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Orbite

Orbite

Catégorie:Mécanique célesteCatégorie:Astronautique Cet article traite des orbites dans le sens de trajectoire. Pour les autres significations du mot, voir la page d'homonymie Orbite (homonymie) En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que décrit dans l'espace un corps autour d'un autre corps sous l'effet de la gravitation. L'exemple classique est celui du système solaire où la Terre, les autres planètes, les astéroïdes et les comètes sont en orbite autour du Soleil, de même que les lunes sont en orbite autour des planètes. De nos jours, beaucoup de satellites artificiels sont en orbite autour de la Terre. Les trois lois de Kepler permettent de déterminer par le calcul le mouvement orbital.

Éléments orbitaux

lois de Kepler
Orbite elliptique
 Une orbite elliptique peut se définir dans l'espace selon six paramètres permettant de calculer très précisément la trajectoire complète. Deux de ces paramètres (excentricité et demi-grand axe) définissent la trajectoire dans un plan, trois autres (inclinaison, longitude du nœud ascendant et argument du péricentre) définissent l'orientation du plan dans l'espace et le dernier (instant de passage au péricentre) définit la position de l'objet. Voici la description plus détaillée de ces paramètres :
- Demi-grand axe a : la moitié de la distance qui sépare le péricentre de l'apocentre (le plus grand diamètre de l'ellipse). Ce paramètre définit la taille absolue de l'orbite. Il n'a de sens en réalité que dans le cas d'une trajectoire elliptique ou circulaire (le demi-grand-axe est infini dans le cas d'une parabole ou d'une hyperbole)
- Excentricité e : une ellipse est le lieu des points dont la somme des distances à deux points fixes, les foyers (S sur le diagramme), est constante. L'excentricité mesure le décalage des foyers par rapport au centre de l'ellipse (C sur le diagramme); c'est le rapport de la distance centre-foyer au demi-grand-axe. Le type de trajectoire dépend de l'excentricité :
  - e=0 : trajectoire circulaire
  - 0<e<1 : trajectoire elliptique
  - e=1 : trajectoire parabolique
  - e>1 : trajectoire hyperbolique
Image:Orbite.png
Fig. 1 - Paramètres orbitaux

- Inclinaison i : l'inclinaison (entre 0 et 180 degrés) est l'angle que fait le plan orbital avec un plan de référence. Ce dernier étant en général le plan de l'écliptique dans le cas d'orbites planétaires (plan contenant la trajectoire de la Terre; en noir dans la figure 1). L'inclinaison est l'angle orange dans la figure 1.
- Longitude du nœud ascendant ☊ : il s'agit de l'angle entre la direction du point vernal et la ligne des nœuds, dans le plan de l'écliptique. La direction du point vernal (en noir dans la figure 1) est la droite contenant le Soleil et le point vernal (point de repère astronomique correspondant à la position du Soleil au moment de l'équinoxe du printemps). La ligne des nœuds (en vert dans la figure 1) est la droite à laquelle appartiennent les nœuds ascendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté nord de l'écliptique) et descendant (le point de l'orbite où l'objet passe du côté sud de l'écliptique).
- Argument du périhélie ω : il s'agit de l'angle formé par la ligne des nœuds et la direction du périhélie (la droite à laquelle appartiennent le Soleil et le périhélie de la trajectoire de l'objet), dans le plan orbital. Il est en bleu dans la figure 1. La longitude du périhélie est la somme de la longitude du nœud ascendant et de l'argument du périhélie.
- Instant τ de passage au périhélie : La position de l'objet sur son orbite à un instant donné est nécessaire pour pouvoir la prédire pour tout autre instant. Il y a deux façons de donner ce paramètre. La première consiste à spécifier l'instant du passage au périhélie. La seconde consiste à spécifier l'anomalie moyenne M (en rouge dans la figure 1) de l'objet pour un instant conventionnel (l'époque de l'orbite). Il faut noter que l'anomalie moyenne n'est pas un angle physique mais spécifie la fraction de l'orbite accomplie par l'objet depuis son dernier passage au périhélie, exprimée sous forme angulaire. Par exemple, si l'objet a parcouru le quart de son orbite, son anomalie moyenne est 0,25×360° = 90°. La longitude moyenne de l'objet est la somme de la longitude du périhélie et de l'anomalie moyenne.

Période

Lorsqu'on parle de la période d'un objet, il s'agit en général de sa période sidérale, mais il y a plusieurs périodes possibles :
- Période sidérale - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet devant une étoile distante. C'est la période « absolue » au sens newtonien du terme.
- Période anomalistique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son périastre. Selon que ce dernier précesse ou récesse, cette période sera plus courte ou longue que la sidérale.
- Période draconitique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à son nœud ascendant ou descendant. Elle dépendra donc des précessions des deux plans impliqués (l'orbite de l'objet et le plan de référence, généralement l'écliptique).
- Période tropique - Temps qui s'écoule entre deux passages de l'objet à l'ascension droite zéro. À cause de la précession des équinoxes, cette période est légèrement et systématiquement plus courte que la sidérale.
- Période synodique - Temps qui s'écoule entre deux moments où l'objet prend le même aspect (conjonction, quadrature, opposition, etc.). Par exemple, la période synodique de Mars est le temps séparant deux oppositions de Mars par rapport à la Terre; comme les deux planètes sont en mouvement, leurs vitesses angulaires relatives se soustraient, et la période synodique de Mars s'avère être 779,964 d (1,135 années martiennes).

