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Analemme

Analemme

Catégorie:Mécanique céleste Catégorie:Soleil Catégorie:Soleil L'analemme, (même racine que « lemme »), représente la figure en « 8 » tracée par les différentes positions du Soleil relevées à un instant donné et depuis un même lieu (mais peu importe sa latitude) au cours d’une année calendaire. Cette figure ne peut être mise en évidence que par photographie ou en simulant le phénomène dans un programme d'astronomie ou à l'aide d'un planétarium. Cette figure n'est pas propre à la Terre et peut être visible, sous d'autres formes (boucle ou goutte d'eau) depuis les autres planètes du système solaire. La coordonnée verticale d'un point correspond à la déclinaison du Soleil alors que la position horizontale indique le décalage entre l'heure solaire apparente et l'heure solaire moyenne (c'est-à-dire le jour donné par une montre). L'écart entre ces deux temps s'appelle équation du temps et est la résultante de deux effets : premièrement, à cause de l'excentricité de l'orbite de la Terre et de la deuxième loi de Kepler, la vitesse apparente de rotation du Soleil n'est pas constante ; deuxièmement, le temps solaire moyen est donné pour un Soleil fictif se déplaçant autour de l'équateur alors que le Soleil se déplace le long de l'écliptique, il faut donc tenir compte de l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport au plan de l'écliptique. La forme de l'analemme dépend de l'heure et de l'époque considérée : vers midi local, la forme du huit est presque droite par rapport au méridien, comme sur l'illustration présentée ci-contre ; à d'autres heures de la journée le huit est incliné à gauche (matin) ou à droite (après-midi). Même à midi, la forme n'est pas symétrique car, en réalité, les dates de passage au périhélie et à l'aphélie (symétrie pour ce qui concerne l'effet de l'excentricité) ne correspondent pas avec les solstices (symétrie pour ce qui concerne l'effet de l'inclinaison). Cette forme est souvent utilisée pour améliorer la précision des cadrans solaires afin de tenir compte des différences entrainées par les saisons.

Voir aussi

Articles connexes

- Terre
- Soleil
- Équation du temps

Liens externes

- [http://webpublic.ac-dijon.fr/pedago/physique/astronomie/lexique_astronomique/lexique_astro/a/analemme.htm Un analemme daté]

Catégorie:Mécanique céleste

Catégorie:Mécanique Catégorie:Astronomie ko:분류:천체역학

Soleil

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

Caractéristiques physiques

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

Structure

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

Le système solaire

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

Notes

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

Symbolisme

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

Voir aussi

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

Liens externes

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

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

Planétarium

Un planétarium est une salle de spectacle de type « cinéma », généralement hémisphérique et pourvue d'un dôme de quelques mètres de diamètre. On peut y assister à un spectacle représentant un thème directement lié à l'astronomie, grâce à un appareil de projection, le « planétaire », conçu pour représenter la voûte étoilée, les constellations, le mouvement des planètes dans le ciel, etc. Numérisés, les planétaires de la nouvelle génération permettent de se déplacer dans un volume d'univers correspondant au positionnement des étoiles du catalogue Hipparcos. Cela permet de changer de perspective, de passer d'un repère géocentrique (comme nous, chaque fois que nous levons les yeux vers les étoiles) à un repère extérieur (en regardant la Terre de loin). Les saisons, les phases de la Lune, les marées, deviennent faciles à comprendre. Les nouvelles techniques permettent une meilleure immersion et l'intégration de spectacles ayant un lien avec l'astronomie.

Liste de planétariums

Au niveau international, l'I.P.S. (International Planetarium Society) regroupe une grande partie des planétariums dans le monde.

Allemagne

- Hambourg
- Kiel

Canada

- Planétarium de Montréal, Montréal, Québec
- H.R. MacMillan Space Centre, Vancouver, Colombie-Britannique

États-Unis

- Baltimore, Maryland : Davis Planetarium [http://www.mdsci.org/shows/davis/index.cfm] au Maryland Science Center [http://www.mdsci.org].
- Boston, Massachusetts : Charles Hayden Planetarium, au Museum of Science.
- Chicago, Illinois : Adler Planetarium, [http://www.adlerplanetarium.org site web].
- New York City, New York, Hayden Planetarium, dans le Rose Center for Earth, American Museum of Natural History : 27 mètres.
- Philadelphie, Pennsylvanie : Fels Planetarium dans le Franklin Institute.
- River Grove, Illinois : Cernan Earth and Space Center, Triton College, 13,40 mètres.
- ainsi que le planétarium de l'académie des sciences de Californie dans le Golden Gate Park de San Francisco.

