Unité astronomique

Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur L'unité astronomique (symbole ua) est une unité de distance approximativement égale au demi-grand axe de l'orbite terrestre, c'est-à-dire la distance entre la Terre et le Soleil : environ 150 millions de kilomètres. C'est une unité en dehors du système international (SI) en usage avec lui mais dont la valeur est obtenue expérimentalement. La définition précise doit tenir compte du fait que la Terre a une orbite elliptique autour du Soleil. En 1976, elle a été définie comme la distance au Soleil d'une particule de masse négligeable sur une orbite non perturbée et qui aurait une période orbitale de 365,256 898 3 jours. Depuis 1996, la constante gravitationnelle héliocentrique est définie comme valant (0,017 202 098 95)²ua³/d² (Conventions du SIRT (Service international de la rotation de la Terre et des systèmes de référence), D. D. McCarthy éd., Note technique 21, Observatoire de Paris, juillet 1996). Ces définitions, combinées à des observations radar et au suivi des sondes spatiales, ont permis d'évaluer l'unité astronomique à 149 597 870 691 ± 30 m. Une année lumière vaut approximativement 63 241 ua.

Voir aussi

- Année lumière
- Parsec ja:天文単位 ko:천문 단위 th:หน่วยดาราศาสตร์ zh-min-nan:Thian-bûn tan-ūi

Catégorie:Unité d'astronomie

Catégorie:Astronomie Astronomie

Unité

L'unité est une généralisation du chiffre 1
- En physique elle permet de mesurer une grandeur en fonction d'une valeur unitaire, par exemple une seconde. Elle se base sur la définition d'étalons. (Voir Unité de base du système international et Analyse dimensionnelle;une brochure est disponible sur[http://www1.bipm.org/fr/publications/brochure/] au format Pdf ou consultable en ligne [http://www1.bipm.org/fr/si/si_brochure/])
- En sociologie, c'est un ensemble, ou groupe ayant une idéologie qui permet de réunir les composants de cet ensemble, et de le définir.
- Elle a également un sens militaire (voir Liste des unités militaires)
- En algèbre, les unités sont les éléments inversibles par la seconde loi de composition interne d'un anneau. Voir aussi : Unité urbaine - Monnaie

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

Soleil
Cet article traite du Soleil en tant qu'astre. Pour les autres sens, voir soleil (homonymie)
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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

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

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

Année lumière
Catégorie:Unité d'astronomie Catégorie:Unité de longueur
L'année-lumière (symbole al) est une unité de longueur utilisée en astronomie : une année-lumière est la distance parcourue dans le vide par la lumière en un an, soit environ 10 000 milliards de kilomètres.

Plus précisément, une année-lumière est définie comme la distance parcourue par un photon dans le vide et hors de tout champ gravitationnel ou magnétique, en une année julienne (365,25 jours de 86 400 secondes chacun).
La vitesse de la lumière dans le vide étant (par définition) de 299 792 458 m/s, une année-lumière est exactement égale à 9 460 730 472 580 800 m (ou ~9,46 pétamètres).

L'année-lumière est utilisée pour mesurer des grandes distances, telles que la distance entre une étoile et le système solaire.

Les autres unités de distance utilisées en astronomie sont :

- le parsec (pc) : c'est l'unité utilisée par les astronomes (et non l'année-lumière, destinée au grand public) ; une année-lumière vaut 0,3066 pc ;

- l'unité astronomique (ua), ; une année-lumière vaut 63 239,439 ua.

Exemples :

- L'étoile la plus proche du système solaire, Proxima Centauri, se trouve à 4,22 années-lumière.

- Le halo de notre Galaxie a un diamètre d'environ 100 000 années-lumière.

Voir aussi

- parsec

- heure-lumière

- minute-lumière

- seconde-lumière

- unité astronomique

ja:光年

ko:광년

ms:Tahun cahaya

simple:Light year

th:ปีแสง

Todd Wilbur
Todd Wilbur is an American author of the Top Secret Recipe series of cook books. The books showcase knock-offs of famous foods, like McDonald's Big Mac. Wilbur has sold 3.5 millions books. 25% of those sales were on QVC. Wilbur has appeared on MTV News and Live with Regis and Kathy Lee.

Books

- Top Secret Recipes

- More Top Secret Recipes

- Top Secret Restaurant Recipes

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- Low-Fat Top Secret Recipes

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- Even More Top Secret Recipes

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