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Comète

Comète

Catégorie:Comète Catégorie:Système solaire Les homonymes sont traités en fin d'article. ---- En astronomie, une comète est un petit astre brillant du Système solaire, dont l'orbite a généralement la forme d'une ellipse très allongée, et souvent accompagné d'une longue traînée lumineuse due à l'interaction entre la comète à vitesse élevée au voisinage du Soleil et le vent solaire. vent solaire] Le mot comète vient du grec κομήτης « kometes » qui signifie chevelu.

Histoire

Une comète est à l'origine un halo lumineux qui apparaissait épisodiquement dans le ciel, et qui était interprété, selon son aspect et la période historique, comme un signe de bon ou mauvais augure. L'étude scientifique des comètes au a révélé leur vraie nature.

Dénombrement

Les connaissances sur les anciennes comètes proviennent principalement des annales chinoises remontant à 23 siècles avant l'ère chrétienne, et de documents d'archives japonaises et coréennes. En ajoutant les comètes apparues par la suite, le nombre de comètes périodiques est de l'ordre de 2000. L'une des comètes les plus célèbres est la comète de Halley, qui réapparaît tous les 75 ou 76 ans. Autres comètes célèbres :
- comète Hale-Bopp (C/1995 O1)
- comète Hyakutake (C/1995 Y1)
- comète Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2)
- comète 109P/Swift-Tuttle
- comète 55P/Tempel-Tuttle
- comète 19P/Borrelly, visitée par la sonde Deep Space 1 Moins célèbres:
- comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, sera visité par la sonde Rosetta
- comète 81P/Wild 2

Description

La masse des comètes est estimée entre 10¹¹ kg et 10¹⁷ kg. Une comète se compose de trois parties, le noyau, la chevelure et la queue. Le noyau et la chevelure constituent la tête de la comète. Lors du dernier passage de la comète de Halley en 1986, 6 sondes spatiales (ICE, Véga-1, Véga-2, Sakigake, Suisei et Giotto) ont frôlé la comète et enregistré des données et des images précieuses pour notre connaissance des comètes.

Le noyau

L'hypothèse de constitution du noyau la plus communément admise est qu'il serait un corps solide constitué de glaces et de matière météoritique agglomérées. Ces glaces se subliment sous l'action du vent solaire et donnent naissance aux gaz constituant le reste de la comète. Le diamètre de ce noyau est estimé entre quelques centaines de mètres et quelques kilomètres. La plus grande dimension du noyau de la comète de Halley, de forme oblongue, est d'environ 15 km ; le volume de son noyau a été estimé à 500 km³, pour une masse de 10¹⁴ kg, ce qui correspond à une masse volumique moyenne de 200 kg/m³.

La chevelure

La chevelure est constituée des gaz, des poussières et des petits rocheux issus du noyau de la comète. La brillance de la chevelure décroît approximativement en raison inverse de la distance angulaire au noyau. Son diamètre est généralement compris entre 50 000 et 250 000 km, avec des limites extrêmes de 15 000 et 1 800 000 km. La chevelure s'identifie fréquemment avec la tête de la comète, étant donné le faible diamètre relatif du noyau. Les analyses du gaz de la chevelure de la comète de Halley indiquent que celui-ci contient 80 % d'eau, 10 % de monoxyde de carbone, 3 % de dioxyde de carbone, 2 % de méthane, moins de 1,5 % d'ammoniac et 0,1 % d'acide cyanhydrique.

Les queues

Une comète importante possède au moins deux queues :
- une queue constituée de plasma, rectiligne et se maintenant à l'opposé du Soleil (comme une ombre) ;
- une queue plus large constituée de poussières poussées par le vent solaire, et incurvée dans le plan de l'orbite. Leurs dimensions sont considérables : des longueurs de 30 à 80 millions de kilomètres sont relativement fréquentes. Pour certaines comètes, il a été observé une queue plus courte, et dirigée vers le Soleil, dite queue anomale ou « antiqueue », et constituée de poussières.

Orbites

Moins de la moitié des comètes répertoriées ont une orbite elliptique, et tournent autour du soleil : ce sont les comètes périodiques. Les comètes sont dites conventionnellement à courte période quand leur période est inférieure à 200 ans. Elles seraient originaires de la ceinture de Kuiper. Les comètes dont la période est supérieure à 200 ans sont supposées provenir du nuage d'Oort.

Paramètres de quelques comètes

Voici quelques-uns des paramètres de quelques comètes connues. Il s'agit uniquement des paramètres concernant l'étude dans un plan.

autre acception

Le test comète (en anglais, « comet assay ») est une technique couramment utilisée en toxicologie génétique. Ce test permet d'évaluer le pouvoir génotoxique de molécules chimiques. Plus d'informations : http://www.gazettelabo.fr/cgi-bin/glob-search-frames.cgi?L=FR&K=com%E8tes&Z=1

Voir aussi

Liens internes

- Catalogue Messier
- Objet mineur

Liens externes

- http://comete-club.chez.tiscali.fr/ Un site amateur dédidé aux comètes ja:彗星 ko:혜성 ms:Komet simple:Comet th:ดาวหาง

Catégorie:Comète

Catégorie:Objet mineur ja:Category:彗星 ko:분류:혜성

Catégorie:Système solaire

catégorie:Objet céleste Notre système solaire est constitué du Soleil et de tous les corps qui l'orbitent. als:Kategorie:Sonnensystem ja:Category:太陽系 ko:분류:태양계 th:Category:ระบบสุริยะ

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

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

Orbite

Catégorie:Mécanique céleste Catégorie: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