Relations entre les anomalies et rayons

Dans ce qui suit, e est l'excentricité, T est l'anomalie vraie, E est l'anomalie excentrique et M est l'anomalie moyenne. Le rayon r de l'ellipse (mesuré depuis un foyer) est donné par : r = a(1 - e\cos(E)) = a\frac\,\! Les relations suivantes existent entre les anomalies : M = E - e\sin(E)\,\! \cos(T) = \frac\,\! ou encore \tan(\frac) = \sqrt\tan(\frac)\,\! Une application fréquente consiste à trouver E à partir de M. Il suffit alors d'utiliser l'expression : E_ = \frac\,\! Si on utilise une valeur initiale E_0 = \pi, la convergence est garantie, et est toujours très rapide (dix chiffres significatifs en quatre itérations).

Voir aussi


- Orbite d'attente
- Orbite de rebut
- Orbite de transfert
- Orbitographie
- Liste des articles relatifs à l'astronautique als:Umlaufbahn ja:軌道 (力学) simple:Orbit th:วงโคจร

Catégorie:Mécanique céleste

Catégorie:Mécanique Catégorie:Astronomie ko:분류:천체역학

Orbite (homonymie)

Orbite peut désigner :
- une orbite est une trajectoire
- orbite (anatomie) : l'orbite des yeux

Gravitation

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

Interprétation prérelativiste

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

Approche relativiste

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

Voir aussi


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

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

Terre

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

Histoire

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

Structure géologique

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

Croûte terrestre

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

Atmosphère

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

Constitution

Cette enveloppe, dont la masse globale est de l'ordre de 510 kg (un millionième de la masse de la Terre), est contenue à 99 % dans les 30 premiers kilomètres (50 % dans les 5 premiers kilomètres). La basse atmosphère (du niveau de la mer jusqu'à environ 45 km) est composée de gaz « permanents », gaz dont les proportions restent constantes, et de gaz de concentration variable avec l'altitude. L'azote, l'oxygène et l'argon constituent, en volume, 99,997 % des gaz permanents (cf. tableau ci-dessus) ; le brassage vertical de l'air permet de conserver une répartition constante à tous les niveaux, même pour les gaz les plus légers tels que l'hélium ou l'hydrogène. Les gaz à concentration variable sont essentiellement la vapeur d'eau H2O, le dioxyde de carbone CO2, le dioxyde de soufre SO2 et l'ozone O3. Les particules liquides, solides, liquides ou mixtes en suspension dans l'atmosphère constituent l'aérosol atmosphérique. Ces particules jouent un rôle primordial dans les phénomènes de condensation (nuages) et de formation de cristaux de glace, ainsi qu'à différents processus physico-chimiques dans l'atmosphère. Leur concentration varie de plusieurs puissances de 10 en fonction du lieu et du temps ; en concentration élevée, elles constituent un facteur de pollution. Les particules se classent en :
- particules d'Aitken : 1 nm < d < 0,1 µm
- grosses particules : 0,1 µm < d < 5 µm
- particules géantes : 5 µm < d < 50 µm environ L'atmosphère atténue de façon importante le rayonnement solaire reçu au sol ; suivant l'importance de la couverture nuageuse, le sol reçoit de 68 % jusqu'à 28 % (ou moins) du rayonnement solaire parvenant sur Terre.

Structure de l'atmosphère

La composition chimique de l'atmosphère, sa température, ou les phénomènes qui y sont observés présente des discontinuités marquées lorsque l'altitude augmente. Ces discontinuités correspondent à des couches homogènes dont les propriétés évoluent de façon continue ; ce sont (par altitude croissante) :
- la troposphère
- la stratosphère
- la mésosphère
- la thermosphère
- l'exosphère Les limites de ces couches (d'altitude variable) ont reçu des désignations particulières : tropopause, stratopause, mésopause et thermopause.

Satellites

La Terre possède un satellite naturel, la Lune, et de nombreux satellites artificiels. On lui associe aussi l'astéroïde 3753 Cruithne et d'autres astéroïdes géocroiseurs. L'interaction entre la Terre et la Lune ralentit la rotation de la Terre de 2 millisecondes par siècle. Nous pensons qu'il y a approximativement 900 millions d'années il y avait 481 jours de 18 heures par an. Les marées sont provoquées par la Lune et le Soleil.

