Planétologie. Présentation

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1 Planétologie Présentation Objectifs : - A partir des connaissances générales acquises par le lecteur dans le domaine de l'astronomie, faire une synthèse didactique et apporter des compléments d'information s'appuyant sur des théories récentes d'astrophysique et de géophysique. - Clarifier la perception d'un certain nombre de phénomènes astronomiques communs, à l'aide d'ordres de grandeurs et à partir d'exemples susceptibles d'être introduits dans un cours. Méthodes utilisées : - Deux niveaux distincts sont utilisés : * des données techniques d'un niveau assez avancé, avec calculs, sont fournies sous forme de documents, pour susciter, éventuellement, des recherches personnelles plus approfondies (calcul du mouvement des planètes, théorie simplifiée des marées...). * des exemples simples et des comparaisons ludiques sont abordés pour illustrer certaines notions d'astronomie et doivent permettre un réinvestissement direct dans une classe (échelle de temps, échelle d'espace, notion d'inertie en physique...). - L'astronomie étant un domaine où facilement et presque naturellement on se construit une représentation (plus, en tout cas, qu'en relativité générale ou en génétique, par exemple), nous analyserons un certain nombre de fausses idées reçues qui ont la vie dure (étoiles filantes, communications extra-terrestres, fluidité du magma, forme d'une goutte de pluie...). - A partir d'un cadre général fourni au départ et en fonction de la motivation de chacun, il est souhaitable que des orientations soient formulées : certains domaines, suscitant plus d'intérêts, peuvent être approfondis, d'autres au contraire, peuvent être seulement évoqués. Avertissement concernant le document : Le document qui suit a été élaboré pour une introduction à la "planétologie" à l'intention des enseignants des Sciences de la Vie et de la Terre, de Sciences Physiques et éventuellement de Géographie. N'étant pas chercheur, ni érudit, ni même spécialiste d'astronomie, je me suis inspiré d'un certain nombre d'ouvrages et d'articles de revues (bibliographie). Je tiens donc à préciser, très clairement, que ce recueil est un condensé, un extrait, et parfois une interprétation de documents originaux qui, eux, ont été écrits par des spécialistes. J'ai apporté des commentaires personnels et quelques éléments de calculs, j'ai également retouché la plupart des images pour les rendre cohérentes entre elles, un certain nombre de schémas sont également inédits. En fait, l'originalité de ce document réside dans le fait qu'il constitue un ensemble compact de données et d'informations qui peuvent être utilisées de façon parcellaire ou même anecdotique par les enseignants auprès de leurs élèves. Christian BOUVIER enseignant de Sciences Physiques

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3 Planétologie Les grandes dates de l'astronomie 5 Les découvreurs 9 L'espace 13 I) Astrométrie : 13 1) Unités de mesure : 13 a) Le mètre : 13 b) Le mille nautique : 13 c) L'unité astronomique : 14 d) L'année-lumière : 14 e) Le parsec : 14 ) Les mesures : 14 a) La direction : 14 b) La parallaxe : 16 c) Autres techniques : 17 3) Les instruments : 18 II) Les astres : 18 1) Le système solaire : 18 a) Le Soleil : 19 b) Les planètes : 19 c) Les astéroïdes : 0 d) Les satellites : 1 e) Comètes, ceinture de Kuiper et nuage de Oort : ) Les étoiles : 4 a) Classification spectrale : 4 b) Le diagramme d'hertzsprung-russell : 4 c) Les étoiles variables : 5 d) Autres types d'étoiles : 6 3) Les galaxies : 7 a) La Galaxie : 7 b) Classification des galaxies : 7 c) Les galaxies actives : 8 d) Les trous noirs : 8 4) Amas, superamas, mur... : 8 a) Les amas galactiques : 8 b) Les superamas : 9 c) Le Grand Mur : 9 d) Le Grand Attracteur : 9 Le temps 31 I) Le big-bang : 31 1) Origine de la théorie : 31 ) Les étapes du big-bang : 31 a) L'ère particulaire ou la "seconde primitive" : 31 b) L'ère nucléaire ou les "trois premières minutes" : 3 c) L'ère "radiative-matérielle" : 3 d) L'ère "stellaire" : 3 e) L'avenir du big-bang : 33 f) L'avant et l'ailleurs : 33 Ecole Européenne de Francfort Page 1