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

Vent solaire

Le vent solaire est un flux de plasma constitué essentiellement de protons et des électrons qui sont éjectés de la haute atmosphère des étoiles. Dans le système solaire, la composition de ce plasma est identique à celle de la couronne solaire : 73 % d'hydrogène et 25 % d'hélium. Le Soleil perd environ 800 kg de matière par seconde sous forme de vent solaire. À proximité de la Terre la vitesse du vent solaire varie de 200 à 900 km/s (de 720 000 à 3 200 000 km/h), la moyenne étant de 450 km/s (1 600 000 km/h). Comme le vent solaire est un plasma, donc électriquement chargé, il subit l'influence du champ magnétique du Soleil et de la Terre. À une distance approximative de 160 000 000 km, à cause de la rotation du Soleil, le vent solaire spirale autour de celui-ci, étant entraîné par les lignes de son champ magnétique. Mais au-delà de cette distance, le vent solaire s'éloigne en subissant peu d'influences de la part du Soleil, le champ magnétique devenant trop faible. Les rafales de vent solaire particulièrement énergétiques provoquées par des éruptions solaires et d'autres phénomènes sont appelées tempêtes solaires. Celles-ci peuvent soumettre les sondes spatiales et les satellites à de grandes doses de radiations et peuvent aussi perturber fortement la transmission des signaux électromagnétiques comme ceux de la radio et de la télévision. Les particules du vent solaire piégées dans le champ magnétique terrestre ont tendance à s'accumuler dans la ceinture de Van Allen et provoquent les aurores polaires lorsqu'elles pénètrent dans l'atmosphère terrestre à proximité des pôles. La magnétosphère s'oppose au vent solaire comme le fait une culée de pont vis-à-vis du courant de la rivière. D'autres planètes possédant un champ magnétique ont aussi leur propre aurore ; Neptune en est un exemple. La pression du vent solaire crée une « bulle » dans le milieu interstellaire. La limite à laquelle le vent solaire n'est plus capable de repousser le milieu interstellaire est appelé héliopause et est souvent considérée comme la « frontière » du système solaire. La distance de l'héliopause n'est pas connue avec précision et probablement varie considérablement avec la vitesse courante du vent solaire et la densité locale du milieu interstellaire, mais on sait qu'elle se situe beaucoup plus loin que l'orbite de Pluton. Une tentative de recueil de poussières issue du vent solaire a été tentée par le lancement d'une sonde (mission Genesis) mais la récupération des échantillons s'avère délicate suite au crash sur terre de la capsule les contenant. Pour "écouter" le vent solaire, cliquez [http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/voyager-sound.html ici]. Catégorie:Soleil ja:太陽風 ms:Angin suria th:ลมสุริยะ

Comète de Halley

Halley Halley Halley La comète de Halley (1P/Halley) est la plus connue de toutes les comètes. En 1705, Edmund Halley publia un livre avançant que la comète qui était apparue dans le ciel en 1531, 1607 et 1682 était chaque fois la même. Expliquant que la comète voyage sur une orbite elliptique, elle prend 76 ans pour faire une révolution complète autour du Soleil. Il a même prédit qu'elle reviendrait en 1758. Ses calculs s'avérèrent justes lorsque la glorieuse se pointa dans le ciel l'année prévue. Ce fut assez pour rendre Halley célèbre. On peut reculer dans le temps et présumer le moment où la comète de Halley aurait dû théoriquement se pointer dans le ciel. Selon les apparitions des comètes notées par les anciens, on peut noter que le passage d'Halley dans le ciel fut observé par des hommes en 240 av. J.-C. La comète de Halley ne passa pas inaperçue en l'an 1066. Elle fut observée par l'armée de Guillaume le Conquérant et on la retrouve sur la célèbre Tapisserie de Bayeux, qui illustre l'invasion de l'Angleterre par les Normands. On en connaît beaucoup plus sur la comète Halley depuis que la sonde Giotto en a sondé le cœur. Lancée en 1986, la sonde avait pour mission d'aller photographier le noyau de la comète; on voit le résultat dans la photo ci-contre. Giotto s'est approché à 600 km du noyau d'une dimension de 15 × 8 km; ce fut une première dans l'histoire de l'astronomie. Les photos de la sonde Giotto sont des données précieuses permettant de mieux comprendre la constitution des comètes et le mécanisme de sublimation (passage de l'état solide à gazeux) à l'approche du Soleil. La dernière visite d'Halley remonte à 1986 et l'on ne la reverra pas avant 2062. On peut observer d'énormes geysers de gaz s'échappant du noyau de la comète de Halley.

Liens externes

- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/giotto.html The Giotto mission]
- [http://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/shadow/solar_system_level2/comet_halley.html Halley's Comet] ja:ハレー彗星 simple:Comet Halley

Comète Hale-Bopp

La comète Hale-Bopp (C/1995 O1) fut découverte le 23 juillet 1995, par deux astronomes amateurs américains, Alan Hale au Nouveau-Mexique et Thomas Bopp en Arizona, à quelques minutes l'un de l'autre.
- L'observation à l'œil nu de la comète Hale-Bopp a pu être faite du 17 mai 1996 au 2 novembre 1997. Ce qui en fait la comète visible sans instrument pendant la plus longue période!

Lien externe

- [http://www.astro.ulg.ac.be/~demoulin/data.htm hale-bopp] Hale-Bopp ja:ヘール・ボップ彗星

Comète Hyakutake

ja:百武彗星 Hyakutake Hyakutake Hyakutake (nom officiel: C/1996 B2) est une comète non périodique, qui fut visible à l'œil nu en 1996.

Histoire

Elle fut découverte le 30 janvier 1996 par un astronome amateur, Yuji Hyakutake, en utilisant une paire de jumelles 25x150. Elle était au plus proche de la Terre à (environ 0,109 ua) en mars 1996, date à laquelle elle était visible à l'œil nu dans l'hémisphère nord. Elle atteignit son périhélie le 1 mai 1996. La sonde spatiale Ulysses réalisa un passage imprévu au travers de la queue de la comète en mai 1996. Selon les informations retransmises par la sonde, la queue de la comète est longue d'au moins 500 Gm. Les observations terrestres permirent de découvrir la présence d'éthane et de méthane dans la comète; c'est la première fois que ces gaz ont été observés dans une comète.