Voir aussi


- Cycle biogéochimique
- Écologie
- Liste des pays du monde
- Liste des pays du monde par continent
- Sciences de l'Univers : Astronomie
- Sciences de la Terre : Cartographie | Géodésie | Géophysique
- Structure interne du globe terrestre
- Monde

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/article6.html Astrofiles : Terre]
- [http://www.populationdata.net PopulationData.net - Informations, cartes et statistiques sur la Terre]
- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=terre Le Système Solaire - La Terre] catégorie:géographie
- zh-min-nan:Tē-kiû ko:지구 ms:Bumi ja:地球 simple:Earth th:โลก

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:Symboliquecatégorie:étoilecatégorie:Soleil als:Sonne ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Satellite

ja:衛星 Catégorie:Astronautique Catégorie:Objet céleste Catégorie:Satellite artificiel Catégorie:Télécommunications Un satellite, en astronomie, est un objet naturel ou artificiel qui se déplace en orbite autour d'un autre.

Satellites naturels

Un satellite naturel est un corps d'origine naturelle accomplissant sa révolution autour d'un astre principal (planète ou étoile) auquel il est lié par la gravitation et qu'il accompagne en même temps dans sa propre révolution. Par exemple, la Lune est le satellite naturel de la Terre. Saturne et Jupiter en possèdent de nombreux.

Satellites artificiels

Un satellite artificiel est un objet issu de l'activité humaine et mis en orbite par l'Homme. Il s'agit d'un engin spatial lancé dans l'espace à une vitesse suffisante pour décrire une révolution autour de la Terre ou d'une autre planète, et destiné à transporter des cosmonautes ou à apporter des informations sur l'environnement de la planète considérée ( photographiques ou données diverses) à des fins scientifiques, militaires ou de télécommunications. Le premier satellite artificiel fut Spoutnik-1, lancé par les soviétiques en 1957.

Voir aussi

Liens internes


- Chronologie des satellites artificiels et sondes spatiales
- Liste des satellites artificiels

Lois de Kepler

En astronomie, les lois de Kepler décrivent les propriétés principales du mouvement des planètes autour du Soleil, sans les expliquer. Elles ont été découvertes par Johannes Kepler à partir des observations et mesures de la position des planètes faites par Tycho Brahé, mesures qui étaient très précises pour l'époque. Copernic avait soutenu en 1543 que les planètes tournaient autour du Soleil, mais il les laissaient sur les trajectoires à base de cercles du vieux système de Ptolémée hérité de l'antiquité grecque. Les deux premières lois de Kepler furent publiées en 1609 et la troisième en 1618. Les orbites elliptiques, telles qu'énoncées dans ses deux premières lois, permettent d'expliquer la complexité du mouvement apparent des planètes dans le ciel sans recourir aux épicycliques du modèle ptoléméen. Peu après, Isaac Newton montra que ces lois pouvaient se déduire de la loi de l'attraction gravitationnelle (ou gravitation) et à partir de ses lois du mouvement.

Énoncé des trois lois de Kepler

; Première Loi = Loi des orbites : Dans le référentiel héliocentrique, le Soleil occupe toujours l'un des deux foyers de la trajectoire (elliptique) des planètes qui gravitent autour. (À strictement parler, c'est le centre de masse qui occupe ce foyer; la plus grande différence est atteinte avec Jupiter, qui décale le centre de masse de 743 075 km, soit 1,07 rayons solaires —des déplacements plus importants peuvent être obtenus en cumulant les effets des planètes). A l' exeption de Mercure et Pluton, les ellipses que décrivent les centres de gravité des planètes ont une très faible exentricité, et leur trajectoire est quasi-circulaire. :De cette première loi, on déduit que le soleil exerce sur une planète une force centripète. ; Seconde Loi = Loi des aires : Si S est le Soleil et M une position quelconque d'une planète, l'aire balayée par le segment [SM] entre deux positions C et D est égale à l'aire balayée par ce segment entre deux positions E et F si la durée qui sépare les positions C et D est égale à la durée qui sépare les positions E et F. La vitesse d' une planète devient donc plus grande lorsque la planète se rapproche du soleil. Elle est maximale au voisinage du rayon le plus court (périhélie), et minimale au voisinage du rayon le plus grand (aphélie). :De cette deuxième loi, on déduit que le soleil exerce sur une planète une force inversement proportionnelle au carré de leur distance. ; Troisième Loi = Loi des périodes : Soient T la période sidérale d'un objet (temps entre deux passages successifs devant une étoile lointaine) et a le demi-grand axe de la trajectoire de la planète : \frac=k avec k constant et k=1 ua³/a² (unités astronomiques cubes (1 ua ≈ distance Terre-Soleil) par années carrées). :De cette troisième loi, on déduit qu'il existe un facteur constant entre la force exercée et la masse de la planète considérée, qui est la constante de gravitation universelle, ou constante gravitationnelle. Cette formule ainsi que les formules de l'ellipse permettent de calculer les différents paramètres d'une trajectoire elliptique à partir de très peu d'informations.En effet, Johann Lambert(1728-1777)montra que la connaissance de 3 positions datées permettaient de retrouver les paramètres du mouvement ( pour une discussion plus approndie , voir Lois de Kepler, démonstration; puis satellites,orbitographie).
Seconde Loi de Kepler
Seconde loi de Kepler

