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Catégorie:SoleilCatégorie:Système solaire
Catégorie:étoile
Cette catégorie contient les articles en relation avec le Soleil, étoile du système solaire.
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Catégorie:Système solairecatégorie:Objet céleste
Notre système solaire est constitué du Soleil et de tous les corps qui l'orbitent.
als:Kategorie:Sonnensystem
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Étoile ko:항성 ms:Bintang ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์
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En astronomie, une étoile est un astre semblable au Soleil qui puise son énergie grace à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant — généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique —, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Ceci vient du fait que toutes les autres étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil. L'étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil.
Système Solaire
Une étoile typique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 10 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10 watts.
Les étoiles se forment suite à la contraction et l'échauffement d'un nuage de gaz sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement est suffisant, il peut démarrer des réactions nucléaires au cœur du nuage. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée.
Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 et 10, ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques centimètres cube d'air. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observable en plein jour (sauf Sirius dans d'excellentes conditions d'observation et quelques supernovae historiques). Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation.
Les constellations
En observant le ciel nocturne, l'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.
Les étoiles d'une constellation n'ont a priori rien de commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.
Caractéristiques principales d'une étoile
Masse
Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.
Diamètre
Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier !
Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).
Température et couleur
La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures.
La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.
Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte.
Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, téléobjectif, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont orange (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse.
On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l'indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l'étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.
Vitesse de rotation
Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes plus ou moins vite. Cela dépend de leur âge (freinage au cours du temps) mais aussi de l'état initial du nuage protostellaire ; enfin, cela dépend de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. On n'accède pas directement à la vitesse de rotation mais à sa projection sur la ligne de visée : le fameux v.sini.
Une étoile n'étant pas solide, elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.
Spectre
Le spectre d'une source lumineuse et donc d'une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd'hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l'énergie lumineuse venant de l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d'abondances chimiques des couches externes de l'étoile.
Champ magnétique
Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.
Structure d'une étoile
Une étoile est structurée en différentes zones, décrites ci-après à partir du centre.
Le cœur
C'est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le cœur est la zone la plus chaude qui dans le cas du Soleil atteint la température de 15,7 millions de kelvins.
La zone radiative
L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, la zone radiative met près d'un million d'années à sortir le rayonnement produit dans les parties centrales.
La zone convective
Au contraire de la zone précédente, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme c'est le cas pour Bételgeuse.
C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible.
Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes.
La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.
C'est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.
Évolution
→ Voir article de fond : évolution des étoiles.
L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d'existence, et conditionne sa fin. L'évolution d'une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernovae ou une nébuleuse planétaire.
Formation
Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation.
Voir article de fond : formation stellaire.
La séquence principale
Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement et essentiellement constitué d'hydrogène et d'hélium, va progressivement se transformer en hélium. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) :
:2(1H + 1H → 2D + e- + νe) (4,0 MeV + 1,0 MeV)
:2(1H + 2D → 3He + γ) (5,5 MeV)
:3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV)
La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. D'autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d'énergie.
Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.
La fin d'une étoile
Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l'étoile) d'un trou noir.
Les types d'étoiles
On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.
Naines brunes : des étoiles ratées
Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.
Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.
Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche.
Le Soleil est une naine jaune typique.
La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène.
Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors.
Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent.
Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.
Géantes bleues et supergéantes rouges
Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène.
Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge.
L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface après leur naissance est extrêmement élevée. Au cours du temps elles se refroidissent par perte de rayonnement pour finir comme astres froid et invisibles. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur.
Les progéniteurs des naines blanches sont des étoiles dites de masses intermédiaires, c'est à dire entre ~1 et ~8 masses solaire.
Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré et sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 fois celle du Soleil : c'est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d'une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est complètement détruite. Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.
Naines noires
Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.
L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.
Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.
Étoiles à neutrons et trous noirs
Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires.
Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons . Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.
Le moment cinétique de l'étoile étant conservé lors de l'effondrement du cœur, l'étoile à neutron possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d'une étoile à neutron et que la ligne de visée est perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile, celui-çi verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s'appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovae, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l'explosion d'une étoile massive en 1054, supernova observé par les astronomes chinois. Sa découverte fut faite par les radioastronomes.
Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former un trou noir.
Les systèmes stellaires
Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu'un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d'étoiles, l'ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre un loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d'étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l'étude des amas de la Galaxie.
Les systèmes binaires
Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement
et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire.
Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.
L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.
Les amas
Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s'en servir pour déterminer l'âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie.
On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d'étoiles.
Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Les AG sont de forme sphérique d'où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu'on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d'années.
Les associations
Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.
Les galaxies
Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.
Les systèmes planétaires
Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d'elles. Ainsi, le Système solaire est composé d'une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes.
Récemment, des planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu'ici unique.
Voir aussi
Liens internes
- Liste des étoiles les plus brillantes
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 Green Card LotteryThe Diversity Immigrant Visa program is a United States congressionally mandated lottery program for receiving a Green Card. It is administered on an annual basis by the Department of State and conducted under the terms of Section 203(c) of the Immigration and Nationality Act (INA). Section 131 of the Immigration Act of 1990 (Pub. L. 101-649) amended INA 203 to provide for a new class of immigrants known as "diversity immigrants" (DV immigrants). The Act makes available 50,000 permanent resident visas annually to persons from countries with low rates of immigration to the United States.