France

Il existe une quinzaine de planétariums dont le dôme a un diamètre supérieur à 10 mètres, et une dizaine entre 6 et 10 mètres. Ouverts pour la plupart presque tous les jours, ils accueillent environ 60% de scolaires et 40% de grand public. Une association, l'APLF, regroupe tous les planétariums de langue française.
- Cappelle-la-Grande, Palais de l'Univers (près de Dunkerque) : 9 mètres, et 16,5 mètres en construction.
- Épinal, MJC La Belle Etoile : 10 mètres.
- Dijon, Muséum d'Histoire Naturelle : 10 mètres.
- La Hague, Ludiver (près de Cherbourg) : 10 mètres.
- Le Bourget, Musée de l'air et de l'espace : 8,2 mètres.
- Marseille, Association Andromède : 6 mètres.
- Montpellier, L'Odysséeum; Galilée : 15 mètres.
- Nançay, Ciel Ouvert en Sologne (près du radiotélescope) : 7 mètres.
- Nantes : 8 mètres.
- Nîmes : 8 mètres.
- Paris, Cité des Sciences et de l'Industrie, La Villette : 21 mètres.
- Paris, Palais de la Découverte (en danger de fermeture) : 15 mètres.
- Pleumeur-Bodou, Planétarium de Bretagne (près de Lannion) : 20 mètres.
- Poitiers, Espace Mendès-France : 12 mètres.
- Reims, PlanetiCa, Ancien collège des Jésuites : 6 mètres.
- Rennes, Espace des Sciences (en construction) : 14,36 mètres.
- Saint Étienne, L'Astronef : 12 mètres.
- Strasbourg : 8 mètres.
- Toulouse; Cité de l'Espace : 15 mètres.
- Vaulx-en-Velin, (près de Lyon) : 15 mètres.
- Villeneuve d'Ascq, Forum des Sciences (près de Lille) : 14 mètres.

Italie

- Florence
- Milan
- Modène
- Ravenne
- Rome
- Venise

Royaume-Uni

- London Planetarium, Marylebone Road, Londres
- Planétarium de l'Observatoire Royal de Greenwich, Londres (en travaux, mais un planétarium provisoire a été mis en place).

Pays-Bas

- Amsterdam : Artis Planetarium [http://www.artis.nl/international/cultural/4.html]

Voir aussi

Liens internes

- Celestia
- Winstars

Liens externes

- [http://www.aplf-planetariums.org Association des Planétariums de Langue Française (APLF)]
- [http://www.astrosurf.com/astropc/cartes/index.html Carte du ciel - Planétarium logiciels gratuits]
- [http://www.ips-planetarium.org/ International Planetarium Society]
- [http://www.lightandmatter.com/area2planetfr.html applet] Catégorie:Astronomie ja:プラネタリウム

Terre

La Terre ou planète bleue (en raison de l'importance des étendues d'eau) est la troisième planète du système solaire. La Terre est la seule planète du système solaire dont le nom ne provient pas de la mythologie grecque ou romaine. C'est aussi le seul endroit connu de l'Univers à abriter la vie. Selon l'hypothèse Gaïa de James Lovelock, la Terre est aussi appelée Gaïa.

Histoire

L'âge de la Terre est actuellement estimé à 4550 millions d'années, début de l'Hadéen (premier éon). Les roches les plus anciennes connues ont un âge d'environ 4 milliards années ; rares sont celles dont l'âge dépasse 3 milliards années. Les plus anciens fossiles témoignent de l'existence d'organismes il y a 3,9 milliards d'années. Les différentes périodes de l'histoire de la Terre sont résumées dans le tableau de l'échelle des temps géologiques.

Structure géologique

La Terre est constituée de plusieurs couches internes identifiables à peu près concentriques : la croûte terrestre, le manteau supérieur (qui forme, avec la croûte terrestre, la lithosphère), l'asthénosphère, le manteau inférieur, le noyau. Voir l'article détaillé: structure interne de la Terre Cette structure est connue au moyen de l'étude de la propagation des onde sismiques entre une source et différents points de la surface terrestre. La vitesse d'une onde sismique change en effet assez brutalement au passage entre deux couches de composition différentes. Ces limites ont parfois reçu des noms particuliers, tels que la discontinuité de Mohorovicic ou la discontinuité de Gutenberg. La constitution de la Terre s'explique par son mode de formation, par accrétion de météorites, qui a produit une stratification en phase fluide par masse volumique décroissante depuis les couches internes vers les couches externes.