4 Table des matières 3) Le big-bang et l'âge de l'univers : 33 a) Décalage spectral : 33 b) Loi de Hubble et expansion de l'univers : 34 c) Âge de l'univers et la "nucléocosmochronologie" : 34 II) Avant la formation du système solaire : 35 1) Evolution d'une étoile : 35 ) La nucléosynthèse stellaire : 36 3) La Galaxie : 37 4) Nébuleuse pré-solaire : 38 III) Echelle de temps : 39 1) Détermination de l'âge de la Terre : 39 a) Résumé de l'histoire de la Terre : 39 b) Méthode de datation : 39 c) L'âge de la Terre : 39 ) Temps comparés : 40 a) Depuis le big-bang : 40 b) Eres géologiques : 40 c) Temps en espace : 40 IV) Effet Doppler-Fizau : 41 1) Référentiels et temps : 41 ) Propagation des signaux : 41 3) Effet Doppler-Fizeau relativiste : 41 4) Ordres de grandeur : 4 Mouvement des planètes 43 I) La pomme et la Lune : 43 II) Le mouvement des planètes : 43 1) Les principaux éléments d'une orbite : 43 ) Les lois de Képler : 44 3) La loi de Newton : 44 4) Attraction universelle : 46 III) Mouvement d'un satellite : 46 1) Système isolé : 46 ) Réduction canonique : 47 3) Cas d'un satellite : 47 4) Etude du mouvement d'un satellite dans le champ de gravitation d'un astre : 48 5) Discussion : 50 a) Astres en interaction, de masses comparables : 50 b) Influence des autres astres : 50 c) Points de Lagrange : 50 6) Satellites artificiels de la Terre : 51 a) Eléments de l'orbite d'un satellite : 51 b) Satellites géostationnaires : 51 IV) Formule de Binet : 5 V) Les coniques : 5 1) Excentricité et paramètre : 5 ) Equation polaire d'une conique avec origine au foyer : 53 3) Cas de l'ellipse et du cercle : 53 4) Cas de la parabole et de l'hyperbole : 53 5) Définition géométrique : 54 Page Christian BOUVIER

5 Planétologie Phénomène des marées 55 I) Théorie simplifiée : 55 1) Calculs théoriques : 55 a) Référentiels : 55 b) Objet à la surface de la Terre : 55 c) Influence de la Lune : 56 d) Influence du Soleil : 57 e) Explication qualitative : 57 ) Fréquence des marées : 58 3) Amplitude des marées : 58 a) La lunaison : 58 b) Inclinaison de l'axe de rotation de la Terre : 59 c) Ellipticité de l'orbite de la Lune : 59 d) Force centrifuge : 60 e) Phénomène de résonance : 60 II) Effets des marées : 61 1) Marée crustale : 61 ) Modification des vitesses de rotation : 61 III) Généralisation du phénomène : 63 1) Synchronisme : 63 a) Orbite synchrone : 63 b) Rotation synchrone : 63 ) Limite de Roche : 65 3) Autres effets : 65 4) Précession et nutation : 66 Géologie des planètes 67 I) Formation du système solaire : 67 1) Composition du nuage pré-solaire : 67 a) Hydrogène et hélium : 67 b) Carbone, azote et oxygène : 67 c) Les réfractaires : 67 d) Masse nébulaire : 68 ) Naissance du système solaire : 68 a) Naissance de l'étoile Soleil : 68 b) Les grains, flocons et super-grains : 69 c) Les planétésimaux : 70 3) Formation des planètes telluriques : 71 a) Mécanismes de la coalescence : 71 b) Application du modèle : 7 4) La fin de la formation : 73 II) Chimie du système solaire : 74 1) La nébuleuse proto-planétaire : 74 ) Hypothèse de "condensation à l'équilibre" : 75 3) Structure interne des planètes : 76 III) Dynamique interne des planètes telluriques : 76 1) La tectonique des plaques : 76 ) La Lune : 77 3) Géodynamique de Vénus : 78 4) Les différents types de croûtes : 79 Ecole Européenne de Francfort Page 3

