- SuperMalloy (Fer, Nickel, Molybdène, ...) : Hc = 0,16 A.m- 1 ; Br = 1,2 T (l'un des plus doux).
- Fer + 3 % de Silicium, grains orientés : Hc = 8 A.m- 1 ; Br = 1,0 T

Les matériaux magnétiques doux sont utilisés pour réaliser des électroaimants (leur aimantation doit pouvoir facilement être annulée) ou des circuits magnétiques fonctionnant en régime alternatif (machines électriques, transformateurs), car ce phénomène d'hystérésis est responsable de pertes d'énergie.

Matériaux magnétiques durs

Contrairement aux précédents, les cycles sont extrêmement larges : plusieurs centaines de kA.m- 1. Il est impossible de les dessiner dans un même repère que les précédents. center Certains de ces matériaux à base de terres rares (alliages samarium-Cobalt ou Néodyme-Fer-Bore), ne se désaimantent pas, même lorsqu'on annule le champ magnétique interne (l'excitation vaut alors HcB). Pour annuler (en fait inverser) l'aimantation, il est nécessaire de fournir une excitation magnétique que l'on appelle HcM : excitation de désaimantation irréversible.
L'application de ces matériaux est la réalisation d'aimants permanents de très forte puisssance.

Origine microscopique du ferromagnétisme

La théorie des intégrales (ou interactions) d'échange proposée par Heisenberg en 1928 constitue le fondement théorique des explications de ce phénomène. Lorsqu'un solide est constitué d'atomes paramagnétiques (chaque atome peut être assimilé à un petit aimant), il se produit un couplage entre ces derniers.

Ferromagnétisme

Lorsque les atomes sont éloignés les uns des autres dans la structure cristalline, le couplage favorise un alignement de ces aimants élémentaires. C'est le cas du Fer α (structure cubique centrée), du nickel, du cobalt et, plus faiblement, de certains métaux de la famille des terres rares comme le Gadolinium. Quelques alliages dont les mailles sont grandes peuvent avoir cette propriété.

Antiferromagnétisme

Lorsque les atomes sont plus proches les uns des autres, comme c'est le cas pour le Chrome ou le manganèse, la configuration la plus stable correspond à des aimants en antiparallèle. Il n'y a alors plus d'aimantation apparente à grande distance car chaque aimant élémentaire est compensé par son voisin.

Ferrimagnétisme

Il s'observe dans des matériaux comportant deux types d'atomes différents, produisant chacun des aimants élémentaires de force différente et orientés en tête-bêche.

Domaines de Weiss

Lorsqu'un matériau est ferro ou ferrimagnétique, il est divisé en domaines, appelés domaines de Weiss, à l'intérieur duquel l'orientation magnétique est identique. Ce domaine se comporte alors comme un aimant. Ces domaines sont séparés par des parois dites parois de Bloch.
- Ces domaines n'existent pas lorsque les dimensions du matériau sont très faibles (quelques nm). Ces matériaux sont dits nanocristallins.
- Le déplacement de ces parois est responsable des phénomènes d'hystérésis. =Autres usages=

Informatique

Dans le domaine des interfaces graphiques, le magnétisme est la faculté d'un élément graphique à se « coller » à un autre lorsque la distance les séparant (généralement calculée en pixels) est suffisamment réduite. Ceci aide à harmoniser l'apparence, par exemple en permettant beaucoup plus facilement des alignements d'objets.

Pair-à-pair

(À faire, à partir de trafficmagnet) = Voir aussi =
- aimant
- électroaimant
- champ magnétique
- Magnétisme animal Catégorie:Physique Catégorie:Électrotechnique Catégorie:Électromagnétisme ja:磁性