Forme Newtonienne de la Troisième Loi de Kepler

Newton comprit le lien entre les lois de la mécanique classique et la troisième Loi de Kepler. Il en déduit la formule suivante : :T^2 = \fraca^3 où :
- T = période de l'objet
- a = demi grand axe de la trajectoire elliptique
- G = Constante gravitationnelle
- m1 = masse de l'objet 1
- m2 = masse de l'objet 2

Universalité des lois de Kepler

Les lois de Kepler ne sont pas seulement applicables aux planètes mais à chaque fois qu'une masse se déplace dans l'espace en orbite autour d'une autre masse. C'est le cas, par exemple, de la Lune et de la Terre ou d'un satellite en orbite autour de celle-ci. Cette loi n'est cependant appliquable que pour des masses importantes suffisamment éloignées. Ainsi, pour le déplacement d'un électron autour du noyau d'un atome, on entre dans le domaine de la physique quantique, qui n'obéit pas aux mêmes lois (ceux-ci sont plus influencés par les forces nucléaires que par les forces gravitationnelles).

Découverte de nouveaux corps célestes

Johannes Kepler découvrit ses lois grâce à un travail d'analyse considérable des tables astronomiques établies par Tycho Brahé. En particulier l'étude de Mars lui permit de montrer que le mouvement n'était pas épicyclique mais elliptique. Ses lois ont permis, elles-mêmes, d'affiner les recherches astronomiques et de mettre en évidence des irrégularités de mouvements de corps connus, par une étonnante progression de l'analyse. L'exemple le plus spectaculaire fut celui des irrégularités d'Uranus qui permit la « découverte » de Neptune par Le Verrier (1811-1877), par le calcul : découverte confirmée par l'observation de Galle (1812-1910) en 1846. Catégorie:Recherche scientifique Catégorie:Théorie scientifique Catégorie:Mécanique céleste Kepler ja:ケプラーの法則 ko:케플러 법칙

Excentricité

ja:離心率 catégorie:Courbe catégorie:Mécanique céleste

Mathématiques

Mathématiques L'excentricité (notée e) est un paramètre caractéristique d'une courbe conique. En fonction des valeurs de e on obtient pour :
- e = 0, un cercle
- e < 1, une ellipse
- e = 1, une parabole
- e > 1, une hyperbole Sauf pour le cercle, l'excentricité est le nombre positif e tel que MF=eMH, où F est un foyer et H désigne le projeté orthogonal de M sur une droite D appelée directrice. Pour e égal à l'infini la conique dégénère en une ligne droite.

Astronomie

Les orbites des planètes du système solaire sont des ellipses et leur excentricité donne une indication précise de leur forme. Plus l'excentricité est grande et plus l'ellipse est écrasée ; à contrario, une excentricité de zéro est celle d'un cercle. On peut aussi dire que c'est le rapport entre la distance séparant les foyers et le grand axe de l'ellipse. L'excentricité de l'orbite terrestre, comme celle de nombreuses orbites, est variable sur une très longue période (en centaines de millions d'années), la valeur actuelle est d'environ 0,0167, mais dans le passé elle a déjà atteint une valeur maximale de 0,07.

Comportements



Demi-grand axe

Le plus grand diamètre d'une ellipse est son grand axe. Il traverse les foyers de l'ellipse. Le diamètre perpendiculaire, qui traverse l'ellipse à mi-chemin entre les foyers, est son petit axe. Le demi-grand axe est la moitié du grand axe et s'étend depuis le centre de l'ellipse jusqu'à une de ses extrémités, traversant un foyer. Les axes sont les équivalents elliptiques des diamètres d'un cercle, tandis que les demis-axes sont les équivalents elliptiques des rayons. Catégorie:Géométrie

Péricentre

Le périapse, périapside, péricentre ou apside inférieure est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est minimale par rapport au foyer de cette orbite. Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre. La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : : q = a(1-e) où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité. Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, un terme spécialisé apparenté peut être employé comme indiqué dans le tableau ci-contre. Toutefois, seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés. Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.

Voir aussi

Article connexe


- Liste des articles relatifs à l'astronautique

Source


- Droit français : arrêté du 20 février 1995 relatif à la terminologie des sciences et techniques spatiales. Periapside Periapside

Péricentre

Le périapse, périapside, péricentre ou apside inférieure est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est minimale par rapport au foyer de cette orbite. Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre. La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : : q = a(1-e) où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité. Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, un terme spécialisé apparenté peut être employé comme indiqué dans le tableau ci-contre. Toutefois, seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés. Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.

Voir aussi

Article connexe


- Liste des articles relatifs à l'astronautique

Source


- Droit français : arrêté du 20 février 1995 relatif à la terminologie des sciences et techniques spatiales. Periapside Periapside

Parabole

Pour la figure de style (rhétorique), voir Parabole (rhétorique). ---- La parabole est un type de courbe dont les nombreuses propriétés géométriques ont intéressé les mathématiciens dès l'Antiquité et ont reçu des applications techniques variées.