Croûte terrestre

La surface de la Terre est très jeune. Pendant la période relativement courte de 500 millions d'années où l'érosion et les processus tectoniques ont détruit, puis recréé la plupart des couches superficielles de roches à la surface de la Terre, la presque totalité des traces de l'histoire géologique de sa surface (cratères d'impact, par exemple) ont disparu. Croûte terrestre
Sa surface est divisée en plusieurs plaques tectoniques :
- la plaque Amérique du Nord - Amérique du Nord, Atlantique Nord-Ouest et Groenland
- la plaque Amérique du Sud - Amérique du Sud et Sud-Ouest de l'Atlantique
- la plaque Antarctique - Antarctique
- la plaque Eurasienne - Atlantique Nord-Est, l'Europe et l'Asie à l'exception d'Inde
- la plaque Africaine - Afrique, Sud-Est de l'Atlantique et l'ouest de l'Océan Indien
- la plaque Inde-australienne - Inde, Australie, Nouvelle Zélande et la plupart de l'Océan Indien
- la plaque de Nazca - Est de l'Océan Pacifique qui est adjacent à Amérique du Sud
- la plaque du Pacifique - la plupart de l'Océan Pacifique Il existe également une vingtaine de plaques plus petites telles que l'Arabie, la plaque des Philippines.

Atmosphère

La Terre est entourée d'une enveloppe gazeuse qu'elle retient par attraction gravitationnelle : l'atmosphère.

Constitution

Cette enveloppe, dont la masse globale est de l'ordre de 510 kg (un millionième de la masse de la Terre), est contenue à 99 % dans les 30 premiers kilomètres (50 % dans les 5 premiers kilomètres). La basse atmosphère (du niveau de la mer jusqu'à environ 45 km) est composée de gaz « permanents », gaz dont les proportions restent constantes, et de gaz de concentration variable avec l'altitude. L'azote, l'oxygène et l'argon constituent, en volume, 99,997 % des gaz permanents (cf. tableau ci-dessus) ; le brassage vertical de l'air permet de conserver une répartition constante à tous les niveaux, même pour les gaz les plus légers tels que l'hélium ou l'hydrogène. Les gaz à concentration variable sont essentiellement la vapeur d'eau H₂O, le dioxyde de carbone CO₂, le dioxyde de soufre SO₂ et l'ozone O_{3_{.

Les particules liquides, solides, liquides ou mixtes en suspension dans l'atmosphère constituent l'aérosol atmosphérique.

Ces particules jouent un rôle primordial dans les phénomènes de condensation (nuages) et de formation de cristaux de glace, ainsi qu'à différents processus physico-chimiques dans l'atmosphère.
Leur concentration varie de plusieurs puissances de 10 en fonction du lieu et du temps ; en concentration élevée, elles constituent un facteur de pollution.
Les particules se classent en :

- particules d'Aitken : 1 nm < d < 0,1 µm

- grosses particules : 0,1 µm < d < 5 µm

- particules géantes : 5 µm < d < 50 µm environ

L'atmosphère atténue de façon importante le rayonnement solaire reçu au sol ; suivant l'importance de la couverture nuageuse, le sol reçoit de 68 % jusqu'à 28 % (ou moins) du rayonnement solaire parvenant sur Terre.

Structure de l'atmosphère
La composition chimique de l'atmosphère, sa température, ou les phénomènes qui y sont observés présente des discontinuités marquées lorsque l'altitude augmente. Ces discontinuités correspondent à des couches homogènes dont les propriétés évoluent de façon continue ; ce sont (par altitude croissante) :

- la troposphère

- la stratosphère

- la mésosphère

- la thermosphère

- l'exosphère

Les limites de ces couches (d'altitude variable) ont reçu des désignations particulières : tropopause, stratopause, mésopause et thermopause.

Satellites
La Terre possède un satellite naturel, la Lune, et de nombreux satellites artificiels. On lui associe aussi l'astéroïde 3753 Cruithne et d'autres astéroïdes géocroiseurs.

L'interaction entre la Terre et la Lune ralentit la rotation de la Terre de 2 millisecondes par siècle. Nous pensons qu'il y a approximativement 900 millions d'années il y avait 481 jours de 18 heures par an.

Les marées sont provoquées par la Lune et le Soleil.

Voir aussi

- Cycle biogéochimique

- Écologie

- Liste des pays du monde

- Liste des pays du monde par continent

- Sciences de l'Univers : Astronomie

- Sciences de la Terre : Cartographie | Géodésie | Géophysique

- Structure interne du globe terrestre

- Monde

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/article6.html Astrofiles : Terre]

- [http://www.populationdata.net PopulationData.net - Informations, cartes et statistiques sur la Terre]

- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=terre Le Système Solaire - La Terre]

catégorie:géographie

-

zh-min-nan:Tē-kiû

ko:지구

ms:Bumi

ja:地球

simple:Earth

th:โลก

Plante
zh-min-nan:Si̍t-bu̍t ko:식물 ms:Tumbuhan ja:植物 simple:Plant th:พืช

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! 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

-

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

Temps solaire
Catégorie:Mesure du temps
Le temps solaire est basé sur l'idée que, quand le Soleil atteint son point le plus élevé dans le ciel, il est midi. Il passe alors par le méridien local.
Le temps solaire peut être mesuré par un cadran solaire.