Jour

als:Tag ja:日 simple:Day Le jour est l'intervalle qui sépare le lever du coucher du Soleil ; c'est la période entre deux nuits, pendant laquelle les rayons du Soleil éclairent le ciel. Son début (par rapport à minuit heure locale) et sa durée dépend de l'époque de l'année et de la latitude. Une journée est l'ensemble d'un jour et d'une nuit consécutive, c'est aussi la durée qui sépare deux moment consécutifs ayant la même heure au même endroit (par exemple la durée entre le à 13h et le 2 janvier de la même année à 13h). Le jour est aussi une unité de temps qui, bien qu'en dehors du système international (SI), est en usage avec lui. Il vaut exactement 86 400 secondes et son symbole est j ou d (du latin diurnus). Le symbole j est un symbole français alors que le symbole d est international (cf. le [http://www1.bipm.org/ site du Bureau International des Poids et Mesures]). Le jour solaire est le temps mis par la Terre pour faire un tour sur elle-même du point de vue du Soleil, c'est-à-dire pour qu'un point de la surface terrestre revienne à la même position apparente pour un observateur solaire. Un jour est divisé en 24 heures, de zéro heure à minuit. Il y a 365 ou 366 jours dans une année (cf. temps solaire). Le jour sidéral est le temps mis par la Terre pour faire un tour sur elle-même, du point de vue des étoiles distantes. Un jour sidéral dure 23 heures, 56 minutes et 4 secondes. Il y a un jour sidéral de plus que de jours solaires dans une année (cf. temps sidéral). À cause de la Lune et de la dissipation d'énergie que constituent les marées, la vitesse de rotation de la Terre sur elle-même diminue. La durée du jour augmente donc, au rythme d'environ 2 millisecondes par siècle. De ce fait, il y a 100 millions d'années, l'année durait 380 jours. La Lune s'éloignant de la Terre, cet effet d'allongement des jours est de moins en moins rapide car la force exercée par la Lune sur la Terre est inversement proportionnel à la distance qui les sépare.

Voir aussi


- Nuit
- Après-midi
- Semaine
- Mois
- Année
- Heure
- Midi
- Minuit
- Jour julien
- Calendrier des journées mondiales

Liens externes


- [http://ptaff.ca/soleil/ Le lever, le coucher du soleil et la durée de la journée, toute l'année, n'importe où] Catégorie:Unité de temps Catégorie:Calendrier

Vitesse

La vitesse permet d'estimer l'évolution d'une quantité en fonction du temps. Citons parmi d'autres :
- la vitesse de sédimentation
- la vitesse angulaire
- la vitesse relative Bref c'est la dérivée par rapport au temps d'une grandeur qui s'exprime en fonction du temps.
- La vitesse curviligne est la distance parcourue sur la courbe par unité de temps t. :v = \frac
- Le vecteur-vitesse ou la vitesse dans l'espace est le vecteur :\vec = \frac dont la norme vaut la vitesse et dont le sens et la direction sont ceux du mouvement de l'objet considéré. Formellement, le vecteur-vitesse est la dérivée de la position de l'objet par rapport au temps. Lorsque cela n'entraîne pas de confusions, on appelle le vecteur-vitesse simplement « vitesse ». L'unité internationale de la vitesse est le mètre par seconde (m.s-1, parfois m/s). Pour les véhicules automobiles, on utilise aussi fréquemment le kilomètre par heure (km/h), le système anglo-saxon utilise le mille par heure (mile per hour, mph). Dans la marine, on utilise le nœud, qui vaut un mille marin par heure, soit 0,514 4 m.s-1. En aviation, on utilise parfois le mach, mach 1 étant la vitesse du son (qui varie en fonction de la température et de la pression).

Histoire du concept de vitesse

Une définition formelle a longtemps manqué à la notion de vitesse, car les mathématiciens s'interdisaient de faire le quotient de deux grandeurs non homogènes. Diviser une distance par un temps leur paraissaient donc aussi faux que pourrait nous sembler aujourd'hui la somme de ces deux valeurs. C'est ainsi que pour savoir si un corps allait plus vite qu'un autre, Galilée (1564-1642) comparait le rapport des distances parcourues par ces corps avec le rapport des temps correspondant. Il appliquait pour cela l'équivalence suivante: : \frac\le \frac \Leftrightarrow \frac\le\frac La notion de vitesse instantanée est définie formellement pour la première fois par Pierre Varignon (1654-1722) le 5 juillet 1698, comme le rapport d'une longueur infiniment petite dx sur le temps infiniment petit dt mis pour parcourir cette longueur. Il utilise pour cela le formalisme du calcul différentiel mis au point quatorze ans plus tôt par Leibniz (1646-1716).