Comète Shoemaker-Levy 9

La comète Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2) est nommée ainsi car c'est la neuvième comète découverte par Carolyn, Eugene Shoemaker et David Levy. Elle fut observée pour la première fois sur une photographie prise la nuit du 24 mars 1993, avec un télescope de 0,4 mètre, à l'observatoire du Mont Palomar en Californie. Elle fut peu après observée par d'autres astronomes. Sous l'effet de la force gravitationnelle de la planète gazeuse géante Jupiter, la comète s'est fragmentée en une vingtaine de morceaux probablement suite à une rencontre proche en juillet 1992. 1992 Durant la période du 16 juillet au 22 juillet 1994, plus de 20 fragments de la comète entrèrent en collision avec l'hémisphère sud de Jupiter, fournissant la première observation directe d'une collision de deux objets du système solaire. L'événement, qui constitue une première dans l'histoire de l'astronomie, a été entièrement suivi par les astronomes du monde entier et enregistré depuis l'espace grâce au télescope spatial Hubble ainsi que la sonde Galileo. Shoemaker-Levy 9 Catégorie:Jupiter ja:シューメーカー・レヴィ第9彗星

Deep Space 1

Deep Space 1 est une sonde spatiale contruite par la NASA qui fut lancée le 24 octobre 1998. Le but principal de la mission était de tester douze nouvelles technologies, dont un moteur ionique permettant la diminution des coûts et des risques pour les missions ultérieures. Deep Space 1 a survolé les environs de l'astéroïde (9969) Braille et de la comète Borrelly. La mission s'est terminée le 18 décembre 2001.

Voir ausi

Liens externes

- [http://nmp.jpl.nasa.gov/ds1/ Deep Space 1 website at the Jet Propulsion Laboratory]
- [http://www.astronautix.com The Encyclopedia Astronautica] Catégorie:Sondes spatiales

Comète Churyumov-Gerasimenko

Catégorie:Comète 67P/Churyumov-Gerasimenko est une comète périodique. C'est la destination que la sonde Rosetta de l'Agence spatiale européenne, lancé le 2 mars 2004, devrait atteindre en 2014.

Découverte

Cette comète a été découverte par Klim Ivanovic Churyumov alors qu'il examinait une plaque photographique de la comète 32P/Comas Solá prise le 11 septembre 1969 par Svetlana Ivanovna Gerasimenko à l'institut d'astrophysique d'Alma-Ata. Il trouva un objet cométaire près des bords de la plaque et supposa qu'il s'agissait de Comas Solá. À son retour à Kiev, les plaques furent minutieusement inspectées et le 22 octobre, on découvrit que l'objet ne pouvait être la comète en question car sa position différait de plus de 1,8° de la position attendue. Un examen plus attentif révéla une faible image de Comas Solá à sa bonne position ce qui prouva que l'objet identifié par Churyumov était une comète nouvellement découverte.

Trajectoire orbitale

L'orbite de 67P/Churyumov-Gerasimenko possède une histoire assez intéressante. lorsque qu'une comète s'approche de Jupiter ou de Saturne, son orbite est souvent modifiée. Pour cette comète, on a pu calculer qu'avant 1840, il était complètement impossible de l'observer, sa distance au périhélie étant situé à environ 4,0 UA. À cette époque, la gravitation exercée par Jupiter, modifia son orbite et sa distance au périhélie devint 3,0 UA. Plus tard, en 1959, une autre approche avec Jupiter modifia à nouveau son orbite, la distance au périhélie devenant la valeur actuelle, soit 1,28 UA.

Wild 2 (comète)

Catégorie:Comète Catégorie:Comète 81P/Wild 2 est le nom d'une comète. Celle-ci a la particularité d'être une des rares comètes a avoir été approchées par une sonde spatiale à fins d'analyse. Elle a été étudiée par la sonde spatiale Stardust début 2004. ja:ヴィルト第2彗星

Comète de Halley

Liens externes

Sublimation

Sublimation peut signifier :
- En physique, la sublimation est le passage d'un corps de l'état solide à l'état gazeux, ou l'inverse, sans passer par l'état liquide. Cette transformation se fait donc sans passer par une étape de fusion (de solide en liquide), ni une étape d'évaporation (de liquide en gaz).
- En psychologie ou en psychanalyse, la sublimation est la transposition d'une pulsion en un sentiment supérieur. ja:昇華

Vent solaire

Eau

L'eau (que l'on peut aussi appeler oxyde de dihydrogène, hydroxide d'hydrogène ou acide hydroxique) est un composé chimique simple. Sa formule chimique est H₂O, c'est-à-dire que chaque molécule d'eau se compose d'un atome d'oxygène entre deux atomes d'hydrogène. L'eau lourde est un composé formé d'un atome d'oxygène et de deux atomes de deutérium, qui est un isotope de l'hydrogène (oxyde de deutérium, D₂O). À pression ambiante, l'eau est gazeuse au-dessus de 100 °C, solide en dessous de 0 °C, et liquide dans les conditions ambiantes de température et de pression. C'est là une particularité essentielle : les autres composés proches ou apparentés, (sulfure d'hydrogène, ammoniac, et méthane par exemple), sont tous gazeux à des températures bien plus basses. L'eau se trouve presque partout sur la Terre et est un composé essentiel pour tous les organismes vivants connus. Ainsi, et par construction des êtres vivants, l'eau est pour eux (sauf exception très notable) incolore, insipide, inodore, etc. Près de 70 % de la surface de la Terre est recouverte d'eau, essentiellement sous forme d'océans. Une étendue d'eau peut être un océan, une mer, un lac, un étang, un fleuve, une rivière, un ruisseau, un canal (voir Les ressources en eau sur Terre pour plus de détails). La circulation de l'eau au sein des différents compartiments terrestres est décrite par son cycle biogéochimique.

Étymologie

Du latin aqua ([http://hera.crdp.ac-aix-marseille.fr/journal/mediter1/etymol.htm plus de détails...]).

Origine de l'eau

Articles détaillés : Origine de l'eau sur la Terre et Origine de la molécule d'eau. Selon la conception actuelle,
- L'hydrogène est produit très tôt dans l'histoire de l'univers, c'est le premier atome formé (Cf. big bang)
- L'oxygène est le produit un peu plus tardif de réaction de fusion thermonucléaire au sein de certaines étoiles.
- Ces deux atomes se combinent assez facilement pour former l'eau.
- Lorsque la terre s'est formée, l'eau était une des molécules présente en quantité importante (comme dans les météorites)