6 Table des matières a) Croûte primaire : 79 b) Croûte secondaire : 79 c) Croûte tertiaire : 79 5) Les différentes géodynamiques : 80 Les atmosphères 81 I) Comparaison des atmosphères : 81 1) L'atmosphère de Vénus : 81 a) Techniques d'observation : 81 b) Caractéristiques : 81 ) L'atmosphère de Mars : 8 a) La mission Pathfinder : 8 b) Caractéristiques : 8 3) Profils de température : 8 II) Genèse et évolution de l'atmosphère terrestre : 83 1) Formation de l'atmosphère : 83 ) Evolution de la composition de l'atmosphère : 84 3) Etude des rapports isotopiques : 85 III) L'atmosphère terrestre actuelle : 86 1) Les différentes couches : 86 ) Température et pression : 88 a) Notion de gaz parfait : 88 b) Température : 88 c) Pression : 89 3) Masse volumique et composition de l'atmosphère : 90 a) Masse volumique de l'air : 90 b) Composition de l'atmosphère au niveau de la mer : 91 4) L'atmosphère standard (professeur Toussaint : 1919) : 91 a) Hypothèses et équations : 91 b) Définition de l'atmosphère standard : 91 Etude de quelques phénomènes atmosphériques 93 I) Introduction aux phénomènes météorologiques : 93 1) Bilan énergétique global moyen de l'atmosphère : 93 ) Transferts d'énergie et mouvement des masses d'air : 94 3) Stabilité d'une masse d'air : 95 4) L'humidité : 96 5) Formation de certains nuages : 97 6) Effet de fœhn : 99 II) Théorie simplifiée de l'arc-en-ciel : 99 1) Lumière monochromatique : 99 ) Lumière blanche : 101 Bibliographie 103 Page 4 Christian BOUVIER

7 Planétologie Les grandes dates de l'astronomie 000 av. J.-C. 1 ères observations d'éclipses attestées en Chine. V e s. av. J.-C. IV e s. av. J.-C. III e s. av. J.-C. Parménide (Grèce) : hypothèse de la sphéricité de la Terre. Anaxagore (Grèce) : explication correcte des éclipses de Lune. Héraclide du Pont (Grèce) : hypothèse de la rotation de la Terre sur elle-même. Eudoxe de Cnide (Gr) : système cosmologique géocentrique (sphères homocentriques). Aristote (Grèce) : preuves expérimentales de la rotondité de la Terre. Aristarque de Samos (Grèce) : 1 ères tentatives de détermination du diamètre du Soleil, de la Lune et de leur distance à la Terre ; hypothèse du mouvement de la Terre autour du Soleil. Eratosthène (Egypte) : estime un arc de méridien entre Alexandrie et Assouan. 40 av. J.-C. 1 ère observation sûre de la comète de Halley (en Chine). II e s. apr. J.-C. Hipparque (Grèce) : découverte de la précession des équinoxes, 1 er catalogue d'étoiles. C. Ptolémée (Grèce) : système cosmologique géocentrique. 965 AI-Sufi : description du ciel étoilé. v. 150 J. de Sacrobosco (G.-B.) : De sphaera mundi (manuel d'astronomie élémentaire, qui résume avec clarté l'almageste de Ptolémée et les connaissances de l'époque). 15 Publication, en Espagne, des Tables alphonsines (tables astronomiques) N. Copernic (Pol.) : De revolutionibus orbium coelestium (système du monde héliocentrique). 157 Tycho Brahé (Dan.) : observation d'une «étoile nouvelle» (une supernova) dans la constellation de Cassiopée ; celle-ci contredit le principe admis jusque-là de l'immutabilité des cieux Tycho Brahé (Dan.) : évalue la distance à la Terre d'une comète et montre qu'elle est située très au-delà de la Lune. 158 Grégoire XIII (pape) : réforme du calendrier julien G. Bruno (Italie) : hypothèse de l'infinitude de l'univers et existence d'autres systèmes planétaires D. Fabricius (Hollande) : découverte de la 1 ère étoile variable (Mira) J. Bayer (Allemagne) : Uranometria Képler (All.) et Galilée (Ital.) : observations d'une supernova dans la constellation d'ophiuchus Galilée (Ital.) : 1 ères observations du ciel à la lunette. Képler (All.) : 1 ère et ème lois du mouvement des planètes Galilée et Fabricius (Ital.) : 1 ères observations des taches solaires à la lunette. Galilée : découverte des quatre principaux satellites de Jupiter Kepler (All.) : 3 ème loi du mouvement des planètes. 160 C. Mellan (Fr.) : 1 ère carte de la Lune G.B. Riccioli (Ital.) : 1 ère observation d'une étoile double (Mizar, Grande Ourse) C. Huygens (Holl.) : découverte des anneaux de Saturne Fondation de l'observatoire de Paris. Ecole Européenne de Francfort Page 5