Mathématiques

Section conique

Les paraboles font partie de la famille des coniques, c'est-à-dire des courbes qui s'obtiennent par l'intersection d'un cône de révolution avec un plan ; en l'occurrence, la parabole est obtenue lorsque le plan est parallèle à l'une des génératrices du cône. La parabole est l'intersection d'un plan avec un cône lorsque le plan est parallèle à une des génératrices du cône
La parabole est l'intersection d'un plan avec un cône lorsque le plan est parallèle à une des génératrices du cône

Directrice, foyer et excentricité

Soient D une droite et F un point n'appartenant pas à D, et soit P le plan contenant la droite D et le point F). On appelle parabole de droite directrice D et de foyer F l'ensemble des points M du plan P vérifiant : :\qquad \frac = 1 où d(M,F) mesure la distance du point M au point F et d(M,D) mesure la distance du point M à la droite D. C'est donc une conique dont l'excentricité e vaut 1

Équations

Une parabole est une courbe représentative d'un polynôme du second degré :y = a.x2 + b.x + c où a, b et c sont des constantes réelles. La parabole dont l'expression mathématique est la plus simple est la courbe y = x2.

Applications

Physique

polynôme La parabole est la trajectoire décrite par un objet que l'on lance si on peut négliger la courbure de la Terre, le frottement de l'air (vent, ralentissement de l'objet) et la variation de la gravité avec la hauteur.

Ondes hertziennes

Par métonymie, une parabole désigne une antenne parabolique. Il s'agit plus exactement d'une application des propriétés de la surface nommée paraboloïde de révolution. catégorie:Courbe ja:放物線

Terre

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

Histoire

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

Structure géologique

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

Croûte terrestre

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

Atmosphère

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

Constitution

Cette enveloppe, dont la masse globale est de l'ordre de 510 kg (un millionième de la masse de la Terre), est contenue à 99 % dans les 30 premiers kilomètres (50 % dans les 5 premiers kilomètres). La basse atmosphère (du niveau de la mer jusqu'à environ 45 km) est composée de gaz « permanents », gaz dont les proportions restent constantes, et de gaz de concentration variable avec l'altitude. L'azote, l'oxygène et l'argon constituent, en volume, 99,997 % des gaz permanents (cf. tableau ci-dessus) ; le brassage vertical de l'air permet de conserver une répartition constante à tous les niveaux, même pour les gaz les plus légers tels que l'hélium ou l'hydrogène. Les gaz à concentration variable sont essentiellement la vapeur d'eau H2O, le dioxyde de carbone CO2, le dioxyde de soufre SO2 et l'ozone O3. Les particules liquides, solides, liquides ou mixtes en suspension dans l'atmosphère constituent l'aérosol atmosphérique. Ces particules jouent un rôle primordial dans les phénomènes de condensation (nuages) et de formation de cristaux de glace, ainsi qu'à différents processus physico-chimiques dans l'atmosphère. Leur concentration varie de plusieurs puissances de 10 en fonction du lieu et du temps ; en concentration élevée, elles constituent un facteur de pollution. Les particules se classent en :
- particules d'Aitken : 1 nm < d < 0,1 µm
- grosses particules : 0,1 µm < d < 5 µm
- particules géantes : 5 µm < d < 50 µm environ L'atmosphère atténue de façon importante le rayonnement solaire reçu au sol ; suivant l'importance de la couverture nuageuse, le sol reçoit de 68 % jusqu'à 28 % (ou moins) du rayonnement solaire parvenant sur Terre.

Structure de l'atmosphère

La composition chimique de l'atmosphère, sa température, ou les phénomènes qui y sont observés présente des discontinuités marquées lorsque l'altitude augmente. Ces discontinuités correspondent à des couches homogènes dont les propriétés évoluent de façon continue ; ce sont (par altitude croissante) :
- la troposphère
- la stratosphère
- la mésosphère
- la thermosphère
- l'exosphère Les limites de ces couches (d'altitude variable) ont reçu des désignations particulières : tropopause, stratopause, mésopause et thermopause.

Satellites

La Terre possède un satellite naturel, la Lune, et de nombreux satellites artificiels. On lui associe aussi l'astéroïde 3753 Cruithne et d'autres astéroïdes géocroiseurs. L'interaction entre la Terre et la Lune ralentit la rotation de la Terre de 2 millisecondes par siècle. Nous pensons qu'il y a approximativement 900 millions d'années il y avait 481 jours de 18 heures par an. Les marées sont provoquées par la Lune et le Soleil.

