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Système Solaire

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

Étoile

ko:항성 ms:Bintang ja:恒星 simple:Star th:ดาวฤกษ์
- En astronomie, une étoile est un astre semblable au Soleil qui puise son énergie grace à des réactions nucléaires qui se produisent en son centre. À l'exception du Soleil, les étoiles apparaissent à l'œil nu sous la forme d'un point brillant — généralement scintillant du fait de la turbulence atmosphérique —, sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes du ciel. Ceci vient du fait que toutes les autres étoiles sont considérablement plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil. L'étoile la plus proche après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années lumières du Système Solaire, soit près de 250 000 fois plus loin que le Soleil. Système Solaire Une étoile typique ressemble au Soleil. Sa masse est de l'ordre de quelques 10 kilogrammes, et son rayon de l'ordre de quelques millions de kilomètres. La puissance rayonnée par une étoile comme le Soleil est de l'ordre de 10 watts. Les étoiles se forment suite à la contraction et l'échauffement d'un nuage de gaz sous l'effet de la gravité. Si l'échauffement est suffisant, il peut démarrer des réactions nucléaires au cœur du nuage. L'énergie dégagée par ces réactions est alors suffisante pour arrêter sa contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée. Le nombre d'étoiles dans l'univers est estimé entre 10 et 10, ce qui représente approximativement le nombre de molécules contenues dans quelques centimètres cube d'air. Le Soleil mis à part, les étoiles sont trop peu brillantes pour être observable en plein jour (sauf Sirius dans d'excellentes conditions d'observation et quelques supernovae historiques). Le nombre d'étoiles observables la nuit à l'œil nu et par temps clair varie entre une centaine et plusieurs milliers selon les conditions d'observation.

Les constellations

En observant le ciel nocturne, l'homme a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d'une époque à une autre et d'une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations. Les étoiles d'une constellation n'ont a priori rien de commun, si ce n'est d'occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elle peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l'Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.

Caractéristiques principales d'une étoile

Masse

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 120 fois la masse du Soleil. Cette grandeur détermine la vie de l'étoile aussi bien en durée que dans ses phases évoluées et finales. Une étoile très massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera très réduite. En deçà de la masse minimale, l'échauffement générée par la contraction est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires (voir Naines brunes) ; au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l'étoile une fois les réactions nucléaires entamées.

Diamètre

Comparativement à notre planète (environ 12 000 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d'environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre 700, voire 800 fois supérieur à ce dernier ! Le diamètre d'une étoile n'est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d'évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).

Magnitude

Température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l'œil nu. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter une plage de couleurs : bleu, blanc, rouge et même doré. Ce qui fait que les étoiles montrent différentes couleurs resta longtemps un mystère jusqu'il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension de la nature de la lumière et des propriétés de la matière aux très hautes températures. La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c'est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M (moyen mnémotechnique pour retenir la séquence : ce sont les initiales de la phrase anglaise Oh, be a fine girl, kiss me). Le Soleil, par exemple, est de type spectral G. Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues à l'œil , Rigel par exemple, les étoiles A sont blanches (Sirius, Véga), les étoiles F et G sont jaunes, c’est l’exemple du Soleil (qu’il ne faut pas regarder à travers un instrument optique grossissant, tel que jumelles, téléobjectif, lunette astronomique ou télescope), les étoiles K sont orange (Arcturus), et enfin les étoiles M sont rouges comme par exemple Bételgeuse. On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l'indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l'étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Vitesse de rotation

Toutes les étoiles tournent sur elles-mêmes plus ou moins vite. Cela dépend de leur âge (freinage au cours du temps) mais aussi de l'état initial du nuage protostellaire ; enfin, cela dépend de leur masse et de leur statut d'étoile simple, binaire ou multiple. On n'accède pas directement à la vitesse de rotation mais à sa projection sur la ligne de visée : le fameux v.sini. Une étoile n'étant pas solide, elle est animée d'une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.

Spectre

Le spectre d'une source lumineuse et donc d'une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd'hui des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l'énergie lumineuse venant de l'étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d'abondances chimiques des couches externes de l'étoile.

Champ magnétique

Comme le Soleil, la plupart des étoiles sont dotées de champs magnétiques très intenses dont dépend l'activité de l'étoile, c'est-à-dire la quantité de rayonnement et de particules émis par l'astre, appelé vent stellaire (pour le Soleil, on parle de vent solaire). Pour le Soleil, l'activité peut se mesurer par le nombre et la dimension de taches présentes sur sa surface, qui trahissent les variations locales d'intensité du champ magnétique.

Structure d'une étoile

Une étoile est structurée en différentes zones, décrites ci-après à partir du centre.

Le cœur

C'est la partie de l'étoile dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui fournissent l'énergie nécessaire à la stabilité de l'étoile. Le cœur est la zone la plus chaude qui dans le cas du Soleil atteint la température de 15,7 millions de kelvins.