Le temps solaire apparent est basé sur le jour solaire apparent, qui est la durée entre deux retours successifs du Soleil au méridien local.
Cette durée change tout au long de l'année pour deux raisons :

- d'une part, du fait de l'inclinaison de l'axe de la terre sur l'écliptique

- d'autre part, l'orbite de la Terre est une ellipse et non un cercle, ce qui fait que la Terre se déplace plus rapidement quand elle est la plus proche du Soleil et plus lentement quand elle est le plus éloignée (voir les lois de Kepler du mouvement planétaire).

Pour cette raison, les jours solaires apparents sont plus courts en mars et septembre qu'en juin ou décembre.

Il ne faut pas confondre le temps solaire apparent avec la durée d'ensoleillement qui varie en fonction de la latitude et de la saison, du fait de l'inclinaison des pôles de la terre par rapport à son orbite.

Le temps solaire moyen est basé sur un soleil moyen fictif qui se déplacerait à vitesse constante tout au long de l'année.
Sa durée vaut 24 heures tout au long de l'année.

La différence entre le temps solaire apparent et le temps solaire moyen est appelé équation du temps, elle est parfois aussi grande que 15 minutes.

On peut voir ce décalage matérialisé par une courbe en huit sur un cadran solaire comme ci-dessous.

Image:Cadran-solaire-midi.jpg

Voir aussi :
:jour ~ midi ~ temps ~ temps sidéral

ja:太陽時

Temps solaire
Catégorie:Mesure du temps
Le temps solaire est basé sur l'idée que, quand le Soleil atteint son point le plus élevé dans le ciel, il est midi. Il passe alors par le méridien local.
Le temps solaire peut être mesuré par un cadran solaire.

Le temps solaire apparent est basé sur le jour solaire apparent, qui est la durée entre deux retours successifs du Soleil au méridien local.
Cette durée change tout au long de l'année pour deux raisons :

- d'une part, du fait de l'inclinaison de l'axe de la terre sur l'écliptique

- d'autre part, l'orbite de la Terre est une ellipse et non un cercle, ce qui fait que la Terre se déplace plus rapidement quand elle est la plus proche du Soleil et plus lentement quand elle est le plus éloignée (voir les lois de Kepler du mouvement planétaire).

Pour cette raison, les jours solaires apparents sont plus courts en mars et septembre qu'en juin ou décembre.

Il ne faut pas confondre le temps solaire apparent avec la durée d'ensoleillement qui varie en fonction de la latitude et de la saison, du fait de l'inclinaison des pôles de la terre par rapport à son orbite.

Le temps solaire moyen est basé sur un soleil moyen fictif qui se déplacerait à vitesse constante tout au long de l'année.
Sa durée vaut 24 heures tout au long de l'année.

La différence entre le temps solaire apparent et le temps solaire moyen est appelé équation du temps, elle est parfois aussi grande que 15 minutes.

On peut voir ce décalage matérialisé par une courbe en huit sur un cadran solaire comme ci-dessous.

Image:Cadran-solaire-midi.jpg

Voir aussi :
:jour ~ midi ~ temps ~ temps sidéral

ja:太陽時

Montre

- montre (horlogerie)

- montre (militaire)

- Sous l'Ancien Régime, une montre était une revue militaire de la noblesse.

- montre (orgue)

- Nom donné aux jeux d'orgue à tuyaux en façade parce qu'ils se montrent. En principe, ce sont des principaux.

- "Montre !" est le verbe montrer sous la forme impérative à la troisième personne du singulier.

Équation du temps
Equation du temps

L'équation du temps traduit l'écart, variable au cours de l'année, existant entre le temps solaire moyen et le temps solaire vrai, c'est-à-dire la position réelle du Soleil dans le ciel.
Cet écart peut être de 14 min 6 s avant jusqu'à 16 min 33 s après le zénith solaire moyen.

Soleil
Cet écart résulte de la combinaison de deux causes principales :

- l'orbite elliptique (plutôt que circulaire) de la Terre autour du Soleil ;

- l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre, qui est la cause essentielle.

L'équation du temps se traduit visuellement (position du Soleil à son zénith au cours de l'année) par une courbe appelée analemme.

Sa valeur varie tout au long de l'année et même au cours de la journée. Elle s'annule quatre fois par an, vers la mi-avril, la mi-juin, le début septembre et Noël. Elle atteint son maximum vers la mi-février (de l'ordre de 14 min) et son minimum vers le début novembre (- 16 min environ). Lorsque l'équation du temps est positive, le soleil est en retard par rapport au temps moyen, et lorsque l'équation du temps est négative, le soleil est en avance par rapport au temps moyen. En outre l'équation elle-même évolue avec les années pour plusieurs raisons, et notamment en fonction de la variation de l'excentricité de l'orbite terrestre et de celle de la longitude du périhélie.