Voir aussi


- Cycle biogéochimique
- Écologie
- Liste des pays du monde
- Liste des pays du monde par continent
- Sciences de l'Univers : Astronomie
- Sciences de la Terre : Cartographie | Géodésie | Géophysique
- Structure interne du globe terrestre
- Monde

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/article6.html Astrofiles : Terre]
- [http://www.populationdata.net PopulationData.net - Informations, cartes et statistiques sur la Terre]
- [http://www.le-systeme-solaire.net/modules.php?name=syssol&page=terre Le Système Solaire - La Terre] catégorie:géographie
- zh-min-nan:Tē-kiû ko:지구 ms:Bumi ja:地球 simple:Earth th:โลก

Point vernal

ja:春分点 catégorie:Système de coordonnées célestes Le point vernal, ou premier point du Bélier, (noté γ, g ou ♈) est un point de la sphère céleste, l'un des deux points où l'équateur céleste et l'écliptique se croisent. Précisément, ce point est défini par la position du Soleil sur la sphère céleste au moment de l'équinoxe de printemps. En astronomie, le méridien du point vernal sert de référence dans le système de coordonnées équatoriales, il est définit comme le méridien zéro pour la mesure des ascensions droites. L'ascension droite du point vernal est donc α = 0 ascensions droites. Étant situé sur l'équateur céleste, la déclinaison du point vernal est également δ = 0°. Le nom de « premier point du Bélier », utilisé en astrologie, provient du nom de la constellation dans laquelle ce point se trouvait dans l'Antiquité. Toutefois, à cause de la précession des équinoxes, ce point se déplace lentement le long de l'écliptique. Le point vernal est actuellement situé dans la constellation des Poissons, il y est entré vers -70 et en ressortira vers 2600 pour entrer dans la constellation du Verseau.

Détermination du point vernal

Le point vernal étant défini comme le croisement de l'écliptique et de l'équateur céleste, il change de position avec les mouvements de précession et de nutation l'axe de rotation de la Terre. Ces paramètres sont déterminés par l'International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS) en combinant les données fournies par un réseau de surveillance mondial. En raison des mouvements du point vernal, ce sont ses coordonnées J2000.0, c'est-à-dire au 2000 à midi UTC, qui servent de référence pour le système de coordonnées équatoriales.

Voir aussi


- Astronomie
- Ascension droite
- Pôle céleste

Équinoxe

Catégorie:Terre Catégorie:Terre Les équinoxes de mars et de septembre sont les deux moments de l'année où le jour et la nuit sont approximativement de même durée. L'équinoxe du printemps ou équinoxe vernal marque le début du printemps. L'équinoxe d'automne marque le début de l'automne. En astronomie, une équinoxe est le moment où le Soleil atteint une des deux intersections entre l'écliptique et l'équateur céleste. À l'équinoxe de printemps, le Soleil est dit au point vernal. Lors des équinoxes, le soleil se lève exactement à l'Est et se couche exactement à l'Ouest. Notons également que, lors des équinoxes, tous les points de la Terre, du pôle nord au pôle sud, reçoivent la lumière du Soleil durant la journée. L'oscillation de la date des équinoxes dans l'année civile est causée par la différence de durée entre l'année civile (365 ou 366 jours) et l'année tropique (365,2422 jours environ).

Voir aussi


- Solstice ja:分点

Isaac Newton

Isaac Newton (4 janvier 1643, au manoir de Woolsthorpe à Grantham - 31 mars 1727, Kensington) est un philosophe, mathématicien, physicien et astronome anglais. :Les dates du 25 décembre 1642 et 20 mars 1727 que l'on trouve parfois pour la naissance et le décès d'Isaac Newton font référence au calendrier julien, mais correspondent bien au 4 janvier et au 31 mars du calendrier grégorien ; lequel ne fut adopté en Angleterre qu'en 1752.

Biographie

Isaac Newton n'est pas un élève très attentif, préférant observer la nature. Sa mère le rappelle à l'age de 16 ans pour s'occuper du domaine familial peu après le décès de son père. Il reprendra ses études et entrera à Trinity College à Cambridge en 1661. Newton était l'élève d'Isaac Barrow à Cambridge. À cette époque, la plupart des diplômés en sciences de cette université anglaise se destinaient à devenir ministres anglicans, mais Newton s'y refusa et put obtenir le professorat lucasien.

Théories scientifiques

Ensemble des théories

Sir Isaac Newton est à l'origine de théories scientifiques qui vont révolutionner la science, notamment dans les domaines de l'optique, des mathématiques, et surtout de la mécanique. L'écrivain anglais Alexander Pope dira de Newton : « Les lois de la nature étaient cachées dans la nuit. Dieu dit « Que Newton soit ! » et la lumière fut.» Il est à l'origine de ce qu'on appelle la mécanique classique dont les trois lois de Newton constituent les fondements. Il inventa, en même temps que Leibniz (les dérivés de Leibniz), le calcul différentiel, qu'il nomma méthode des fluxions et qu'il utilisa pour formaliser sa description de la gravitation comme force d'attraction universelle. attraction universelle En 1685, il établit les lois de la gravitation qu'il avait pressenties dès 1665, date pour laquelle il fit courir la légende qu'il aurait compris le principe de l'attraction terrestre en regardant une pomme tomber. Son ouvrage majeur, Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, publié en 1687, fut traduit en français par Émilie du Châtelet sous le titre de Principes mathématiques de philosophie naturelle. Dans le domaine de l'optique, il réalise en 1671 le premier télescope à réflexion, et il publie en 1704 un traité où il montre que la lumière blanche est formée de plusieurs couleurs (découverte qu'il aurait fait en 1669). Les méthodes de calcul qu'il utilisa dans les Principia en font un précurseur du calcul vectoriel et de la géométrie infinitésimale directe. Bien que cet aspect de sa vie soit moins connu, Newton se passionna également pour l'alchimie et la théologie. À ce sujet, il a passé une quinzaine d'années à calculer, d'après les écrits bibliques, la date de la fin du monde; mais heureusement, elle est passée. fin du monde