La zone radiative

L'énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires au cœur de l'étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d'une zone convective. Dans le Soleil, la zone radiative met près d'un million d'années à sortir le rayonnement produit dans les parties centrales.

La zone convective

Au contraire de la zone précédente, la chaleur se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : chauffée à la base de la couche convective, la matière s'élève sous l'effet de la poussée d'Archimède, réchauffe la matière alentour (vers la surface), se refroidit et plonge vers la base de la zone convective pour un nouveau cycle. C'est le principe de la convection. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l'étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l'étoile, comme c'est le cas pour Bételgeuse.

La photosphère

C'est la partie externe de l'étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue, de quelques centaines de kilomètres pour les étoiles naines (inférieur à 1 pourcent du rayon) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l'étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l'étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d'environ 400 kilomètres.

La couronne

C'est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. On peut l'observer lors des éclipses de Soleil. C'est grâce à l'étude de la couronne au que l'astronome Jules Janssen a découvert l'existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Helios) : l'hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles possèdent des couronnes.

Évolution

→ Voir article de fond : évolution des étoiles. L'histoire d'une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d'existence, et conditionne sa fin. L'évolution d'une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernovae ou une nébuleuse planétaire.

Formation

Une étoile naît de la contraction d'un nuage riche en hydrogène. Sous l'influence d'une onde de densité (bras de galaxie), d'une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d'une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraîne son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l'infrarouge). Ce rayonnement ralentit (par la pression de radiation), mais n'interrompt pas l'inexorable travail de la gravitation. Voir article de fond : formation stellaire.

La séquence principale

Sous l'effet de la contraction, le cœur de l'étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu'à l'allumage des réactions thermonucléaire (voir plus haut). L'étoile entre alors dans ce qu'on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son cœur, initialement et essentiellement constitué d'hydrogène et d'hélium, va progressivement se transformer en hélium. Des noyaux d'hydrogène (des protons) fusionnent par groupe de 4 pour donner un noyau d'hélium (composé de 2 protons et 2 neutrons), il se produit alors un dégagement d'énergie selon les réactions suivantes (chaîne proton-proton) : :2(¹H + ¹H → ²D + e^- + ν_e) (4,0 MeV + 1,0 MeV) :2(¹H + ²D → ³He + γ) (5,5 MeV) :³He + ³He → ⁴He + ¹H + ¹H (12,86 MeV) La fusion a lieu dans le cœur de l'étoile, la zone centrale, du fait de la pression et de la température élevées qui y règnent. Dans ces conditions, les protons ont une grande vitesse qui leur permet de vaincre leur répulsion électrique (2 protons ont tous deux une charge positive donc se repoussent) et de fusionner à l'aide de l'effet tunnel. D'autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d'énergie. Une partie de l'énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l'extérieur, car un plasma est opaque, la lumière y voyage très difficilement. On estime qu'un photon met plusieurs millions d'années avant d'atteindre la surface de l'étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

La fin d'une étoile

Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le cœur de l'étoile, les réactions de fusion s'arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l'étoile s'effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu'à prendre la forme d'une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d'une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (dépend de la masse de l'étoile) d'un trou noir.

Les types d'étoiles

On peut classer les étoiles en différentes catégories : naines brunes, naines rouges, naines jaunes, géantes rouges, géantes bleues, supergéantes rouges, naines blanches, étoiles à neutrons et trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l'une ou l'autre de ces catégories, il faut garder en tête qu'il ne s'agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d'une catégorie à une autre.

Naines brunes : des étoiles ratées

Les naines brunes ne sont pas des étoiles. Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, il faut 0,08 masses solaires (0,08 fois la masse du Soleil) pour qu'une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives. Elles n'ont qu'un début de formation un peu lumineux, brillant par contraction gravitationnelle.

Naines rouges

Les naines rouges sont... de petites étoiles rouges ! Il s'agit en fait des plus petites étoiles dignes de ce nom. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masses solaires. Une température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant et vivent très longtemps. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges. La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une.

Naines jaunes

Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne. (Les astronomes ne classent les étoiles qu'en naines ou en géantes.) Elles ont une température de surface d'environ 6000°C et brillent d'un jaune vif, presque blanc. À la fin de sa vie, une naine jaune devient une géante rouge puis une naine blanche. Le Soleil est une naine jaune typique.

Géante rouge

La phase géante rouge annonce la fin. Une étoile atteint ce stade lorsque son cœur a épuisé son principal carburant, l'hydrogène. Des réactions de fusion de l'hélium se déclenchent alors. Tandis que le centre de l'étoile se contracte, ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l'hélium s'épuise à son tour et l'étoile meurt. L'astre se débarrasse de ses couches externes et son centre se contracte pour devenir une naine blanche.