Physique de l'eau

météorite L'état solide de l'eau est la glace ; l'état gazeux est la vapeur (d'eau). L'état de l'eau dépend des conditions de pression P et de température T. Il existe une situation unique (P,T) dans laquelle l'eau coexiste sous les trois formes solide, liquide, et gazeux ; cette situation est appelée « point triple de l'eau », elle a lieu lorsque
- la température vaut 273,16 K (0,01 °C) et
- la pression 611,2 Pa. Les unités de température (anciennement les degrés Celsius, maintenant les kelvins) sont définis grâce à ce point triple de l'eau. La vélocité du son dans l'eau est de 1 500 m/s dans les conditions ambiantes de température et de pression. La masse de 1 cm³ d'eau à la température de 4 °C est sensiblement de 1 g. Par approximation, on prend pour masse volumique de l'eau dans les conditions normales la valeur de 1 000 kg/m³, une tonne par mètre cube soit un kilogramme par litre. La chaleur massique de l'eau est de 4186 J/(kg·K) dans les conditions ambiantes de température et de pression. L'eau était utilisée comme étalon de chaleur dans d'anciens systèmes d'unité : la calorie (et la frigorie) quantifiait la chaleur à apporter (resp. soustraire) pour augmenter (resp. réduire) d'un degré Celsius la température d'un gramme d'eau : soit 4,185 joules. Les chimistes se réfèrent parfois en blaguant à l'eau avec un nom savant (et justifié) comme du monoxyde de dihydrogène dans des parodies de recherche scientifique sérieuse qui présentent ce produit comme mortellement dangereux et à bannir. Tableau 1:

Chimie de l'eau

La nature dipolaire de l'eau

parodie Une propriété très importante de l'eau est sa nature polaire. La molécule d'eau forme un angle au niveau de l'atome d'oxygène entre les deux atomes d'hydrogène. Puisque l'oxygène a une électronégativité plus forte que l'hydrogène, le côté de la molécule d'eau où se trouve l'atome d'oxygène est chargé négativement, par comparaison avec le côté hydrogène. Une molécule avec une telle différence de charge est appelée un dipôle (molécule polaire). Cette différence de charge fait que les molécules d'eau s'attirent les unes les autres, le côté positif de l'une attirant le côté négatif d'une autre. Un tel lien électrique entre deux molécules s'appelle un pont hydrogène ou liaison hydrogène. Cette force d'attraction, relativement faible par rapport aux liaisons chimiques covalentes de la molécule elle-même, est à la source de propriétés comme un point d'ébullition élevé (quantité d'énergie calorifique nécessaire pour briser les ponts hydrogènes), ainsi qu'une chaleur spécifique élevée. Du fait des ponts hydrogènes également, la densité de l'eau liquide est supérieure à la densité de la glace (état où l'eau est cristallisée). De ce fait, en hiver la glace qui se forme à la surface d'un étang y reste et protège du gel l'eau située plus bas, ce qui permet aux poissons et autres êtres vivants d'y survivre. L'eau atteint sa plus haute densité à la température de 4 °C, qui est ainsi la température qu'on trouve typiquement au fond d'un étang gelé. Un autre conséquence est que la glace fond quand suffisamment de pression lui est appliquée.

Équilibre acide/base

L'eau se dissocie naturellement en ion oxonium (ou hydronium) H₃O⁺ et ion hydroxyde OH^- :2H₂O = H₃O⁺ + OH^-. Du fait de l'équilibre, à une température donnée, le produit entre des concentrations de ces ions, ou « produit de dissociation », est constant : à 25 °C, il vaut :[H₃O⁺].[OH^-] = 10^-14 uSI Les ions oxonium et hydroxyde sont très réactifs, ils peuvent attaquer d'autres matériaux, les dissoudre. On définit l'acidité grâce à la concentration en ion oxonium, par le pH :pH = -log₁₀[H₃O⁺] À 25 °C, le pH de l'eau pure vaut 7, il est dit neutre. L'ajout de certains produits dits « acides » va déplacer l'équilibre de dissociation de l'eau et abaisser le pH (augmentation du nombre d'ions oxonium) ; à l'inverse, l'ajout de certains produits dits « bases » va déséquilibrer la réaction dans l'autre sens, favoriser la présence d'ions hydroxyde et augmenter le pH. On note que l'eau peut capturer un proton ou en libérer un, c'est donc un amphotère, c'est-à-dire à la fois un acide et une base. Cet équilibre acide/base est d'une importante capitale en chimie minérale comme en chimie organique.

L'eau comme solvant

chimie organique Grâce à sa polarité, l'eau est un excellent solvant. Quand un composé ionique ou polaire pénètre dans l'eau, il est entouré de molécules d'eau. La relative petite taille de ces molécules d'eau fait que plusieurs d'entre elles entourent la molécule de soluté. Les dipoles négatifs de l'eau attirent les régions positivement chargées du soluté, et vice versa pour les dipoles positifs. L'eau fait un excellent écran aux interactions électriques (la permittivité électrique ε_e de l'eau est de 78,5 à 25 °C), il dissocie donc facilement les ions. En général, les substances ioniques et polaires comme les acides, alcools, et sels se dissolvent facilement dans l'eau, et les substances non-polaires comme les huiles et les graisses se dissolvent difficilement. Ces substances non-polaires restent ensemble dans l'eau car il est énergétiquement plus facile pour les molécules d'eau de former des ponts hydrogène entre elles que de s'engager dans des interactions de van der Waals avec les molécules non polaires. Un exemple de soluté ionique est le sel de cuisine alias chlorure de sodium, NaCl, qui se sépare en cations Na⁺ et anions Cl^-, chacun entourés de molécules d'eau. Les ions sont alors facilement transportés loin de leur matrice cristalline. Un exemple de soluté non-ionique est le sucre de table. Les dipoles des molécules d'eau forment des ponts hydrogène avec les régions dipolaire de la molécule de sucre, et celle-ci est ainsi extraite vers l'eau liquide. Cette faculté de solvant de l'eau est vitale en biologie, parce que certaines réactions biochimiques n'ont lieu qu'en solution (par exemple, réactions dans le cytoplasme ou le sang.)

Tension superficielle

Les ponts hydrogène confèrent à l'eau une grande tension superficielle et une grande cohésion. Cela se voit quand de petites quantités d'eau sont posées sur une surface non soluble et que l'eau reste ensemble sous forme de gouttes. Cette propriété est utile dans le transport vertical de l'eau chez les végétaux.