Définition

Il faut distinguer deux types de vitesse :
- la vitesse moyenne, qui répond très précisément à la définition élémentaire. Elle se calcule en divisant la distance parcourue par le temps de parcours ; elle a un sens sur une période donnée ;
- la vitesse instantanée, qui est obtenue par passage à la limite de la définition de la vitesse. Elle est définie à un instant précis, via la notion de dérivation v = ∂s/∂t. Par exemple dans les calculs de cinématique, la vitesse est un vecteur obtenu en dérivant les coordonnées cartésiennes de la position par rapport au temps : :\vec = \frac=\begin \frac \\ \frac \\ \frac \end

Vecteur-vitesse

Le vecteur-vitesse instantanée v d'un objet dont la position au temps t est donné par x(t) calculé comme la dérivée : \mathbf = \frac \, L'accélération est la dérivée de la vitesse, et la vitesse est la dérivée de la distance en fonction du temps. L'accélération est le taux de changement de la vitesse d'un objet sur la période. L'accélération moyenne a d'un objet dont la vitesse change à partir de vi à vf pendant une période t est donnée par : : a = \frac \, Le vecteur d'accélération instantanée a d'un objet dont la position au temps t est donné par x(t) est : \mathbf = \frac = \frac \, La vitesse finale vf d'un objet démarrant avec la vitesse vi puis accélérant avec un taux constant a pendant un temps t est: : v_f = v_i + a t \, La vitesse moyenne d'un objet subissant une accélération constante est (vi + vf)/2. Pour trouver le déplacement d d'un tel objet accélérant pendant la période t, substituer cette expression dans la première formule pour obtenir : : d = t \times \frac \, Quand seule la vélocité initiale de l'objet est connue, l'expression : d = v_i t + \frac \, peut être utilisée. Ces équations de base pour la vélocité finale et déplacement peuvent être combinées pour former une équation qui est indépendante du temps : : v_f^2 = v_i^2 + 2 a d \, Les équations ci-dessus sont valides pour à la fois la mécanique classique mais pas pour la relativité restreinte. En particulier en mécanique classique, tous seront d'accord sur la valeur de t et les règles de transformation pour la position créent une situation dans laquelle tous les observateurs n'accélérant pas décriraient l'accélération d'un objet avec les mêmes valeurs. Ni l'un ni l'autre ne sont vrais pour la relativité restreinte. L'énergie cinétique d'un objet se déplaçant est linéaire avec sa masse et le carré de sa vitesse : : E_ = \begin \frac \end mv^2 L'énergie cinétique est une quantité scalaire.

Coordonnées polaires

En coordonnées polaires, la vitesse dans le plan peut être décomposée en vitesse radiale, dr/dt, s'éloignant ou allant vers l'origine et la vitesse orthoradiale, dans la direction perpendiculaire (que l'on ne confondra pas avec la composante tangentielle), égale à r.d\theta/dt (voir vitesse angulaire). Le moment angulaire dans le plan est \vec L= m\ \vec r \wedge \vec V = m\; r^2\; \frac \vec k. On reconnaît dans \frac\; r^2\; \frac = \frac, la vitesse aréolaire. Si la force est centrale (voir Force centrale, mouvement), alors la vitesse aréolaire est constante (deuxième loi de Kepler).

Anecdote

La première automobile expressément construite pour battre des records de vitesse s'appelle la Jamais Contente. À traction électrique, elle dépassa pour la première fois, les 100 km/h en 1899.

Voir aussi


- accélération
- accélération moyenne
- vitesse de la lumière
- vitesse de phase
- vitesse de groupe
- vitesse relative ko:속도 ja:速度 simple:Speed simple:Velocity catégorie:mécanique Catégorie:Quantité physique

Système solaire

ko:태양계 ms:Sistem suria ja:太陽系 simple:Solar system th:ระบบสุริยะ Un système solaire ou système stellaire désigne un système composé d'une ou plusieurs étoiles, c'est-à-dire un astre de même nature que notre Soleil, entouré d'une ou plusieurs planètes. Pour éviter toute confusion, on utilisera le terme système stellaire comme terme générique et système solaire pour notre système planétaire. On peut imaginer que nous serions dans un système à deux étoiles si Jupiter avait eu une masse dix fois plus importante. Tout comme le soleil, elle se serait effondrée sur elle-même provoquant une deuxième étoile de 4,2 à 6,2 fois plus éloignée.