Géantes bleues et supergéantes rouges

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes: des géantes bleues. Ces étoiles sont au moins dix fois plus grosses que le Soleil. Très massives, elles consomment rapidement leur hydrogène. Lorsqu'elle ne contient plus d'hydrogène dans son cœur, une géante bleue y fusionne de l'hélium. Ses couches externes enflent et sa température de surface baisse de plus en plus. Elle devient alors une supergéante rouge. L'étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane... À ce stade, les réactions de fusion s'arrêtent et l'étoile devient instable. Elle explose en une supernova et meurt. L'explosion laisse derrière elle un étrange cœur de matière qui demeurera intact. Ce cadavre est, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines blanches

Les naines blanches sont les cœurs d'étoiles mortes qui ont expulsé leurs couches externes. Leur taille est environ celle de la Terre. Elles sont blanches car leur température de surface après leur naissance est extrêmement élevée. Au cours du temps elles se refroidissent par perte de rayonnement pour finir comme astres froid et invisibles. Ces étoiles sont mortes : il n'y a plus de réactions nucléaires en leur cœur. Les progéniteurs des naines blanches sont des étoiles dites de masses intermédiaires, c'est à dire entre ~1 et ~8 masses solaire. Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée. La matière est dans un état dégénéré et sa densité est telle que ses composants, électrons ou neutrons, sont tellement proches que le facteur principal de la pression provient du principe d'exclusion de Pauli; c'est la pression de dégénérescence. La densité d'une naine blanche est donc énorme. Une cuillère à thé de matière d'une telle étoile aurait, sur Terre, la masse d'un éléphant. Cette densité extrême impose aux électrons de se repousser énergiquement. Il se crée ainsi une force de pression qui s'oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l'absence de fusion nucléaire en son cœur. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,4 fois celle du Soleil : c'est la limite de Chandrasekhar. Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d'une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est complètement détruite. Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.

Naines noires

Comme un élément de cuisinière qu'on éteint, les naines blanches se refroidissent lentement. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d'une dizaine de milliards d'années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire. L'Univers, vieux de 13,7 milliards d'années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires. Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l'attend dans environ 15 milliards d'années.

Étoiles à neutrons et trous noirs

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d'une étoile comme le Soleil dans un rayon d'environ 10 km. Ce sont les vestiges d'étoiles très massives de plus de dix masses solaires. Lorsqu'une étoile massive arrive en fin d'existence, elle s'effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. cette explosion disperse d'énormes quantités de matière dans l'espace mais épargne le cœur de l'étoile. Ce cœur se contracte et se transforme en grande partie en une étoile à neutrons . Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l'axe magnétique se propage des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron. Le moment cinétique de l'étoile étant conservé lors de l'effondrement du cœur, l'étoile à neutron possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d'une étoile à neutron et que la ligne de visée est perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile, celui-çi verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s'appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovae, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l'explosion d'une étoile massive en 1054, supernova observé par les astronomes chinois. Sa découverte fut faite par les radioastronomes. Parfois, le cœur de l'étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu'à former un trou noir.

Les systèmes stellaires

Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu'un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d'étoiles, l'ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre un loi de distribution dite fonction de masse initiale (IMF), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d'étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l'étude des amas de la Galaxie.

Les systèmes binaires

Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement et orbitant l'une autour de l'autre. L'élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d'autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l'une ou des deux étoiles. Dans ce cas la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l'étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l'étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie. L'astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l'espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.

Les amas

Les amas stellaires sont des regroupements locaux d'étoiles, liées gravitationnellement et généralement formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d'une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s'en servir pour déterminer l'âge des plus vieilles étoiles de notre Galaxie. On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à centaines d'étoiles et de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers voire plusieurs millions d'étoiles. Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d'années. Les AG sont de forme sphérique d'où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu'on appelle le halo. Leur âge est compris entre 11 et 13,5 milliards d'années.

Les associations

Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu'elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d'un certain temps.

Les galaxies

Une galaxie est un vaste ensemble d'étoiles. Elles diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d'étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.

Les systèmes planétaires

Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d'elles. Ainsi, le Système solaire est composé d'une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes. Récemment, des planètes ont été découvertes autour d'autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au système solaire son caractère jusqu'ici unique.

Voir aussi

Liens internes

- Liste des étoiles les plus brillantes

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

Plante

zh-min-nan:Si̍t-bu̍t ko:식물 ms:Tumbuhan ja:植物 simple:Plant th:พืช |----- ! colspan=2 bgcolor="lightgreen" | Références |----- ! colspan=2 align=left| [http://www.itis.usda.gov/servlet/SingleRpt/SingleRpt?search_topic=TSN&search_value=202422 ITIS 202422] |- Les plantes ou végétaux sont des êtres pluricellulaires à la base de la chaîne alimentaire. Elles forment l'une des subdivisions (ou règne) des eucaryotes. Elles sont l'objet d'étude de la botanique.