Conductivité

L'eau pure est en réalité un isolant, qui conduit mal l'électricité. Mais puisque l'eau est un si bon solvant, elle contient souvent une bonne quantité de soluté dissous, le plus souvent des sels. Si l'eau contient de telles impuretés, elle peut conduire l'électricité facilement. Le stator des très gros alternateurs est refroidi par circulation d'eau désionisée dans les conducteurs creux de l'enroulement. Malgré les différences de potentiel de plusieurs dizaines de milliers de volts entre le circuit de refroidissement et les conducteurs électriques, il n'y a pas de problèmes de fuite de courant. Voir conductivité électrique(mesure).

Décomposition de l'eau (thermolyse et électrolyse)

La première décomposition de l'eau fût faite par Lavoisier, en faisant passer de la vapeur d'eau sur du fer chauffé au rouge (thermolyse). Ce faisant, il établis que l'eau n'état pas un élément mais un corps chimique composé de plusieurs éléments. La thermolyse de l'eau commence à devenir significative vers 750 °C, et elle est totale vers 3 000 °C. La réaction produit du dioxygène et du dihydrogène : 2H₂O ↔ 2H₂ + O₂ L'autre manière de décomposer l'eau est l'électrolyse. Sous l'effet d'un courant qui la traverse, l'eau peut être divisée en dihydrogène et dioxygène. Les molécules d'eau se dissocient naturellement en ions H₃O⁺ et OH^-, qui sont attirés par la cathode et l'anode respectivement. À l'anode, quatre ions OH^- se combinent pour former des molécules de dioxygène O₂, deux molécules d'eau, et libérer quatre électrons. Les molécules de dioxygène ainsi produites s'échappent sous forment de bulles de gaz vers la surface, où elles peuvent être collectées. À la cathode, il y a une libération de molécule de dihydrogène H₂ : 4OH^- → O₂ + 2H₂O + 4e^- : 2H₃O⁺ + 2e^- → H₂ + 2H₂O

Indice de réfraction de l'eau

dihydrogène L'indice de réfraction n d'un milieu transparent est une mesure de sa capacité de changer la direction de propagation d'un rayon de lumière le traversant. Si la lumière devait voyager dans l'espace vide puis pénétrer une surface planaire de l'eau, les angles d'incidence mesurés et la réfraction pourraient être substitués dans la loi de Snell-Descartes (voir Réfraction) pour calculer l'indice de réfraction de l'eau relativement au vide. Cet indice ne dépendrait que de l'état physique de l'eau (solide, liquide ou gazeux). Mais, dans la pratique, il est plus simple d'entreprendre des expériences en utilisant une interface ou dioptre air-eau pour obtenir l'indice de réfraction de l'air relatif à l'eau, et puis pour le convertir de l'air en vide en appliquant les corrections appropriées. Le résultat, qui est toujours plus grand que 1, est le rapport de la vitesse de la lumière dans le vide à sa vitesse dans l'eau : la lumière voyage plus lentement dans l'eau que dans un vide (ou dans l'air). Tous les milieux transparents sont dispersifs, ce qui signifie que la vitesse de la lumière change avec sa longueur d'onde λ. Plus précisément, dans la partie visible du spectre électromagnétique (approximativement 400 à 700 nanomètres) l'indice de réfraction est généralement une fonction décroissante de longueur d'onde : la lumière violette est plus déviée que le rouge. En outre, le taux de changement de l'indice de réfraction augmente également tandis que la longueur d'onde diminue. L'indice de réfraction augmente habituellement avec la densité du milieu. L'eau présente toutes ces caractéristiques. Le tableau 1 montre les résultats de quelques mesures (Tilton et Tailor) de l'indice de réfraction de l'eau, n(λ), en ce qui concerne l'air sec ayant la même température T que l'eau et à une pression de une atmosphère (760 mmHg). Tableau 1 : Pour convertir les valeurs sous forme de tableaux relatifs à l'indice du vide , ajoutez 4 à la quatrième position décimale. Notez que le n(λ) augmente pendant que la température de l'eau diminue. Ces résultats sont conformes ax attentes, puisque la densité de l'eau augmente lorsqu'elle se refroidit. Il est intéressant, cependant, que si les mesures sont faites à de plus basses températures l'indice ne montre pas d'extremum à 4 °C, malgré le fait que la densité de l'eau soit maximale à cette température (ce qui explique que les fonds marins soient à cette température de 4 °C). L'eau de mer contient des impuretés dissoutes, principalement sous forme de sels dissociés de sodium, de magnésium, de calcium, et de potassium. Sa densité, et par conséquent n(λ), dépendent donc de sa salinité , d'une quantité habituellement exprimée comme des grammes de sels dissous en kilogramme d'eau de mer (g/kg), ou des parties par mille en poids. Le tableau 2 (pris de Dorsey) montre comment le n(λ) augmente avec la salinité pour les D-lignes de sodium (moyenne : 5 893 angströms = 5 89,3 nm) à 18 °C. Tableau 2 : L'indice de réfraction est également une fonction de la pression de l'eau, mais la dépendance est tout à fait faible en raison de l'incompressibilité relative de l'eau (comme tous les liquides). En fait, sur les gammes normales des températures (0-30 °C), l'augmentation approximative du n(λ) est 0,000016 quand la pression de l'eau augmente d'une atmosphère. Clairement, les facteurs les plus significatifs affectant le n(λ) sont la longueur d'onde de la lumière et la salinité de l'eau. Néanmoins, le n(λ) excède de moins de 1% la gamme indiquée des valeurs de ces variables. ; Références
- L. W. Tilton et J. K. Taylor, stand national de bureau de recherche de J., 20, 419 (RP1085) 1938.
- E. Dorsey, « propriétés d'Eau-Substance ordinaire », (Reinhold Publishing Corporation 1940).