Composition et structure du système solaire

Notre système solaire, constitué du Soleil et de neuf planètes, dont la Terre, avec leurs satellites, ainsi que d'astéroïdes et de comètes, est resté le seul connu jusqu'à la fin du . C'est pourquoi le terme système solaire suffit à le désigner. Au centre se situe le Soleil, une étoile relativement petite mais qui contient néanmoins 99,86 % de la masse de tout le système. De par sa masse, l'intérieur du Soleil atteint une densité et une température telles que des réactions de fusion nucléaire peuvent se produire en son sein, dégageant de ce fait d'énormes quantités d'énergie. La plus grande partie de cette énergie est libérée dans l'espace sous forme de radiation électromagnétique, principalement sous forme de lumière visible. Le Soleil émet aussi un flux de particules chargées appelé le vent solaire. Ce vent solaire interagit fortement avec la magnétosphère des planètes et contribue à éjecter les gaz et poussières en dehors du système solaire. Les planètes les plus proches du Soleil sont les planètes telluriques, petites, rocheuses et denses. En partant du Soleil, on trouve Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Il existe au-delà de Mars une ceinture d'astéroïdes composée de milliards de corps, dont la taille varie de quelques centimètres à plusieurs dizaines de kilomètres. Ensuite, c'est le domaine des planètes géantes, gazeuses et peu denses : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Pluton, la planète la plus éloignée du Soleil, minuscule, solide et peu dense, avec une orbite très inclinée, est l'objet le plus grand d'une seconde ceinture d'astéroïdes gelés, appelée ceinture de Kuiper. Cette ceinture, peuplée de milliers d'astéroïdes, semble être le réservoir des comètes à courte période. Enfin, il existerait, encore plus loin que la ceinture de Kuiper et jusqu'à une distance de deux années lumière un énorme nuage sphérique, appelé nuage d'Oort, qui contiendrait des milliards de noyaux cométaires. Il existe toute une série de mnémoniques pour se souvenir de l'ordre des planètes à l'intérieur du système solaire, comme par exemple la phrase suivante Monsieur Vous Travaillez Mal, Je Suis Un Novice. (Point).

Les planètes du système solaire

Toutes les caractéristiques des planètes sont données relativement à celles de la Terre. S'agissant du Soleil, son diamètre équatorial est de 109,3 fois celui de la Terre, pour une masse de 332 946 fois celle de la Terre.
- Traditionnellement, Pluton est considérée comme une planète. Néanmoins, sa composition et son orbite en font un objet beaucoup plus proche des objets de Kuiper que des autres planètes. Certains scientifiques ont longtemps pensé qu'il pouvait s'agir d'un satellite de Neptune expulsé de son orbite. Mais les récentes observations font que certains astronomes considèrent dorénavant Pluton comme l'objet de la ceinture de Kuiper le plus proche du Soleil. La troisième loi de Kepler, trouvée en 1618 et publiée l’année suivante, nous dit que, pour toutes les planètes du système solaire, le carré de la période T de révolution de la planète autour du Soleil divisé par le cube du demi-grand axe a de la trajectoire elliptique de cette planète donne le même nombre : T²/a³ = constante 1618 Article connexe : Logarithme sur l'ordre des planètes

Origine et évolution du système solaire

L'hypothèse actuelle de la formation du système solaire est l'hypothèse de la nébuleuse solaire, avancée dès 1755 par Emmanuel Kant. L'évolution du système solaire depuis sa naissance jusqu'à sa mort est très lente et s'étale sur plus de 10 milliards d'années.

Origine dans les poussières d'étoiles

On estime généralement aujourd'hui que le système solaire est né de la contraction, sous l'effet de sa propre masse, d'un nuage moléculaire interstellaire froid et dense fait de gaz, essentiellement d'hydrogène et d'hélium, qui sont les atomes les plus présents à la naissance de l'univers. Il devait y avoir également des grains de poussière et de l'eau sous forme de glace. Ce nuage, appelé nébuleuse solaire, après avoir acquis une forme régulière, probablement un disque, avec un mouvement de rotation, commença à se différencier en plusieurs parties. La plus grande partie se rassembla au centre pour former une proto-étoile, le futur soleil. D'autre part, les grains de poussières s'agglomérèrent. Par effet de gravité, de plus en plus de matière aurait été attirée formant ainsi des protoplanètes. Le centre tournant plus vite que le bord et étant plus comprimé, la température s'y est accrue. Dès que la masse centrale fut assez dense et chaude, des réactions de fusion nucléaire se seraient alors déclenchées; ce qui aurait donné naissance au Soleil, notre étoile. La date estimée de ce phénomène est de -4,56 milliards d'années. Les plus grosses des protoplanètes attirèrent les plus petites et firent le vide autour d'elles ; en grossissant, elles devinrent sphériques. De plus, les réactions nucléaires créèrent un puissant vent solaire qui entraîna la majorité des gaz et poussières restants. C'est ainsi qu'on arriva au système solaire tel que l'on peut l'observer actuellement.