Les grandes caractéristiques des plantes

- Les végétaux sont des organismes autotrophes, c'est à dire qu'ils produisent leur propre matière organique à partir de sels minéraux puisés dans le sol et d'énergie solaire grâce à la fonction chlorophyllienne : c'est le mécanisme de photosynthèse. Ils doivent à la chlorophylle contenue dans les chloroplastes leur couleur verte.
- Les végétaux sont des organismes fixés au sol par leurs racines (mais il y a des exceptions), ce qui les rend très dépendants des conditions de leur environnement ; cet état est lié à la nature cellulosique des parois cellulaires, aux tissus de soutien de la plante (collenchyme et sclérenchyme) et à certaines molécules particulières comme la lignine qui rend les tissus rigides.
- Les végétaux sont des organismes peu différenciés. On distingue peu de types de tissus ou d'organes différenciés, ce qui entraîne des propriétés particulières : une croissance potentiellement indéfinie, une capacité de régénération importante (d'où la possibilité de reproduction végétative).

L'organisme végétal

reproduction végétative On distingue, selon leur degré de différenciation, trois grands types d'organisation :
- les thallophytes ; plantes vivant en milieux humides, caractérisées par un thalle, appareil végétatif peu différencié en forme de lame : algues, champignons, lichens ;
- les bryophytes ; ce sont les mousses et les Hépatiques, dont l'appareil végétatif commence à se différencier en tige et feuille. Ils constituent une nouvelle étape vers le passage de la vie aquatique à la vie terrestre ;
- les cormophytes ; ce sont les plantes vasculaires ou rhizophytes, qui comprennent les ptéridophytes (fougères) et les spermaphytes (plantes à graines). L'appreil végétatif est maintenant bien différencié en racine, tige, feuille et surtout vaisseaux conducteurs de sève (phloème et xylème). C'est grâce à ces vaisseaux conducteurs et à leur port dressé et rigide que ces plantes sont adaptées au milieu terrestre ;

La classification des plantes

La première classification connue est l'œuvre de Théophraste (370-285 av. J.-C.) qui classa 480 plantes selon leur port (arbre, arbuste ou herbe) et certaines caractéristiques florales. Au , des botanistes, notamment les frères Jean et Gaspard Bauhin, vont entamer une réflexion sur le classement des plantes. Ils cherchent à établir des groupes naturels de plantes à partir de leur ressemblance. En effet la découverte de nouvelles plantes rendait un nouveau classement nécessaire. Il faut savoir que jusqu'alors, les plantes étaient classées en fonction de leur taille, du lieu où elles poussaient ou de leur ressemblance. John Ray (1628-1705), naturaliste anglais, propose d'établir un nouveau système de classification ayant pour fondement le plus grand nombre possible de caractères de la fleur, du fruit ou de la feuille. Puis, Pierre Magnol (1638-1715), inventeur du terme famille, répertorie 76 familles de plantes. Joseph Pitton de Tournefort (1656-1708) établit un classement des végétaux suivant la structure des fleurs et introduit les notions d'espèce et de genre. Enfin, Carl von Linné (1707-1778), botaniste du roi de Suède, codifie la nomenclature binominale des végétaux et des animaux. Ce système utilise deux noms en latin : le premier indique le genre et le second, l'espèce de la plante ou de l'animal. En revanche, son « système sexuel » basé sur le nombre d'étamines, ne fait pas progresser la classification des plantes.
- Voir aussi la liste des Botanistes.

Classification systématique dite « classique »

sont rattachés directement à ce règne:

Les algues

:
- Euglenophyta (les euglènes, 900 espèces) :
- Cryptophyta (les cryptophycées, 200 espèces) :
- Rhodophyta (les algues rouges, 4000 à 6000 espèces) :
- Haptophyta (les haptophytes, 300 espèces) :
- Chrysophyta (les chrysophycées, 1000 espèces) :
- Bacillariophyta (les diatomées, 100 000 espèces) :
- Phaeophyta (les algues brunes, 1500 espèces) :
- Chlorophyta (les algues vertes, 17 000 espèces)

Les Bryophytes

:
- Hepaticophyta (les hépatiques, 6000 espèces) :
- Anthocerotophyta (les anthocérotes, 100 espèces) :
- Bryophyta (les mousses, 9500 espèces)

Les végétaux vasculaires

- Psilophyta
- Lycopodiophyta (les lycopodes, 1000 espèces)
- Equisetophyta (les prêles, 15 espèces)
- Pteridophyta (les fougères, 11 000 espèces)
- les Spermaphytes
- les Gymnospermes
- Cycadophyta (les cycas, 140 espèces)
- Ginkgophyta (le ginkgo)
- Pinophyta (les conifères, 550 espèces)
- Gnetophyta (les gnétophytes, 70 espèces)
- les Angiospermes (les plantes à fleurs, environ 235 000 espèces) Les chiffres montrent la domination qu'exercent aujourd'hui les angiospermes parmi les plantes terrestres. Suivant les auteurs, les limites entre le règne végétal (Plantae) et celui des protistes (Protista) varient. Pour certains (Raven, 1992), le règne des protistes s'étend des protistes hétérotrophes très proches des champignons ou des animaux aux algues vertes très proches des plantes terrestres; le règne végétal ne comprenant que ces dernières encore appelées embryophytes. D'autres auteurs (Bremer, 1985) regroupent les algues vertes et les plantes terrestres dans le taxon monophylétique des plantes vertes ou Chlorobionta. L'ITIS pour sa part regroupe l'ensemble des algues et des plantes terrestres dans le règne végétal.