Those born in any territory that has sent more than 50,000 immigrants to the US in the previous 5 years are ineligible to receive a diversity visa. For the 2006 program natives of the following territories are ineligible: Canada, China (mainland born), Colombia, Dominican Republic, El Salvador, Haiti, India, Jamaica, Mexico, Pakistan, Philippines, Russia, South Korea, United Kingdom (except Northern Ireland) and its dependent territories, and Vietnam [http://travel.state.gov/visa/immigrants/types/types_1318.html]. In addition to the countries listed here Poland is also not eligible for DV-2007. This is the only new country added to the non-eligible country list for DV-2007. (Natives of Poland were eligible for DV-2006).
Please note that the entry period for DV-2007 is October 5, 2005 through December 4, 2005.
The ineligible countries may change from year to year; for example, in the DV-2002 program, Poland and Taiwan were removed from the ineligible list and Pakistan was added. Similarly, Russia was added to the ineligible list in the DV-2005 program. The term 50,000 "immigrants" is partial and refers only to people who immigrated via the family-sponsored, employment, or immediate relatives of U.S. citizen categories, and does not include other categories such as refugees, asylees, NACARA beneficiaries, or previous diversity immigrants. It is for this reason that Cuba and Ukraine are not on the ineligible list despite sending over 50,000 immigrants in the previous five years.
The visas are distributed on a regional and national basis, with each regions sending less immigrants to the US in the previous 5 years receiving more diversity visas.
In order to allow for those who do not pursue immigrant visas, more 'winners' are selected in the lottery than there are visas available. Hence being selected from the lottery does not guarantee an immigrant visa to the US.
External link
- U.S. Department of State webpage explaining the [http://travel.state.gov/visa/immigrants_types_diversity3.html DV-2007 program]
- [http://www.dvlottery.state.gov/ Electronic Diversity Visa Lottery]
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Heveadorp
Heveadorp is een woonkern in de gemeente Renkum.
Geschiedenis
Dit dorp is gesticht als woonkern voor de werknemers van de Heveafabriek. Hevea is de Latijnse naam voor de rubberboom (Hevea brasiliensis). Deze fabriek maakten rubberen producten maakten, zoals banden, laarzen en condooms.
De fabriek werd in
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Helvoirt
Helvoirt is een pittoresk dorp en onderdeel van de gemeente Haaren. Samen met Haaren, Esch en Biezenmortel maakt het deel uit van de gemeente Haaren NB. Het is gelegen in het landelijk gebied van de Meierij van 's-Hertogenbosch. Topografisch gezien ligt Helvoirt centraal tussen de steden Tilburg en 's-Hertogenbosch. In kleiner verband ligt het tussen de middelgrote plaatsen
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Lijst van wie wat in bezit heeft
Een groot gedeelte van de het bezit in de wereld is geconcentreerd in de handen van een klein aantal grote ondernemingen. Deze pagina is een index voor lijsten van bezittingen van grote ondernemingen.
Investeringsmaatschappijen
- Lijst van bezittingen van Vivendi
- Lijst van bezittingen van Vulcan Northwest
Media
- moslims in West-Europa. Verdeeld over de landen gaat het om de volgende aantallen:
In Frankrijk beloopt het aantal moslims circa 10% van de totale bevolking.
Zie ook
- Islam in Nederland
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Bron: De islam in Notendop, Dick Douwes, ISBN 9044601032
categorie:islam
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Geestelijke
Met de geestelijkheid worden de personen bedoeld die voor een godsdienstinstelling werken zoals een dominee, ayatollah, pastoor, imam, bisschop, kloosterlingen enz.
De katholieke geestelijkheid wordt ook wel clerus genoemd.
De geestelijkheid had in de
Alfkalven of inglijden is het in elkaar zakken of inglijden van oevers van waterlopen.
De plek waar het gebeurt, wordt afkalving of inglijding genoemd.
Afkalven vind in 2 richtingen plaats,
# de stromingsrichting van het water en de dijk of oever liggen parallel
# de stromingsrichting van het water en de dijk of oever staan haaks op elkaar
Het eerste geval vind plaats bij het afkalven van
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Afkalving
Alfkalven of inglijden is het in elkaar zakken of inglijden van oevers van waterlopen.
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Het eerste geval vind plaats bij het afkalven van
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Inglijden
Alfkalven of inglijden is het in elkaar zakken of inglijden van oevers van waterlopen.
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Inglijding
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Tokkies
De Tokkies is de naam waaronder de Amsterdamse familie Ruijmgaart-Tokkie vanaf 2003 landelijk bekend werd. De bijnaam is een toespeling op reality-soaps als The Osbournes en De Bauers.
Burenruzie
Hanna Tokkie en haar ex-man, de rioleringswerker Gerrie Ruijmgaart, woonden met drie van hun vijf kinderen in de Burgemeester van Leeuwenlaan in Amsterdam toen een uit
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