Purification de l'eau

Voir aussi : Épuration des eaux. De l'eau pure ou relativement pure est nécessaire à beaucoup d'applications industrielles et à la consommation humaine. Les humains ont besoin d'eau sans trop de sels et autres impuretés, comme des produits toxiques ou de bactéries pathogènes. pathogène Voici sept méthodes courantes pour purifier l'eau : #Filtration : l'eau est passée à travers un filtre qui intercepte les petites particules. Plus petites sont les mailles du filtre, plus petite doit être une particule pour passer. La filtration n'est pas suffisante, mais est souvent nécessaire comme étape préparatoire, pour empêcher les plus grosses particules d'interférer avec les méthodes de purification plus avancées. On distingue la filtration (quelques micromètres), de la microfiltration (de 1 à 0,1 micromètre) de l'ultrafiltration (jusqu'à 0,0001 micromètre). L'ultrafiltration permet d'obtenir une eau purifiée au niveau particulaire, bactérien et pyrogénique. #Ébullition : l'eau est maintenue à ébullition un temps suffisamment long pour inactiver ou tuer les microorganismes qui vivent dans l'eau à température ambiante. L'ébullition n'élimine pas les solutés qui ont une température d'ébullition supérieure à celle de l'eau, au contraire leur concentration peut augmenter si de l'eau s'évapore. L'autoclave et la Cocotte minute raffine et améliore le procédé en y ajouant une presson élevée, qui évite la fuite de l'eau et augmente sa température avant ébulition. #Filtrage au carbone : le charbon de bois, un composé à haute teneur en carbone, adsorbe beaucoup d'autres composés dont certains toxiques. Le chlore est éliminé par catalyse et les organiques sont dissous par adsorption. L'eau est passée à travers du charbon actif, issu de la noix de coco ou du charbon, pour la purifier de ces composés. Cette méthode est surtout utilisée pour filtrer l'eau des ménages et l'eau des aquariums. Elle permet aussi d'éviter le colmatage par les composés organiques dissous. #Distillation : on fait bouillir l'eau de façon à produire de la vapeur, qui s'élève, et est mise en contact avec une surface refroidie où la vapeur se condense à nouveau en eau et peut être recueillie. Les solutés ne se vaporisent normalement pas et restent ainsi dans la solution mise à bouillir. Cela dit, même la distillation ne purifie pas complètement l'eau, du fait de contaminants ayant à peu près la même température d'ébullition que l'eau, et de gouttelettes d'eau non vaporisée transportées avec la vapeur. #Osmose inverse : une forte pression mécanique (en milliers de d'hectopascals) est appliquée à une solution impure pour forcer l'eau à passer à travers une membrane semi-perméable. On appelle cela l'osmose inverse parce que l'osmose normale verrait l'eau pure se déplacer dans l'autre sens pour diluer les impuretés. L'osmose inverse est en théorie la meilleure méthode pour la purification à grande échelle de l'eau, mais il est difficile de créer de bonnes membranes semi-perméables. Selon le type de membrane, on obtient 85 à 98 % d'élimination des ions inorganiques, 99% des colloïdes, bactéries, pyrogènes et virus, 80 à 98% d'élimination de la silice. Cette méthode est parfois appelée hyperfiltration. #Chromatographie par échange d'ions : dans ce cas, l'eau est passée à travers une colonne chargée de résine qui capte les ions en libérant en échange d'ions hydroxyde (pour les ions négativement chargés : sulfate, carbonates, etc.) ou hydronium (pour les ions positifs : calcium, magnésium, autres métaux, etc.), qui se recombinent pour reformer de l'eau. Dans de nombreux laboratoires, cette méthode de purification a remplacé la distillation car elle procure un grand volume d'eau très pure plus rapidement et en consommant moins d'énergie. L'eau obtenue de cette façon est appelée eau déionisée ou eau déminéralisée. Contrairement à la distillation, la déminéralisation permet une production à la demande. Les résines échangeuses d'ions sont parfois couplées à une post-filtration afin d'éliminer les particules issues de la résine. #Photo-oxydation : l'eau subit un rayonnement ultraviolet de haute intensité. Cela permet de cliver et d'ioniser les composées organiques, qui peuvent ensuite être éliminés dans les colonnes échangeuses d'ions. Cela provoque en outre l'apparition de composés oxydants, capables de détruire les micro-organismes et certaines molécules.

Symbolique, usage et mythologie

- L'eau, élément vital pour l'homme, est la boisson naturelle par excellence.
- L'eau est un des quatre éléments classiques mythiques avec le feu, la terre et l'air (et l'un des cinq éléments chinois avec l'air, le feu, le bois et le métal), et était vue par certains comme l'élément de base de l'univers. Les caractéristiques de l'eau dans ce système sont le froid et l'humidité.
- Dans la théorie des humeurs corporelles, l'eau était associée au phlegme.
- Dans la symbolique occidentale, l'eau symbolise la purification le renouveau, ex.: l'eau bénite du baptème, l'eau coulante d'un fleuve.

L'eau dans l'alimentation

- Eau potable
- Eau de table
- Eau de source
- Eau minérale
- Eau gazeuse
- Eau plate Thalassothérapie

Référence dans le système métrique pour la détermination de la masse

À l'origine, un décimètre cube d'eau définissait une masse de un kilogramme (kg). L'eau avait été choisie car elle est simple à trouver et à distiller. Dans notre système actuel de mesure —le système international d'unités (SI) — cette définition de la masse n'est plus valable depuis 1889, date à laquelle la première Conférence générale des poids et mesures définit le kilogramme comme la masse d'un prototype de platine iridié conservé à Sèvres. Cette correspondance reste néanmoins une excellente approximation pour tous les besoins de la vie courante. ; Voir aussi
- [http://www.cybersciences.com/Cyber/2.0/Q7615.asp Combien pèse exactement un litre d'eau douce en kilogramme?]

Voir aussi

- Origine de la molécule d'eau
- Origine de l'eau sur la Terre
- Épuration des eaux
- Assainissement
- Eau potable
- Eau potable en France
- Prix de l'eau potable
- Dessalement
- Agence de l'eau
- SDAGE
- SAGE
- Eau minérale
- Pollution de l'eau par les produits phytosanitaires
- Cycle de l'eau
- Project:Portail_de_l'eau
- Dans le Wikilivre de Tribologie, des données concernant le Frottement sur la glace
- Le monoxyde de dihydrogène