L'équation du temps peut se calculer, mais on en trouve des tables détaillées dans les éphémérides astronomiques.
Ainsi, le jour le plus court de l'année est bien le jour du solstice d'hiver (vers le 21 décembre) mais ce n'est pas le jour où le Soleil se couche le plus tôt dans l'année. Le Soleil se couche le plus tôt quelques jours avant le solstice, vers le 13 décembre.
Ce n'est pas non plus le jour où le Soleil se lève le plus tard dans l'année; le Soleil se lève le plus tard quelques jours après le solstice, vers le 3 janvier (en fait, l'importance de cet écart dépend également de la latitude).
De même pour le jour le plus long de l'année, au solstice d'été.

L'équation du temps sert à corriger l'heure donnée par les cadrans solaires. À cet effet, la courbe est souvent gravée sur les cadran. Certains cadrans peuvent même donner directement le temps moyen, soit parce que les droites horaires sont transformées en courbes corrigées de l'équation du temps, soit parce que le gnomon a reçu une forme tenant compte de cette correction. Dans les deux cas, il faut tenir compte de la période de l'année ou disposer de deux cadrans.

Il faut noter que dans de nombreux pays, l'équation du temps est calculée comme la différence entre le temps solaire vrai et le temps solaire moyen, ce qui est l'opposé de la définition utilisée en France. Pour lire l'heure sur un cadran solaire, il faut alors retrancher la valeur de l'équation du temps à l'heure indiquée par l'ombre du style, et non plus l'ajouter, comme on le fait habituellement en France.

Calcul de l'équation du temps

Étapes du calcul :

- Calcul de l'anomalie moyenne
$M=M_0+M_1(J-J_)\approx M_0+M_1 d\,$

avec $J_=2451545$ , $M_0=357,5291^o$ et $M_1=0,98560028^o/jour$ . J est le jour julien de la date considérée. En première approximation, on peut se contenter d'utiliser le numéro d du jour dans l'année (d=1 le premier janvier).

- Contribution de l'ellipticité de la trajectoire
$C=(2e-\frace^3)\sin(M)+\frace^2\sin(2M)+\frace^3\sin(3M)$

où $e=0,01671$ représente l'ellipticité de la trajectoire de la Terre autour du Soleil.
Application numérique :
$C=1,9148^o\sin(M)+0,0200^o\sin(2M)+0,0003^o\sin(3M)\,$

- Calcul de la longitude écliptique
$\lambda_s=280,47^o+M_1(J-J_)+C \approx 280,47^o+M_1 d+C \,$

- Contribution de l'obliquité de la Terre
$R=(-\frac\epsilon^2-\frac\epsilon^4-\frac\epsilon^6)\sin(2\lambda_s)
+(\frac\epsilon^4+\frac\epsilon^6)\sin(4\lambda_s)-\frac\epsilon^6\sin(6\lambda_s)$

où $\epsilon=23,45^o$ représente l'inclinaison de l'axe de la Terre par rapport au plan de l'écliptique.
Application numérique :
$R= -2,4680^o\sin(2\lambda_s) + 0,0530^o\sin(4\lambda_s) -0,0014^o\sin(6\lambda_s)\,$

- Valeur de l'équation du temps (en minutes)
$\Delta T = (C+R)\times 4$

Orbite
Catégorie:Mécanique célesteCatégorie:Astronautique

Cet article traite des orbites dans le sens de trajectoire. Pour les autres significations du mot, voir la page d'homonymie Orbite (homonymie)

En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que décrit dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous l'effet de la gravitation.

L'exemple classique est celui du système solaire où la Terre, les autres planètes, les astéroïdes et les comètes sont en orbite autour du Soleil, de même que les lunes sont en orbite autour des planètes.

De nos jours, beaucoup de satellites artificiels sont en orbite autour de la Terre.

Les trois lois de Kepler permettent de déterminer par le calcul le mouvement orbital.