Et demain?

Dans 5 milliards d'années environ, le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène, qui se seront transformées en hélium, et changera de structure. Son noyau se contractera mais il deviendra beaucoup plus volumineux. Il devrait se transformer en géante rouge, cent fois plus volumineuse qu'à l'heure actuelle. Les planètes les plus proches, Mercure et Vénus, devraient être détruites. Il va ensuite brûler son hélium assez rapidement, ce qui augmentera encore sa taille et sa température, grillant complètement la Terre au passage. Une fois ses réserves d'énergie nucléaire complètement consommées, le Soleil va s'effondrer sur lui-même et se transformer en naine blanche très dense et peu lumineuse. Il refroidira petit à petit et finira par ne plus rayonner ni lumière ni chaleur, il sera alors parvenu au stade de naine noire.

Le système solaire dans la galaxie

Le système solaire fait partie de notre Galaxie, une galaxie spirale d'un diamètre d'environ 9.4
- 1020 m ou 100 000 al, contenant approximativement 200 milliards d'étoiles, dont notre soleil est assez représentatif. Le système solaire orbite à environ 25 000 années lumière du centre galactique entre deux branches spirales de la galaxie. Sa vitesse est d'environ 220 kilomètres par seconde (800 000 km/h). Il effectue ainsi une révolution complète en 230 millions d'années. L'orbite du système solaire paraît assez singulière : elle est à la fois extrêmement circulaire et presque à la distance exacte à laquelle les vitesses orbitales sont égales à la vitesse des ondes de compression à l'origine des branches des spirales. Le système solaire semble avoir été présent entre deux bras depuis que la vie existe sur Terre. En effet, les radiations émises dans les bras spiraux, notamment par l'explosion de supernovas, peuvent en théorie stériliser la surface d'une planète. En étant en dehors des bras spiraux, la Terre est ainsi capable d'héberger des formes de vie évoluées à sa surface.

Les sondes spatiales dans le système solaire

Techniquement, une sonde spatiale est un vaisseau non habité envoyé par l'homme pour explorer le système solaire. Depuis presque cinquante ans, ces engins sont envoyés avec un taux d'échec élevé vers des planètes plus ou moins lointaines. Leurs observations font autant rêver le grand public que les scientifiques.

Un peu d'actualité

C'est le 4 juillet dernier (2005) que la sonde-impacteur Deep Impact s'est écrasée sur la comète Tempel 1. Créant ainsi un cratère d'impact, les scientifiques ont ainsi analysé la composition chimique de la "boule de neige sale". Une première !

Voir aussi

Articles connexes

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=2 Astrofiles : le système solaire ]
- [http://www.neufplanetes.org neuf planètes]
- [http://system.solaire.free.fr/sommaire.htm Le système solaire]
- [http://www.le-systeme-solaire.net Le système solaire à portée de votre souris]
- [http://celestia.sourceforge.net Celestia] Logiciel libre et gratuit de simulation spatiale 3D (OpenGL)
- [http://www.michaelschultz.de/index_fr.html Le système des planètes] : Animation (avec des orbites et comparaisons de dimensions)
- Solaire

Unité astronomique

Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur L'unité astronomique (symbole ua) est une unité de distance approximativement égale au demi-grand axe de l'orbite terrestre, c'est-à-dire la distance entre la Terre et le Soleil : environ 150 millions de kilomètres. C'est une unité en dehors du système international (SI) en usage avec lui mais dont la valeur est obtenue expérimentalement. La définition précise doit tenir compte du fait que la Terre a une orbite elliptique autour du Soleil. En 1976, elle a été définie comme la distance au Soleil d'une particule de masse négligeable sur une orbite non perturbée et qui aurait une période orbitale de 365,256 898 3 jours. Depuis 1996, la constante gravitationnelle héliocentrique est définie comme valant (0,017 202 098 95)2ua3/d2 (Conventions du SIRT (Service international de la rotation de la Terre et des systèmes de référence), D. D. McCarthy éd., Note technique 21, Observatoire de Paris, juillet 1996). Ces définitions, combinées à des observations radar et au suivi des sondes spatiales, ont permis d'évaluer l'unité astronomique à 149 597 870 691 ± 30 m. Une année lumière vaut approximativement 63 241 ua.