8 Les grandes dates de l'astronomie 1671 I. Newton (G.-B.) : construction du 1 er télescope Römer (Dan.) : découverte de la vitesse finie de la lumière. v Römer (Dan.) : invention de la lunette méridienne I. Newton (G.-B.) : De philosophiae naturalis principia mathematica (les principes mathématiques de la philosophie naturelle). Loi de l'attraction universelle E. Halley (G.-B.) : synopsis d'astronomie cométaire, annonçant le retour de la comète qui porte à présent son nom E. Halley (G.-B.) : découverte du mouvement propre des étoiles. 177 J. Bradley (G.-B.) : découverte de l'aberration de la lumière des étoiles J. Bradley (G.-B.) : découverte de la nutation J. de Lalande et N.L. de La Caille (Fr.) 1 ère détermination précise de la parallaxe de la Lune J. Dollond (G.-B.) : lunette astronomique à objectif achromatique C. Messier (Fr.) : catalogue de nébulosités célestes W. Herschel (G.-B.) : découverte de la planète Uranus W. Herschel (G.-B.) : 1 er modèle de la Galaxie P.S. de Laplace (Fr.) : Exposition du système du monde (hypothèse cosmogonique de la nébuleuse primitive) G. Piazzi (Ital.) : découverte du 1 er astéroïde, Cérès J.B. Biot (Fr.) : démonstration de l'origine céleste des météorites J. Fraunhofer (All.) : invention du spectroscope et découverte des raies d'absorption du spectre du Soleil F.W. Bessel (All.) : 1 ère détermination de la parallaxe d'une étoile (permettant de mesurer sa distance) U. Le Verrier (Fr.) : découverte par le calcul de la planète Neptune L. Foucault (Fr.) : télescope à miroir de verre argenté G. Schiaparelli (Ital.) : découverte de la relation entre les comètes et les essaims de météorites J. Janssen (Fr.) et J. N. Lockyer (G.-B.) : découverte de l'hélium dans l'atmosphère solaire. A. Secchi (Ital.) 1 ère classification des étoiles d'après leur spectre. 187 H. Draper (É.-U.) 1 ère photographie du spectre d'une étoile (Véga) W. Huggins (G.-B.) : 1 ère photographie du spectre d'une comète E. Mouchez (Fr.) : réalisation de la carte photographique du ciel J.L.E. Dreyer (Dan.) : New general Catalogue of Nebulae and Cluster of Stars. 191 H. Leavitt (É.-U.) : relation période-luminosité des céphéides. V.M. Slipher (É.-U.) : 1 ère détermination de la vitesse radiale d'une galaxie H. N. Russel (É.-U.) : classification des étoiles d'après leur type spectral et leur luminosité (diagramme de Hertzsprung-Russeill) A. Einstein (Allemagne) : théorie de la relativité générale. 190 M. Saha (Inde) : loi des équilibres entre les atomes et les ions dans un gaz. Page 6 Christian BOUVIER