Éléments orbitaux

lois de Kepler

Orbite elliptique

Une orbite elliptique peut se définir dans l'espace selon six paramètres permettant de calculer très précisément la trajectoire complète. Deux de ces paramètres (excentricité et demi-grand axe) définissent la trajectoire dans un plan, trois autres (inclinaison, longitude du nœud ascendant et argument du péricentre) définissent l'orientation du plan dans l'espace et le dernier (instant de passage au péricentre) définit la position de l'objet. Voici la description plus détaillée de ces paramètres :

- Demi-grand axe a : la moitié de la distance qui sépare le péricentre de l'apocentre (le plus grand diamètre de l'ellipse). Ce paramètre définit la taille absolue de l'orbite. Il n'a de sens en réalité que dans le cas d'une trajectoire elliptique ou circulaire (le demi-grand-axe est infini dans le cas d'une parabole ou d'une hyperbole)

- Excentricité e : une ellipse est le lieu des points dont la somme des distances à deux points fixes, les foyers (S sur le diagramme), est constante. L'excentricité mesure le décalage des foyers par rapport au centre de l'ellipse (C sur le diagramme); c'est le rapport de la distance centre-foyer au demi-grand-axe. Le type de trajectoire dépend de l'excentricité :

- e=0 : trajectoire circulaire

- 0<e<1 : trajectoire elliptique

- e=1 : trajectoire parabolique

- e>1 : trajectoire hyperbolique

Image:Orbite.png

Fig. 1 - Paramètres orbitaux

- Inclinaison i : l'inclinaison (entre 0 et 180 degrés) est l'angle que fait le plan orbital avec un plan de référence. Ce dernier étant en général le plan de l'écliptique dans le cas d'orbites planétaires (plan contenant la trajectoire de la Terre; en noir dans la figure 1). L'inclinaison est l'angle orange dans la figure 1.

- Longitude du nœud ascendant ☊ : il s'agit de l'angle entre la direction du point vernal et la ligne des nœuds, dans le plan de l'écliptique. La direction du point vernal (en noir dans la figure 1) est la droite contenant le Soleil et le point vernal (point de repère astronomique correspondant à la position du Soleil au moment de l'équinoxe du printemps). La ligne des nœuds (en vert dans la figure 1) est la droite à laquelle appartiennent les nœuds ascendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté nord de l'écliptique) et descendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté sud de l'écliptique).

- Argument du périhélie ω : il s'agit de l'angle formé par la ligne des nœuds et la direction du périhélie (la droite à laquelle appartiennent le Soleil et le périhélie de la trajectoire de l'objet), dans le plan orbital. Il est en bleu dans la figure 1. La longitude du périhélie est la somme de la longitude du nœud ascendant et de l'argument du périhélie.

- Instant τ de passage au périhélie : La position de l'objet sur son orbite à un instant donné est nécessaire pour pouvoir la prédire pour tout autre instant. Il y a deux façons de donner ce paramètre. La première consiste à spécifier l'instant du passage au périhélie. La seconde consiste à spécifier l'anomalie moyenne M (en rouge dans la figure 1) de l'objet pour un instant conventionnel (l'époque de l'orbite). Il faut noter que l'anomalie moyenne n'est pas un angle physique mais spécifie la fraction de l'orbite accomplie par l'objet depuis son dernier passage au périhélie, exprimée sous forme angulaire. Par exemple, si l'objet a parcouru le quart de son orbite, son anomalie moyenne est 0,25×360° = 90°. La longitude moyenne de l'objet est la somme de la longitude du périhélie et de l'anomalie moyenne.

Période

Lorsqu'on parle de la période d'un objet, il s'agit en général de sa période sidérale, mais il y a plusieurs périodes possibles :

- Période sidérale - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet devant une étoile distante. C'est la période « absolue » au sens newtonien du terme.

- Période anomalistique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son périastre. Selon que ce dernier précesse ou récesse, cette période sera plus courte ou longue que la sidérale.

- Période draconitique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son nœud ascendant ou descendant. Elle dépendra donc des précessions des deux plans impliqués (l'orbite de l'objet et le plan de référence, généralement l'écliptique).

- Période tropique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à l'ascension droite zéro. À cause de la précession des équinoxes, cette période est légèrement et systématiquement plus courte que la sidérale.

- Période synodique - Temps qui s'écoule entre deux moments où l'objet prend le même aspect (conjonction, quadrature, opposition, etc.). Par exemple, la période synodique de Mars est le temps séparant deux oppositions de Mars par rapport à la Terre; comme les deux planètes sont en mouvement, leurs vitesses angulaires relatives se soustraient, et la période synodique de Mars s'avère être 779,964 d (1,135 années martiennes).

Relations entre les anomalies et rayons

Dans ce qui suit, $e$ est l'excentricité, $T$ est l'anomalie vraie, $E$ est l'anomalie excentrique et $M$ est l'anomalie moyenne.

Le rayon $r$ de l'ellipse (mesuré depuis un foyer) est donné par :

$r = a(1 - e\cos(E)) = a\frac\,\!$

Les relations suivantes existent entre les anomalies :

$M = E - e\sin(E)\,\!$

$\cos(T) = \frac\,\!$

ou encore

$\tan(\frac) = \sqrt\tan(\frac)\,\!$

Une application fréquente consiste à trouver $E$ à partir de $M$ . Il suffit alors d'utiliser l'expression :

$E_ = \frac\,\!$

Si on utilise une valeur initiale $E_0 = \pi$ , la convergence est garantie, et est toujours très rapide (dix chiffres significatifs en quatre itérations).