Les lois de Newton

Sir Isaac Newton est avant tout le père de la mécanique grâce aux trois lois de la mécanique:

Le principe d'inertie

En l'absence de force, un objet ("corps") immobile reste immobile, et un corps se déplaçant à vitesse constante en ligne droite continue indéfiniment à le faire.

La Relation Fondamentale de la Dynamique

Si une force est appliquée à un objet, celui ci accélère. L'accélération " a " qui se produit dans la direction de la force, est proportionnelle à celle ci et inversement proportionnelle à la masse déplacée. On a donc F=m
- a avec F l'ensemble des forces appliqués à l'objet

Loi de la réaction

Les forces se produisent toujours par paires, en sens opposés, mêmes directions et en grandeurs égales. Si le corps #1 agit avec la force F sur le corps # 2, alors le corps #2 agit sur le corps #1 avec la même force, même direction et de sens opposé.

A noter

Il a donné son nom :
- en physique :
  - à l'unité de force du système international (SI), le newton, symbole N, défini comme la force qui communique à un corps dont la masse est de 1 kg une accélération de 1 m/s².
  - à l'unité de moment d'une force du système international (SI), le newton-mètre, symbole Nm, défini comme une force de 1 newton appliquée à un support perpendiculaire à un axe et se trouvant à une distance de 1 mètre de cet axe (populairement c'est la force qu'il faut exercer pour ouvrir une porte).
  - à lexpérience du tube de Newton, destinée à montrer que des objets de masses volumiques différentes ont la même vitesse de chute dans le vide.
- en mathématique :
  - au binôme de Newton, formule donnant le développement en série de (a + b)^n pour n entier positif, quoique son apport original concerne plutôt le développement en série de (1+x)^\alpha où l'exposant est un réel positif quelconque (série binomiale).
  - à la méthode de Newton en analyse numérique, utilisée pour calculer la valeur approchée d'une solution d'une équation.
  - à la méthode de Newton-Cotes en analyse numérique, qui étend de manière générale la méthode des trapèzes et la méthode de Simpson pour le calcul des intégrales.
  - au polygône de Newton, utilisé pour trouver les termes de développements de fonctions algébriques, quoique la méthode soit essentiellement due à Puiseux.
  - à la formule d'interpolation de Newton, semblable à la formule d'interpolation de Lagrange mais écrite avec des différences divisées.
  - au noyau newtonien, qui est à la base de la théorie mathématique unifiant la gravitation newtonienne et l'électrostatique de Coulomb.
  - à la théorie du potentiel newtonien, nom donné par Gauss à la théorie évoquée ci-dessus, et qu'on appelle aussi théorie classique du potentiel.
- en optique, aux anneaux de Newton, dus au phénomène d'interférence.
- en astronomie, aux astéroïdes 662 Newtonia et 8000 Isaac Newton.
- en astronomie, au télescope de type Newton. Les théories de Newton ne manquèrent pas d'être le sujet de controverses et de polémiques scientifiques durant le . À partir de 1734, les partisans du système de Newton furent nommés les newtoniens, par opposition aux cartésiens. Couvert d'honneurs dès 1671, président de la Royal Society de 1703 jusqu'à sa mort, il fut enterré à l'abbaye de Westminster.

Newton et les Faux-Monnayeurs

Newton estimait que 20% des pièces de monnaie mises en circulation pendant la Grande Réforme monétaire de 1696 étaient contrefaites. La contrefaçon était considérée comme un acte de trahison, passible de mort par écartèlement. Aussi horrible que fût ce châtiment, les tribunaux n'obéissaient ni à l'arbitraire ni au caprice. Les droits des hommes libres jouissaient d'une longue tradition en Angleterre et le ministère public devait apporter ses preuves devant le jury. On avait aussi le droit de plaider coupable. Faire condamner les criminels les plus évidents pouvait se révéler un casse-tête insoluble. Newton fut égal à ce qu'on attendait de lui. Il rassembla des faits et prouva ses théories en se montrant aussi brillant que lorsqu'il démontrait scientifiquement sa loi. Entre juin 1698 et Noël 1699, il conduisit environ 200 contre-interrogatoires de témoins, d'informateurs et de suspects et il obtint les aveux dont il avait besoin. Il n’avait pas le droit de recourir à la torture, mais on s’interroge sur les moyens employés puisque Newton lui-même ordonna par la suite la destruction de tous les rapports d'interrogation. Quoi qu’il en soit il réussit et emporta la conviction du jury : en février 1699, dix prisonniers attendaient leur exécution. Newton obtint son plus grand succès comme attorney royal contre William Chaloner. Celui-là était un escroc particulièrement retors qui s'était suffisamment enrichi pour se poser en riche bourgeois. Dans une pétition au Parlement, il accusa l'Hôtel des Monnaies de fournir des outils aux contrefacteurs, accusation qui n’était pas nouvelle, et il proposa que l'on lui permît d'inspecter les procédés de l'Hôtel des Monnaies pour les améliorer. Dans une pétition il présenta au Parlement ses plans pour une invention qui empêcherait toute contrefaçon. Pendant tout ce temps, il profitait de l'occasion pour frapper lui-même de la fausse monnaie, ce que Newton arriva au bout du compte à démontrer devant le tribunal compétent. Le 23 mars 1699, Chaloner fut pendu et écartelé.