Voir aussi


- Année lumière
- Parsec ja:天文単位 ko:천문 단위 th:หน่วยดาราศาสตร์ zh-min-nan:Thian-bûn tan-ūi



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

Heure-lumière

Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur Une heure-lumière est une unité de longueur astronomique informelle et rarement utilisée. Elle est égale à la distance parcourue dans le vide par la lumière en une heure, soit exactement 1 079 252 848 800 mètres (~1079 Gm). Par exemple, Pluton orbite à 5,47 heures-lumière du Soleil.

Voir aussi


- unité astronomique
- parsec
- jour-lumière
- minute-lumière

Minute-lumière

La minute-lumière est une unité de longueur astronomique informelle et rarement utilisée : une minute-lumière est la distance parcourue dans le vide par la lumière en une minute, soit exactement 17 987 547 480 mètres (~18 Gm). Par exemple, la Terre orbite à 8,32 minutes-lumière du Soleil.

Voir aussi


- unité astronomique
- parsec
- heure-lumière
- seconde-lumière Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur

Seconde-lumière

La seconde-lumière est une unité de longueur astronomique informelle et peu utilisée : une seconde-lumière est la distance parcourue dans le vide par la lumière en une seconde, soit exactement 299 792 458 mètres (~300 Mm). Par exemple, la Lune orbite à 1,28 secondes-lumière de la Terre. On peut aussi appliquer des préfixes diminutifs, ce qui donne par exemple la nanoseconde-lumière qui vaut ~30 cm.

Voir aussi


- unité astronomique
- parsec
- minute-lumière Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur ja:光秒

Will Adamsdale

Will Adamsdale is a British actor. In 2004 he starred in a self-penned one man show called Jackson's Way at the Edinburgh Fringe. The intended run for the production was ten days, before the intervention of cult comedian Stewart Lee. Lee was so impressed by Adamsdale's work that he reportedly threw his full support behind Jackson's Way, lobbying for an extension of the run and using his clout within the industry to garner notice from critics and award committees. Adamsdale secured the Perrier Award for comedy, thus supplying the Fringe with another (possibly apocryphal) zero-to-hero story. Adamsdale, Will

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In economics, the income elasticity of demand measures the responsiveness of the quantity demanded of a good to the income of the people demanding the good. It is measured as the percentage change in demand that occurs in response to a percentage change in income. For example, if, in response to a 10% increase in income, the quantity of a good demanded increased by 20%, the income elasticity of demand would be 20%/10% = 2. (Case & Fair, 1999: 119). A negative income elasticity of demand is associated with
Evelyn Nesbitt
Evelyn Nesbit (December 25, 1884 – January 17, 1967) was a model noted for her entanglement in the murder of her ex-lover, architect Stanford White, by her first husband, Harry K. Thaw. Harry
Luigi Alva
Luigi Alva né Luis Ernesto Alva y Talledo (10 April 1927) was the foremost lyric tenor of the 1950s and 1960s. Born in Peru, where he studied with Rosa Mercedes, he went to Milan on a grant to perfect his singing. After his debut at the Piccolo Teatro alla Scala in 1955, he was soon invit

Motaro
Motaro is a character in the Mortal Kombat fighting game series.

About Motaro

Motaro is easily one of the most intimidating characters in the history of Mortal Kombat. He is a Centaur, meaning that he has the body of a stallion and the torso of a man. Added to that, Motaro sports a pair of
Martin Smith
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Engel's law
Engel's law is an observation in economics stating that, with a given set of tastes and preferences, as income rises, the proportion of income spent on food falls, even if actual expenditure on food rises. In other words, the income elasticity of demand of food is less than 1. The observation was made by Ernst Engel, director of the Bureau of Statistics in Prussia, in a paper
Wikipedia:Votes for deletion/End time bible prophecy

End time bible prophecy

Hi. This is my first real vfd. I know quite a bit about this area as it examines the idea that future events can be discovered in the pages of the Bible - specifically the book of Revelation. The reasons why I wish to delete this article are as follows: :1. It is not an examination of different points of view. It is asserting one particular point of view. :2. It is didactic and therefore POV. :3. The different theories of End-time prophecy are found in Read More...
Volterra (disambiguation)

- Vito Volterra - Italian mathematician
- Volterra - town in Italy
- Smith-Volterra-Cantor set, Lotka-Volterra equation, Volterra series,