Voir aussi

- Orbite d'attente

- Orbite de rebut

- Orbite de transfert

- Orbitographie

- Liste des articles relatifs à l'astronautique

als:Umlaufbahn

ja:軌道 (力学)

simple:Orbit

th:วงโคจร

Terre

La Terre ou planète bleue (en raison de l'importance des étendues d'eau) est la troisième planète du système solaire.

La Terre est la seule planète du système solaire dont le nom ne provient pas de la mythologie grecque ou romaine. C'est aussi le seul endroit connu de l'Univers à abriter la vie.

Selon l'hypothèse Gaïa de James Lovelock, la Terre est aussi appelée Gaïa.

Histoire
L'âge de la Terre est actuellement estimé à 4550 millions d'années, début de l'Hadéen (premier éon).

Les roches les plus anciennes connues ont un âge d'environ 4 milliards années ; rares sont celles dont l'âge dépasse 3 milliards années. Les plus anciens fossiles témoignent de l'existence d'organismes il y a 3,9 milliards d'années.

Les différentes périodes de l'histoire de la Terre sont résumées dans le tableau de l'échelle des temps géologiques.

Structure géologique
La Terre est constituée de plusieurs couches internes identifiables à peu près concentriques : la croûte terrestre, le manteau supérieur (qui forme, avec la croûte terrestre, la lithosphère), l'asthénosphère, le manteau inférieur, le noyau.

Voir l'article détaillé: structure interne de la Terre

Cette structure est connue au moyen de l'étude de la propagation des onde sismiques entre une source et différents points de la surface terrestre.

La vitesse d'une onde sismique change en effet assez brutalement au passage entre deux couches de composition différentes. Ces limites ont parfois reçu des noms particuliers, tels que la discontinuité de Mohorovicic ou la discontinuité de Gutenberg.

La constitution de la Terre s'explique par son mode de formation, par accrétion de météorites, qui a produit une stratification en phase fluide par masse volumique décroissante depuis les couches internes vers les couches externes.

Croûte terrestre
La surface de la Terre est très jeune. Pendant la période relativement courte de 500 millions d'années où l'érosion et les processus tectoniques ont détruit, puis recréé la plupart des couches superficielles de roches à la surface de la Terre, la presque totalité des traces de l'histoire géologique de sa surface (cratères d'impact, par exemple) ont disparu.

Croûte terrestre

Sa surface est divisée en plusieurs plaques tectoniques :

- la plaque Amérique du Nord - Amérique du Nord, Atlantique Nord-Ouest et Groenland

- la plaque Amérique du Sud - Amérique du Sud et Sud-Ouest de l'Atlantique

- la plaque Antarctique - Antarctique

- la plaque Eurasienne - Atlantique Nord-Est, l'Europe et l'Asie à l'exception d'Inde

- la plaque Africaine - Afrique, Sud-Est de l'Atlantique et l'ouest de l'Océan Indien

- la plaque Inde-australienne - Inde, Australie, Nouvelle Zélande et la plupart de l'Océan Indien

- la plaque de Nazca - Est de l'Océan Pacifique qui est adjacent à Amérique du Sud

- la plaque du Pacifique - la plupart de l'Océan Pacifique
Il existe également une vingtaine de plaques plus petites telles que l'Arabie, la plaque des Philippines.

Atmosphère
La Terre est entourée d'une enveloppe gazeuse qu'elle retient par attraction gravitationnelle : l'atmosphère.

Constitution
Cette enveloppe, dont la masse globale est de l'ordre de 510 kg (un millionième de la masse de la Terre), est contenue à 99 % dans les 30 premiers kilomètres (50 % dans les 5 premiers kilomètres).

La basse atmosphère (du niveau de la mer jusqu'à environ 45 km) est composée de gaz « permanents », gaz dont les proportions restent constantes, et de gaz de concentration variable avec l'altitude.

L'azote, l'oxygène et l'argon constituent, en volume, 99,997 % des gaz permanents (cf. tableau ci-dessus) ; le brassage vertical de l'air permet de conserver une répartition constante à tous les niveaux, même pour les gaz les plus légers tels que l'hélium ou l'hydrogène.

Les gaz à concentration variable sont essentiellement la vapeur d'eau H₂O, le dioxyde de carbone CO₂, le dioxyde de soufre SO₂ et l'ozone O_{3_{.

Les particules liquides, solides, liquides ou mixtes en suspension dans l'atmosphère constituent l'aérosol atmosphérique.