Arbre phylogénétique simplifié

Chlorobiontes
- Ulvophytes ou Chlorophytes stricto sensu
- Micromonadophytes
- Streptophytes
- Chlorokybophytes
- Klebsormidiophytes
- Phragmoplastophytes
- Zygnématophytes
- Plasmodesmophytes
- Chaetosphaeridiophytes
- Charophytes stricto sensu
- Parenchymophytes
-
- Coléochaetophytes
-
- Embryophytes
-
- Marchantiophytes ou Hépatiques
-
- Stomatophytes
-
- Anthocérotes
-
- Hémitrachéophytes
-
- Bryophytes stricto sensu ou Mousses
-
- Trachéophytes ou Végétaux vasculaires
-
-
- Lycophytes
-
-
- Euphyllophytes
-
-
- Moniliformopses
-
-
- Filicophytes ou Ptéridophytes stricto sensu
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-
- Équisétophytes ou Sphénophytes
-
-
- Spermatophytes
-
-
- Cycadophytes
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-
- Coniférophytes
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-
- Ginkgophytes
-
-
- Anthophytes
-
-
- Gnétophytes
-
-
- Angiospermes

Classification selon la taille et le type de la tige

Une grande division est souvent faite entre les plantes herbacées et les plantes ligneuses (celles qui forment du bois).

Classification selon le climat d'après W. Köppen

On trouve des plantes presque partout sur la terre : dans le désert, sous l'eau, dans les forêts tropicales, et même dans l'Arctique. Toutefois, leur répartition à la surface de la terre est fonction des conditions climatiques. Ainsi, pour rendre compte des principaux groupes de végétaux, un climatologue et botaniste allemand, Köppen a établi une classification des climats. Cette classification, publiée pour la première fois en 1901, et remaniée à plusieurs reprises depuis, est la plus ancienne et la plus connue. La classification de Köppen comprend cinq groupes de climats eux-mêmes divisés en cinq types climatiques. Le contour de chaque groupe correspond à la satisfaction d'un critère lié à la température de l'air ou combinant à la fois la température de l'air et le niveau des précipitations.
- Plantes des régions tropicales La zone tropicale s'étend de part et d'autre de l'équateur entre le tropique du Cancer (23°27' de latitude nord) et le tropique du Capricorne (23°27' de latitude sud). Elle représente l'une des grandes zones climatiques nées de la circulation générale de l'atmosphère et de son déplacement saisonnier. Il est à noter que cette zone couvre environ 45% de la surface globale des forêts. La température moyenne du mois le plus froid est supérieure à +18°Celsius. La végétation correspondante est la forêt tropicale ou la savane.
- Plantes des régions sèches et désertiques Essentiellement caracterisé par la presence d'arbustes et d'herbes qui se sont adaptés à l'environnement désertique et qui, par un système de racines souterrainnes peu profond mais étendu à proximité de la surface (fasciculé), arrivent à récolter la quantité d'eau suffisante à leur croissance. La végétation est très peu développée et recouvre peu d'espace. Les espèces sont appelées xérophytes (du grec Xéro=sec, et phyto=plante), on y retrouve des Cactus, des plantes à cuticule épaisse pour limiter l'évapotranspiration, des plantes en coussinets, des succulentes ( exemple famille des Crassulassées, dont le Sedum ou la Joubarbe ). La plupart des plantes chlorophyliennes de ces régions fonctionnent grâce à la photosynthèse en C4.
- Plantes des régions tempérées En Europe, cette forêt s'étend de la forêt boréal à la forêt méditerrannéenne (entre 40° et 55° Nord ). Le régime thermique est modéré avec en hiver un peu de gel sur la partie supérieure des sols, et un été modérément chaud. On peut distinguer trois espèces dominantes.
- Plantes des régions froides ou subarctiques On distingue 2 grands types de végétation en milieu polaire et subpolaire :
- La toundra : située entre 55° et 70° Nord, cest une végétation dominée par les herbes et les mousses, souvent associées a divers arbustes. C'est une formation végétale continue et basse avec l'absence d'arbres à cause d'un sol gelé en profondeur en permanence, le permafrost (température inférieure a 0°C). L'absence d'arbres est aussi due à un raccourcissement de la période de végétation (l'été ne dure parfois que 1 à 2 mois).
- La taïga : forêt boréale de grands conifères, typique de la Sibérie et du Canada. Les hivers sont plus longs et plus rigoureux et les mois d'été sont plus chauds (température supérieure a 10°C). On considère que cela représente la limite entre la taïga et la toundra. Le sous-bois est constitué de plusieurs conifères à aiguilles et de fougères. Dans l'hémisphère sud, cette formation végétale est plus réduite (dans les îles de l'Antarctique, la toundra en touffes domine la région).
- Plantes des régions polaires
- Plantes des régions de hautes montagnes