Liens externes

- [http://www.cnrs.fr/cw/dossiers/doseau/accueil.html « L'eau douce : une ressource précieuse », dossier SagaScience sur le site du CNRS]
- [http://www.populationdata.net/eau/ Chapitre « L'Eau dans le monde » sur PopulationData.net]
- [http://www.symposium-h2o.com/ Cannes Water Symposium]
- [http://eau.apinc.org/ PlaneteBleue.info, portail alternatif sur l'eau]
- [http://www.h2o.net/ Site de la revue « H2o.net magazine »]
- [http://www.cieau.com/accueil.htm Centre d'information sur l'eau]
- [http://www.thermexcel.com/french/tables/vap_eau.htm Caractéristiques physiques de la vapeur d'eau saturée]
- Julien Tap et al [http://julientap.free.fr/travail_fichiers/TP_chimie_eau.pdf TP chimie des eaux] IUT génie biologie Creteil, 2003
- [http://www.centre-evian.com/dossier_presse/index.html?contenu-medias.html?http://www.centre-evian.com/dossier_presse/dos-media/12037.html Evian - dossier sur l'eau] Catégorie:Composé de l'hydrogène Catégorie:Composé de l'oxygène Catégorie:Composé inorganique
- Catégorie:Hydraulique Catégorie:Hydroxyde Catégorie:Mécanique des fluides als:Wasser ja:水 ko:물 ms:Air simple:Water th:น้ำ zh-min-nan:Chúi

Monoxyde de carbone

Le monoxyde de carbone est un des oxydes du carbone. C'est une molécule composée d'un atome de carbone et d'un atome d'oxygène ; il est gazeux dans les conditions normales de pression et de température. Le monoxyde de carbone est métastable à température et pression ambiantes. Il a tendance à réagir avec une autre molécule de monoxyde de carbone pour former du dioxyde de carbone et du carbone. C'est selon cette réaction réversible qu'on transporte du carbone. Le monoxyde de carbone, inodore, est toxique. Produit par des appareils de chauffage défectueux, il peut être la cause d'intoxications mortelles. Le monoxyde de carbone, de formule C O, est un gaz inodore, incolore, inflammable et extrêmement toxique. C'est le produit principal de la combustion incomplète du carbone et des composés carbonés.

Toxicité

Le monoxyde de carbone est émis par les automobiles quand la température est insuffisante pour une oxydation complète des hydrocarbures de l'essence en eau et en CO₂, température insuffisante du fait d'une durée insuffisante dans la chambre de combustion ou du fait d'une présence insuffisante d'oxygène. Il est généralement plus difficile de créer une combustion à faible rejet de CO qu'à faible rejet d'imbrûlés. La première source de CO pour l'homme est la cigarette. Le CO a une forte affinité (200 fois supérieure à celle du dioxygène) pour l'ion fer de l'hémoglobine, le principal transporteur d'oxygène dans le sang. Il devient alors très difficile de relarguer ce CO. Bientôt on ne trouve plus que de la carboxyhémoglobine et l'organisme n'apporte plus d'oxygène aux tissus périphériques. Une exposition suffisante peut rendre une personne inconsciente simplement en réduisant l'apport d'oxygène au cerveau, et provoquer des dommages cérébraux jusqu'au décès par anoxie. La carboxyhémoglobine a une teinte rouge vif de tel sorte qu'un empoisonnement au CO peut provoquer un bon teint rose des joues. Les premiers secours pour une intoxication au monoxyde de carbone consistent à retirer la personne de la pièce d'exposition (sans se mettre en danger, le CO est inodore, appeler les secours, masser en cas d'arrêt cardiaque, voire défibriller si l'on dispose de l'équipement adéquat, insuffler (bouche à bouche, ballon). Une hyperoxygénation en caisson hyperbare sera prescrit. La principale cause d'intoxication aigüe est l'utilisation de chaudières et cheminées à l'entretien imparfait ou trop espacé dans des pièces mal ventilées (hiver). On recense chaque année de nombreux décès de la sorte.

Physiologie

Le corps produit naturellement du monoxyde de carbone. L'hème de l'hémoglobine est le substrat d'une enzyme (oxygenase) qui va produire du CO et de la biliverdine. La biliverdine peut alors être réduite en bilirubine qui sera excrétée par le foie. Au niveau du cerveau, on a pu mettre en évidence un rôle de neurotransmetteur au CO.

Chimie

C'est la théorie des orbitales moléculaires qui est la plus à même de décrire la structure du CO. La distance interatomique de 0,111 nm) correspond à une triple liaison partielle. La molécule présente un faible moment dipolaire (inattendu, l'oxygène est en effet plus électronégatif que le carbone) et il est commun de le représenter par trois formes de résonnance:

C^-\equiv O^+ \quad\leftrightarrow\quad C=O \quad\leftrightarrow\quad C^+-O^-

On note une entorse à la règle de l'octet dans les deux structures de droite. Le nickel forme avec le CO un composé volatil, le nickel carbonyl (cancérigène). Ce composé se décompose immédiatement en CO et Ni ce qui permet la purification du nickel. On peut produire de l'acide acétique en faisant réagir du monoxyde de carbone et du methanol avec une catalyse homogène de rhodium (procédé Monsanto).

Intoxication au monoxyde de carbone

Le monoxyde de carbone est un gaz incolore et inodore, ce qui fait son danger ! Sa densité est voisine de celle de l’air : il diffuse très rapidement dans le lieu où il est produit. Sa production résulte de la combustion incomplète de toute molécule organique. On peut notamment citer : bois, butane, propane, gaz naturel, charbon, essence, fuel, pétrole. Dès que la concentration d'oxygène diminue au niveau du foyer de combustion et notamment lorsque la concentration d'oxygène devient inférieure à 14 %, la production de CO est majoritaire. Il agit comme un gaz asphyxiant très toxique qui, absorbé en quelques minutes par l’organisme, se fixe sur l’hémoglobine et sur les enzymes de la chaîne respiratoire au niveau de la cellule. Parmi les multiples sources de CO, on peut notamment citer :
- tous les moteurs à explosion quel que soit le combustible (automobiles, groupes électrogènes, motopompes,...).
- les systèmes fixes de chauffage avec combustion.
- les appareils de chauffage d'appoint avec combustion (qui d'une part consomme l'oxygène de la pièce où ils fonctionnent et, d'autre part, y rejettent les gaz brûlés, dont le CO.
- les appareils de production d'eau chaude avec combustion.
- tout appareil ou outillage avec combustion (décolleuse à papiers-peints,...).
- la combustion du tabac, principale source d'exposition chronique. Ces risques se multiplient souvent en cas de mauvais temps ou de tempête, où le vent refoule bien souvent le gaz à l’intérieur du bâtiment. Beaucoup d’intoxications seraient dues au mauvais fonctionnement des appareils de chauffage et anomalies d’aération. On recense également l'utilisation du CO comme méthode de suicide.