Ces particules jouent un rôle primordial dans les phénomènes de condensation (nuages) et de formation de cristaux de glace, ainsi qu'à différents processus physico-chimiques dans l'atmosphère.
Leur concentration varie de plusieurs puissances de 10 en fonction du lieu et du temps ; en concentration élevée, elles constituent un facteur de pollution.
Les particules se classent en :

- particules d'Aitken : 1 nm < d < 0,1 µm

- grosses particules : 0,1 µm < d < 5 µm

- particules géantes : 5 µm < d < 50 µm environ

L'atmosphère atténue de façon importante le rayonnement solaire reçu au sol ; suivant l'importance de la couverture nuageuse, le sol reçoit de 68 % jusqu'à 28 % (ou moins) du rayonnement solaire parvenant sur Terre.

Structure de l'atmosphère
La composition chimique de l'atmosphère, sa température, ou les phénomènes qui y sont observés présente des discontinuités marquées lorsque l'altitude augmente. Ces discontinuités correspondent à des couches homogènes dont les propriétés évoluent de façon continue ; ce sont (par altitude croissante) :

- la troposphère

- la stratosphère

- la mésosphère

- la thermosphère

- l'exosphère

Les limites de ces couches (d'altitude variable) ont reçu des désignations particulières : tropopause, stratopause, mésopause et thermopause.

Satellites
La Terre possède un satellite naturel, la Lune, et de nombreux satellites artificiels. On lui associe aussi l'astéroïde 3753 Cruithne et d'autres astéroïdes géocroiseurs.

L'interaction entre la Terre et la Lune ralentit la rotation de la Terre de 2 millisecondes par siècle. Nous pensons qu'il y a approximativement 900 millions d'années il y avait 481 jours de 18 heures par an.

Les marées sont provoquées par la Lune et le Soleil.

Voir aussi

- Cycle biogéochimique

- Écologie

- Liste des pays du monde

- Liste des pays du monde par continent

- Sciences de l'Univers : Astronomie

- Sciences de la Terre : Cartographie | Géodésie | Géophysique

- Structure interne du globe terrestre

- Monde

Liens externes

- [http://www.astrofiles.net/article6.html Astrofiles : Terre]

- [http://www.populationdata.net PopulationData.net - Informations, cartes et statistiques sur la Terre]

- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=terre Le Système Solaire - La Terre]

catégorie:géographie

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ms:Bumi

ja:地球

simple:Earth

th:โลก

Inclinaison de l'axe
L’inclinaison de l’axe est une grandeur qui mesure l’angle entre l’axe de rotation d’une planète (ou d’un satellite naturel d’une planète) et son plan orbital.

Dans le système solaire, les planètes ont des orbites qui se situent toutes à peu près dans le même plan. Celui de la Terre est appelé l’écliptique. Une exception notable concerne cependant Pluton, dont l’orbite inclinée de 17° 2' par rapport à l’orbite terrestre fait qu’elle n’appartient pas vraiment à ce plan commun.

Chaque planète tourne autour de son axe de rotation, ce qui entraîne la succession des jours locaux à chaque planète. Comme rien n’est simple, cet axe fait un angle particulier avec le plan orbital de la planète. Dans le cas de la Terre, cet angle est d’environ 23,45°, ou 23° 27'.

C’est cet angle qui entraîne la succession des saisons. En été, la partie nord du globe terrestre voit le Soleil plus haut à midi dans le ciel que la partie sud, et c’est l’été dans le nord. Car comme les rayons solaires arrivent sur Terre avec un angle plus proche de 90°, une même unité de surface reçoit plus de rayons lumineux qu’à midi dans le sud à la même époque. Du fait de cette inclinaison, le Soleil se lève plus tôt, se couche plus tard, et les jours sont plus longs. Les rayons dans le sud sont beaucoup plus inclinés et arrosent une plus grande surface, donc ils distribuent moins de chaleur par unité de surface et c’est l’hiver. Le Soleil paraît aussi plus bas sur l’horizon et les jours sont plus courts, le soleil se lève plus tard et se couche plus tôt. Ces effets sont d’autant plus prononcés que la latitude de l’observateur est grande. À l’équateur l’effet est strictement nul, et la durée du jour et de la nuit ne varie pas (même si la position du Soleil dans le ciel varie). Aux pôles, l’effet est extrême, si bien que le jour et la nuit y durent six mois chacun.

D’un point de vue astronomique, on peut noter quatre points particuliers sur la trajectoire d’une planète en fonction de son inclinaison.
Lorsque l’inclinaison est maximale et le côté nord de l’axe de la Terre penche vers le Soleil, c’est le solstice d’été, le jour le plus long pour l’hémisphère Nord. Le Soleil à midi est au zénith du tropique<}}}}