9 Planétologie v. 190 H, Shapley (É.-U.) : détermination de la distance à la Terre des amas globulaires. 19 A.A. Friedmann (Russie) : modèles théoriques d'univers à la base de la cosmologie moderne. 194 A.S. Eddington (G.-B.) : théorie de l'équilibre radiatif des étoiles. E.P. Hubble (É.-U.) découverte des galaxies. 197 J. Oort (Holl.) : découverte de la rotation différentielle de la Galaxie. 199 E.P. Hubble et M. Humason : découverte de la loi du mouvement de récession des galaxies C. Tombaugh (É.-U.) : découverte de la planète Pluton. B. Lyot (Fr.) : invention du coronographe R.J. Trumpler (É.-U.) : découverte de l'absorption interstellaire K. Jansky (É.-U.) : découverte de l'émission radioélectrique du centre de la Galaxie. G. Lemaître (Belg.) : théorie de l'atome primitif F. Zwicky (Suisse) : hypothèse de la présence de matière noire A. Lallemand (Fr.) : invention de la caméra électronique H. A. Bethe (All.) : découverte du cycle de réactions nucléaires des étoiles chaudes W. Baade (É.-U.) : découverte de deux populations stellaires. H.C. Var de Hulst (Holl.) : prévision de l'émission radioélectrique à 1 cm de longueur d'onde des nuages insterstellaires d'hydrogène G. A. Gamow (É.-U.) : théorie du big bang. Mise en service du télescope de 5 m de l'observatoire du mont Palomar (É.-U.) F.L. Whipple (É.-U.) : modèle de noyau cométaire («boule de neige sale») W.A. Fowler (É.-U.), M. et G. Burbidge (G.-B.) et F. Hoyle (G.-B.) : fondements de la nucléosynthèse stellaire A.R. Sandage : découverte du premier quasar. M. Ryle (G.-B.) : mise au point de la technique de la synthèse d'ouverture A. Penzias et R. Wilson (É.-U.) : découverte du rayonnement thermique à 3 K du fond de ciel J. Bell et A. Hewish (G.-B.) : découverte des pulsars N. Armstrong et E. Aldrin (É.-U.) : 1 ère exploration humaine de la Lune sondes Viking (É.-U.) : exploration de Mars in situ lancement des sondes Voyager (É.-U.) qui survoleront Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune A. Guth (É.-U.) : hypothèse de l'inflation de l'univers primitif survol de la comète de Halley par cinq sondes (É.-U., U.R.S.S., Europe, Japon) mise en orbite du télescope spatial Hubble (É.-U./Europe) survol des pôles du Soleil par la sonde européenne Ulysse. Ecole Européenne de Francfort Page 7