Classification des types biologiques de Raunkiaer

C'est une classification écologique, qui classe les plantes selon la manière dont elles protègent leurs bourgeons à la mauvaise saison (froide ou sèche) ; elle distingue cinq groupes ou type biologique de végétaux :
- phanérophytes : ce sont essentiellement les arbres, arbustes et arbrisseaux, dont les bourgeons sont situés en haut d'une tige ; les feuilles tombent ou non et les zones les plus sensibles (méristèmes) sont protégées par des structures temporaires de résistance : les bourgeons ;
- chaméphytes, ce sont des plantes basses dont les bourgeons sont proches du sol ; les feuilles tombent ou non, les bourgeons les plus bas bénéficient de la protection de la neige ;
- cryptophytes ou géophytes, ces plantes passent la mauvaise saison protégées dans le sol, la partie aérienne meurt ; ce sont les plantes à bulbe, à rhizome et à tubercule ;
- thérophytes, ce sont les plantes annuelles, qui disparaissent pendant la mauvaise saison et survivent sous la forme de graines ;
- hémicryptophytes, stratégie mixte qui combine celles des géophytes et des chaméphytes ; ce sont souvent des plantes à rosette.

Voir aussi

Liens internes

- Classement des cultures par groupes d'usage
- Famille botanique
- Flore (noms scientifiques)
- Flore (noms vernaculaires)
- Liste de plantes par ordre alphabétique
- Liste des plantes utiles par catégorie
- Liste de légumes, Liste de fruits
- Plantes par nom scientifique

Liens externes

- [http://www.infovisual.info/01/003_fr.html Voir un schéma détaillé de la structure d'une plante.]
- [http://www.tela-botanica.org/code Code international de nomenclature botanique de Saint-Louis]
- [http://www.endemia.nc Flore endémique et autochtone de Nouvelle-Calédonie]
- [http://follavoine.chez.tiscali.fr/f2_an_glos_typesbio.htm Flore photographique régionale : types biologiques]
- [http://ispb.univ-lyon1.fr/cours/botanique/ Cours de Botanique avec photographies] Catégorie:Classification scientifique Catégorie:Botanique
-

Soleil

Caractéristiques physiques

Structure

Le système solaire

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

Voir aussi

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

Liens externes

Terre

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

Histoire

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

Structure géologique

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

Croûte terrestre

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

Atmosphère

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

Constitution

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

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

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

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

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

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

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

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

- la troposphère

- la stratosphère

- la mésosphère

- la thermosphère

- l'exosphère

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

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

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

Les marées sont provoquées par la Lune et le Soleil.

Voir aussi

- Cycle biogéochimique

- Écologie

- Liste des pays du monde

- Liste des pays du monde par continent

- Sciences de l'Univers : Astronomie

- Sciences de la Terre : Cartographie | Géodésie | Géophysique

- Structure interne du globe terrestre

- Monde

Liens externes

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

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

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

catégorie:géographie

-

zh-min-nan:Tē-kiû

ko:지구

ms:Bumi

ja:地球

simple:Earth

th:โลก

Masse
La masse d'un objet mesure la quantité de matière qui constitue cet objet.
La masse d'un objet est la même quel que soit l'endroit où il se trouve dans l'univers. Il ne faut pas confondre la masse et le poids qui est la mesure de l'interaction de la masse et du champ de gravitation (le poids est une force).

L'unité de base de la masse est le kilogramme (kg) et non pas le gramme (g).
On utilise également la tonne égale à 1 000 kg et l'unité de masse atomique.

Physiquement la notion de masse recouvre deux notions à priori indépendantes:

- la masse inertielle qui caractérise la quantité de mouvement d'un objet en déplacement (la quantité de mouvement globale de l'univers est une quantité qui se conserve).

- la masse grave qui mesure l'influence d'un corps sur le champ gravitationnel.
S'il n'y a aucune raison théorique connue pour que ces deux quantités soit dépendantes l'une de l'autre, tous les résultats expérimentaux indiquent qu'elles sont directement proportionnelles. Cette équivalence implique le principe de la chute des corps exposé par Galilée puis Evangelista Torricelli : la vitesse d'un corps en chute libre ne dépend pas de sa masse.

À notre échelle cette équivalence semble évidente et elle est démontrée expérimentalement à 10^-12 près. Pourtant certaines théories scientifiques comme la théorie des cordes prédisent qu'elle pourrait cesser d'être vérifiée à des échelles beaucoup plus fines.

Dans l'Union européenne, de nombreuses masses (et volumes), sur les produits de consommations, sont indiqués en quantité estimée. Ils sont marqués comme tel, d'un « e » minuscule.