Symptômes

- À faible exposition : Mal de tête frontal, nausées, fatigue.
- À exposition moyenne : Mal de tête frontal persistant avec sensation de battements, nausées, vertiges ou étourdissements, somnolence, vomissements, pouls rapide, baisse des réflexes et du jugement.
- À exposition très importante : Faiblesse, évanouissement, convulsions, coma, décès. Les femmes enceintes, les personnes âgées et les enfants de moins de deux mois sont plus fragiles face au CO.

À savoir

En cas d’accident, il faut : # aérer immédiatement les locaux en ouvrant portes et fenêtres. # faire évacuer les locaux et vider les lieux de leurs occupants. # appeler les secours

Traitement

On utilise notamment l'oxygénothérapie hyperbare

Sécurité

Référence ONU pour le transport de matières dangereuses

- Nom (français) : Monoxyde de carbone comprimé :
- Classe : 2 :
- numéro : 1016

Liens externes

- [http://www.sante.gouv.fr/htm/dossiers/intox_co/sommaire.htm Les intoxications au monoxyde de carbone] (ministère français de la Santé)
- [http://www.santepub-mtl.qc.ca/Publication/pdfppm/ppmmars01.pdf L'intoxication au monoxyde de carbone — Un diagnostic pas toujours facile à poser!] (Direction de la Santé publique de Montréal)
- [http://www.sfar.org/sfar_actu/ca00/html/ca00_41/00_41.htm Intoxication par le monoxyde de carbone : aspects actuels], D. Mathieu, M. Mathieu-Nolf, F. Wattel, R. Nevière1, N. Bocquillon, Société française d'anesthésie et de réanimation catégorie:oxyde catégorie:gaz inorganique catégorie:Composé du carbone catégorie:toxicologie ja:一酸化炭素 ko:일산화 탄소

Dioxyde de carbone

Le dioxyde de carbone est un composé chimique composé d'un atome de carbone et de deux atomes d'oxygène et dont la formule brute est: CO₂. Cette molécule linéaire a pour formule développée de Lewis : O=C=O Dans les conditions normales de température et de pression Le dioxyde de carbone est un gaz incolore communément appelée gaz carbonique. Il est présent dans l'atmosphère dans une proportion approximativement égale à 0,035 % en volume.
C'est un gaz à effet de serre. Il est produit notamment lors de la fermentation aérobie ou de la combustion de composés organiques, et lors de la respiration des êtres vivants et des végétaux. Pour ces derniers, la photosynthèse piège beaucoup plus de CO₂ que sa respiration n'en produit.

Caractéristiques physiques

- Formule chimique : CO₂
- Masse moléculaire : 44.01
- Température critique : 31,1°C
- Point triple : -56,6°C à 416 kPa
- Chaleur latente de vaporisation (0°C): 234,5 kJ/kg
- Chaleur latente de vaporisation (-16.7°C): 276,8 kJ/kg
- Chaleur latente de vaporisation (-28.9°C): 301.7 kJ/kg
- Chaleur latente de fusion (à -56,6°C°C) : 199 kJ/kg

Utilisation

Le dioxyde de carbone sous forme solide est utilisé pour : :
- refroidir des denrées périssables (par exemple sur les étals des poissonniers), on parle parfois de glace carbonique ou encore carboglace. Sous forme gazeuse, il est utilisé pour : :
- carbonater des boissons (soda ou eau), :
- créer une couche isolante (flux) dans l'industrie alimentaire ou pour la soudure, :
- stimuler la croissance des plantes. Sous forme liquide, il est utilisé comme : :
- refrigérant pour congeler certains aliments, :
- réfrigérant dans l'industrie électronique, :
- agent d'extinction dans les extincteurs dits « au dioxyde de carbone », on parle parfois de neige carbonique, :
- agent propulseur (et parfois également carbonatant) pour les boissons servies à la pression. Catégorie:Oxyde Catégorie:Composé du carbone Catégorie:Gaz inorganique Catégorie:Transport Catégorie:Environnement Catégorie:Produit chimique domestique ja:二酸化炭素 ko:이산화 탄소 ms:Karbon dioksida simple:Carbon dioxide th:คาร์บอนไดออกไซด์

Ammoniac

L'ammoniac est un composé chimique, de formule NH₃. C'est une molécule tétraédrique (l'azote est au centre tandis que l'hydrogène occupe trois des quatre sommets). Sous forme gazeuse, l'ammoniac est utilisé par l'industrie pour la fabrication d'engrais, d'explosifs et de polymères. L'ammoniac gazeux, qui donne 82 % d'azote, sert aussi d'engrais azoté ; il est injecté directement dans le sol sous forme d'ammoniac liquéfié sous pression. Une fois dissous dans l'eau, le gaz ammoniac forme une base, l'ammoniaque ou hydroxyde d'ammonium, de formule NH₄OH. L'ion ammonium NH₄⁺ comporte alors un atome d'hydrogène aux quatre sommets du tétraèdre. On le trouve aussi dans la cigarette.

Production industrielle

La production industrielle de l'ammoniac se fait essentiellement par synthèse directe à partir de dihydrogène et de diazote (procédé mis au point par l'Allemand Fritz Haber, prix Nobel de chimie en 1918). L'azote est fourni par l'air et le dihydrogène par vaporéformage du méthane (gaz naturel). La réaction globale est la suivante : :air (source de diazote) + dihydrogène + eau --> ammoniac + dioxyde de carbone :

\begin & \\ CH_4 + N_2 + H_2O & \overrightarrow & NH_3 + 3H_2   \\\end

Qui peut se décomposer en : :Production de dihydrogène par vaporéformage (voir l'article dihydrogène) : ::

\begin & \\ CH_4 + H_2O & \overrightarrow & CO + 3H_2   \\\end

\begin & \\ CO + H_2O & \overrightarrow & CO_2 + H_2   \\\end

:Synthèse de l'ammoniac ::

\begin & \\ N_2 + 3H_2 & \overrightarrow & 2NH_3 &  =  - 92,2   \\\end

Sécurité

Référence ONU pour le transport des matières dangereuses

- Classe : 2 :
- numéro : :1005

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La chevelure

Les queues

Orbites

Paramètres de quelques comètes

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Les sondes spatiales dans le système solaire

Un peu d'actualité

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