Anecdote

Isaac Newton est un des héros de la Rubrique-à-brac, bande dessinée de Gotlib. Il y apparaît dans un gag récurrent, où la légende selon laquelle il découvrit la théorie de la gravitation universelle en recevant une pomme sur la tête est parodiée de diverses façons.

Étude sur la personne et l'œuvre


- James Gleick, Isaac Newton : un destin fabuleux (traduit de l'américain par Christian Jeanmougin ; préface de Trinh Xuan Thuan). Paris : Dunod, coll. « Quai des sciences », 2005. XX-294 p., 24 cm. ISBN 2-10-048739-6. Titre original : Isaac Newton.

Voir aussi

Liens externes


- [http://www.astrofiles.net/modules.php?name=News&file=article&sid=21 Biographie de Isaac Newton]
- [http://visualiseur.bnf.fr/Visualiseur?Destination=Gallica&O=NUMM-29037 Principes mathématiques de la philosophie naturelle, tome I]
- [http://visualiseur.bnf.fr/Visualiseur?Destination=Gallica&O=NUMM-29038 Principes mathématiques de la philosophie naturelle, tome II] Newton, Isaac Newton, Isaac Newton, Isaac Newton, Isaac Newton, Isaac Newton, Isaac Newton, Isaac Newton, Isaac ja:アイザック・ニュートン ko:아이작 뉴턴 ms:Isaac Newton simple:Isaac Newton th:ไอแซก นิวตัน

Périastre

Le périapse, périapside, péricentre ou apside inférieure est le point de l'orbite d'un objet céleste où la distance est minimale par rapport au foyer de cette orbite. Son antonyme est apoapside, apoapse ou apocentre. La distance du centre de masse au périapse peut se calculer de la façon suivante : : q = a(1-e) où a est la longueur du demi-grand axe et e est l'excentricité. Dans le cas d'une étoile ou des principaux objets du système solaire, un terme spécialisé apparenté peut être employé comme indiqué dans le tableau ci-contre. Toutefois, seuls périhélie, périgée et périastre sont couramment utilisés. Ces termes sont formés en prenant la racine grecque du corps correspondant. Les termes Périlune et Périjove sont à éviter. On voit parfois aussi Péricynthe dans le cas d'un satellite artificiel de la Lune.

Voir aussi

Article connexe


- Liste des articles relatifs à l'astronautique

Source


- Droit français : arrêté du 20 février 1995 relatif à la terminologie des sciences et techniques spatiales. Periapside Periapside

Conjonction

En grammaire, une conjonction est un mot-outil invariable mettant en relation deux segments (mots ou groupes de mots) au sein d'un énoncé. Selon la nature de cette relation, on distingue la conjonction de coordination et la conjonction de subordination.
- La conjonction de coordination est un coordonnant, c'est-à-dire, un mot de liaison qui joint deux segments de même fonction, et généralement, de même nature : :Tu viendras me voir et nous irons au cinéma. ::La conjonction de coordination « et » relie entre elles les deux propositions de même statut (des propositions indépendantes) : « Tu viendras me voir » et « nous irons au cinéma ».
- La conjonction de subordination est un subordonnant, c'est-à-dire, un mot de liaison, introduisant une proposition subordonnée dépendant syntaxiquement de la proposition dite principale : :Tu viendras me voir quand tu voudras. ::La conjonction de subordination « quand » relie la proposition subordonnée conjonctive circonstancielle « tu voudras » à la proposition principale « Tu viendras me voir ».

Voir aussi


- Algèbre de Boole (logique)
- Liste des notions utilisées en linguistique
- Mot
- Mot-outil
- Nature (grammaire) catégorie:Grammaire catégorie:Syntaxe

Scala Regia

Scala Regia är en monumental paradtrappa som förbinder Vatikanpalatset med Peterskyrkan. Trappan uppfördes 1663-1666 efter ritningar av Giovanni Lorenzo Bernini. Scala Regia är ett utmärkt exempel på Berninis illusionism. Bernini indelade den trånga och djupa uppgången med kolonnrader, som konvergerar och därigenom ger ett förlängt perspektiv. Kategori:Barockarkitektur Kategori:Vatikanstaten

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