Masse et énergie

À l'échelle des atomes, de la matière peut se transformer en onde électromagnétique, et une onde électromagnétique peut se transformer en matière. Plus exactement, des particules élémentaires ayant une masse non nulle (neutrons, protons), peuvent se transformer à la suite d'une collision en particules élémentaires de masse nulle (photons, neutrinos...). C'est le principe des réactions nucléaires, par exemple utilisées pour produire de l'électricité. Dans les accélérateurs de particules, on observe fréquemment ce genre de transformation. À l'inverse, un photon γ, de masse nulle, peut se décomposer après collision sur un atome en une paire électron-positron, ayant une masse.

Lors de ces transformations, la loi de la conservation de l'énergie est respectée, la masse peut donc s'exprimer sous la forme d'une énergie :
: $E = m \cdot c^2$
avec

- E énergie de masse

- m masse

- c vitesse de la lumière dans le vide

Masse corporelle

La masse corporelle est la masse d'un être humain. Dans le langage courant, elle est souvent appelée à tort « poids ».

Voir

- indice de masse corporelle (IMC)

- obésité

- sous-nutrition

Mesure de la masse

La mesure de la masse s'appelle le pesage, bien que ce terme provienne du mot « poids ».

La seule manière de mesurer directement une masse consiste à la comparer à une autre masse ; c'est le principe des balances.

On peut aussi estimer la masse à partir du poids, c'est-à-dire que l'on mesure la force qu'exerce l'objet à peser ; le dispositif est en fait un dynamomètre. C'est le cas le plus courant des pèse-personnes et des balances électroniques.

On peut aussi estimer une masse par la perturbation du champ de gravité qu'elle induit. Cette mesure par gravimétrie n'est utilisable que pour les objets extrêment lourds, et est utilisée en géologie pour estimer la taille d'une formation rocheuse, ainsi qu'en archéologie (la gravimétrie a permis de détecter une chambre cachée dans une pyramide).

Remarque

Ce n'est probablement pas un hasard si le kilogramme étalon du BIPM a la même masse qu'un litre d'eau.

Il faut se rappeler que la livre, en France, n'avait pas la même valeur sur tout le territoire : la provençale, la parisienne ou encore la bretonne n'avaient pas tout à fait la même valeur et aujourd'hui encore la livre tout comme le gallon n'ont pas la même valeur aux USA et au Royaume Uni.

Beaucoup de marchandises se vendaient par volume, par boisseaux ou encore par barils, soit 18 boisseaux (235 litres) — différent du baril pétrolier qui ne fait que 158,98 litres.

La masse d'un électron, d'un atome ou d'une molécule est parfaitement définie ; ceci justifie le fait que le BIPM ait rajouté la notion de quantité de matière qui se mesure en moles sachant que une mole de carbone a une masse de 12 grammes : la mole étant un nombre entier dit nombre d'Avogadro.

Les réactions chimiques se font en combinant des atomes entiers : c'est pour cela que nombre d'Avogadro est un nombre entier

Électricité

Dans un circuit électrique, il est fréquent de relier un des deux pôles (généralement le pôle négatif) du circuit à la carcasse de l'objet (voiture, etc.).

Grâce à ceci, il suffit d'un fil pour alimenter un consommateur de courant (lampe, etc.), le retour du courant se faisant par la carcasse. On dit que l'objet est mis à la masse.

Il arrive que l'interrupteur qui commande, par exemple, une ampoule, ne fasse qu'une simple mise à la masse. Dans ce cas, l'ampoule est bien munie de deux fils et l'interrupteur d'un seul.

Pannes

Une mise à la masse défectueuse est une cause de panne fréquente, car il arrive que la carrosserie soit rouillée au point de contact, ou que les diverses parties de la carcasse communiquent mal entre elles.

Lorsque la mise à la masse d'un groupe d'ampoules (bloc feu arrière/clignotant, par exemple) ne se fait pas, chaque ampoule cherche à faire son retour par l'autre ampoule.

Dans ce cas, lorsque la voiture freine, cela allume faiblement le feu stop et le clignotant simultanément.

Voir aussi

- masse critique

- Liste des outils

catégorie:Mécanique catégorie:Métrologie catégorie:Quantité physiquecatégorie:Outil

ja:質量
ko:질량

ms:Jisim

simple:Mass

th:มวล

Lumière
La lumière désigne les ondes électromagnétiques visibles par l'œil humain. Outre la lumière visible, par extension, on appelle parfois « lumière » d'autres ondes électromagnétiques, tels que ceux situés dans les domaines infrarouge et ultraviolet.

Théories sur la lumière
La lumière, comme tout phénomène de déplacement, peut se concevoir comme une onde ou comme un flux de particules (appelées en l'occurrence photons).

Les lois de Maxwell, ou à une échelle plus humaine les lois de l'optique géométrique, décrivent bien le comportement de ces ondes. Cette description classique est tout fait valide et très utilisée au sein de la communauté scientifique. Cependant, elle n'explique pas la quantification de l'énergie transportée par le rayonnement, phénomène observé et expliqué par Albert Einstein dès 1913 en postulant l'existence des photons.

Toutefois, la physique moderne considère que chacun de ces photons peut lui-même être considéré comme une onde (ce qu'on appelle la dualité onde-particule ou onde-corpuscule en mécanique quantique).

- Photons

- Perception des couleurs

Vitesse de la lumière
La vitesse de la lumière dans le vide, c (comme célérité), est une constante de la physique. C'est la vitesse maximale permise pour tout déplacement d'information ou d'un objet matériel par la théorie de la relativité.
Cette propriété a été induite de l'expérience d'interférométrie de Michelson et Morley et a été clairement énoncée par Albert Einstein en 1905.

De ce fait, la vitesse de la lumière est exacte, car elle ne dépend pas d'une mesure (imprécise et susceptible de changement avec des progrès de mesure). D'autres unités sont définis à partir de la vitesse de la lumière (Cf. infra).

Addition des vitesses et célérité
La loi d'addition des vitesses v'=V+v est à peu près vraie pour des vitesses faibles par rapport à la vitesse de la lumière.

:Du point de vue de la physique classique, un voyageur marchant dans un train a, par rapport au sol, une vitesse égale à celle du train plus (vectoriellement) sa propre vitesse de marche dans le train. Et l'on écrit d =(V+v) t = Vt +vt = la distance parcourue par le train + la distance parcourue dans le train = la distance parcourue par le voyageur par rapport au sol dans le temps t qui est classiquement le même dans le train et au sol, ce qui implique la loi classique d'addition des vitesses.

Ceci n'est qu'une approximation, qui devient de plus en plus fausse à mesure que la vitesse v considérée augmente.

Un photon va à la même vitesse c que ce soit par rapport au sol ou par rapport au train ! La loi V + c = c' est donc fausse dès lors que c = c' pour V différent de zéro. La loi d'addition des vitesses n'est qu'une approximation de la loi dite de transformation sur les vitesses de Lorentz (appelée parfois d'addition des vitesses, ou plus correctement loi de composition des vitesses).

Ce résultat est une des caractéristiques de la relativité restreinte ; la loi de composition des vitesses issue des transformations mathématiques de Lorentz donnent à la limite des faibles vitesses (par rapport à la vitesse c) les mêmes résultats que les transformations de Galilée.

Vitesse de la lumière dans les matériaux
A noter : la vitesse de la lumière n'est pas toujours la même dans tous les milieux et dans toutes les conditions. Par exemple, les écarts de vitesse observés entre deux milieux sont à l'origine du phénomène de réfraction qui permet le fonctionnement des lentilles.

Les écarts sont généralement assez faibles, ce qui a permis à beaucoup de gens de parler de vitesse de la lumière au lieu de vitesse de la lumière dans le vide. Mais dans certains cas, une onde lumineuse peut être considérablement ralentie. Les physiciens sont parvenus à ralentir la propagation lumineuse jusqu'à quelques mètres par seconde dans des cas extrêmes.

Utilisation dans le SI
De nos jours, la plupart des unités du système international sont définies à partir de la célérité de la lumière.

Une vitesse étant le quotient d'une longueur par une durée, on peut donc définir une distance comme étant le produit d'une durée par une vitesse (en l'occurrence c), ou une durée comme la division d'une distance par c.

Mesure de temps
La seconde est définie dans le système international par un phénomène lumineux : c'est la durée de 9 192 631 770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre les deux niveaux hyperfins de l'état fondamental de l'atome de césium 133.

Mesure de distance

- Le mètre, unité du système international de longueur. En 2005, il est défini comme la distance parcourue par la lumière en 1/299.792.458 de seconde. Il s'agit là d'une définition conventionnelle, toute évolution dans la définition de la seconde aurait un impact direct sur la longueur du mètre. Avec la définition actuelle de la seconde, le mètre est donc égal à
: $\frac$ fois la longueur d'onde de la radiation choisie.
On peut également dire que la vitesse de la lumière dans le vide, est précisément 299.792.458 m.s^-1 : il n'y a pas la moindre incertitude sur ce chiffre, l'incertitude ne réside que dans la définition de la seconde.

- Le mètre, avec ses multiples (millimètre, kilomètre), est très pratique pour mesurer les distances sur la Terre, par contre pour les astronomes, il est un peu court et peu adapté (puisque les astronome n'observent pratiquement que de la lumière). En effet, la Lune, l'astre le plus proche de nous, est à 380 000 000 mètres de nous.
Le Soleil, l'étoile la plus proche est à 150 000 000 000 mètres.
Ce n'est pas très pratique !!

Avec le principe décrit précédemment (distance = c x durée), on définit l'année-lumière comme étant la distance que la lumière parcourt en 1 an. Ainsi le Soleil n'est plus qu'à 8,32 minutes-lumière de nous. Et la Lune à seulement un peu plus d'1 seconde-lumière.
L'année-lumière vaut 10 000 000 000 000 000 de mètres (10 millions de milliards de mètres).

Lumière en pratique
Lumières monochromatiques et lumières polychroma}}

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