10 Les grandes dates de l'astronomie Page 8 Christian BOUVIER

11 Planétologie Les découvreurs ANAXAGORE ARISTARQUE De Samos ARISTOTE Walter BAADE Abdullah Al-BATTANI Johann BAYER (v av. J.-C.) philosophe et mathématicien grec qui fit, le premier, de l'intelligence le principe ordonnateur de toute chose. ( av. J.-C.) astronome grec qui aurait eu, le premier, l'intuition du mouvement de la Terre sur elle-même et autour du Soleil. Il aurait calculé les distances Terre-Lune et Terre-Soleil. (384-3 av. J.-C.) philosophe grec, disciple de Platon, précepteur d'alexandre le Grand. Fondateur du Lycée ou école péripatéticienne, ses écrits couvrent tout le savoir de l'époque. ( ) astronome américain d'origine allemande. Sa découverte de l'existence de deux populations stellaires distinctes (1944) a conduit à réviser l'échelle de mesure des distances des galaxies. (858-99) astronome arabe. Ses observations permirent une meilleure connaissance des mouvements apparents du Soleil et des planètes. ( ) astronome allemand. Auteur du premier atlas céleste imprimé (Uranometria, 1603). Il introduit l'usage des lettres grecques pour désigner les étoiles en fonction de leur éclat apparent. Friedrich Wilhem BESSEL ( ) astronome allemand. Il publie la première mesure précise d'une distance stellaire (1838). Il développe des fonctions mathématiques. Hans Albrecht BETHE Jean-Baptiste BIOT James BRADLEY Tycho BRAHE Giordano BRUNO (1906) physicien américain d'origine allemande. Il découvre le cycle des transformations nucléaires des étoiles chaudes. Prix Nobel ( ) astronome et physicien français. Il est l'auteur de recherches en astronomie (origine des météorites), en géophysique (magnétisme de la Terre) et en physique (polarisation de la lumière, électromagnétisme...). ( ) astronome britannique. Il découvre l'aberration de la lumière des étoiles (177) et la nutation de l'axe de la Terre (1748). ( ) astronome danois. A partir de 1576, il fit édifier un observatoire astronomique qui permit de réaliser des mesures précises avant l'invention de la lunette. Ses observations permirent à Képler d'énoncer ses lois. Il mit en évidence l'obliquité de la Lune. ( ) philosophe italien qui défendit, le premier, la thèse copernicienne (Banquet des cendres, 1584). Il fut brûlé par l'inquisition. Jean Dominique CASSINI ( ) astronome français. Il fut appelé en France par Colbert (1669) pour organiser l'observatoire de Paris et fit progresser la connaissance du système solaire. Nicolas COPERNIC Johan DREYER ( ) astronome polonais. De revolutionibus orbium coelestium libri : hypothèse du mouvement de la Terre et des autres planètes autour du Soleil. Cette conception rend compte des principaux phénomènes astronomiques connus à l'époque, mais soulève de nombreuses critiques notamment au sein de l'église. ( ) astronome danois. Son catalogue donne la position de plusieurs milliers de nébuleuses, amas stellaires et galaxies observés visuellement (NGC). Ecole Européenne de Francfort Page 9

12 Les découvreurs A. Stanley EDDINGTON ( ) astrophysicien britannique. Il développe la théorie radiative des étoiles ( ) et découvre en 194 une relation entre la masse des étoiles et leur luminosité. Albert EINSTEIN ( ) physicien suisse puis américain, d'origine allemande. Il établit la théorie du mouvement brownien, applique la théorie des quanta à la lumière et aboutit au concept de photon. Il est l'auteur de la théorie de la relativité restreinte (1905) puis de la relativité générale (1916). Prix Nobel 191. ERATOSTHENE EUDOXE DE CNIDE Léon FOUCAULT (v av. J.-C.) savant et philosophe grec de l'école d'alexandrie. Grâce à la mesure de l'arc de méridien, il détermine la circonférence de la Terre. On lui doit une méthode pour trouver des nombres premiers. (v av. J.-C.) mathématicien, astronome et philosophe grec, auteur d'une théorie géocentrique de l'univers. ( ) physicien français. Il démontre le mouvement de rotation de la Terre, grâce au pendule (1851). Il découvre les courants induits et détermine la vitesse de la lumière dans différents milieux (1850). Il invente le gyroscope (185). William Alfred FOWLER Joseph FRAUNHOFER Aleksandr FRIEDMANN ( ) astrophysicien américain. Il étudie la nucléosynthèse des noyaux lourds au sein des étoiles. Prix Nobel ( ) opticien, physicien allemand. Il invente le spectroscope avec lequel il étudie les raies du spectre solaire. ( ) astronome et mathématicien russe. Il a développé, en 19, des modèles d'univers isotropes, dont la densité moyenne et le rayon varient au cours du temps et qui sont à la base de la cosmologie moderne. Galileo Galiei dit GALILEE ( ) savant, écrivain italien. Il introduit l'utilisation de la lunette (1609) et révolutionne l'observation de l'univers. Il découvre le relief de la Lune, des satellites de Jupiter, les phases de Vénus. Il se rallie à l'œuvre de Copernic (Dialogue sur les deux grands systèmes du monde) mais il est condamné à se rétracter par le tribunal de l'inquisition (1633). George Anthony GAMOW ( ) physicien et astrophysicien américain d'origine russe. Il a donné son nom à la barrière de potentiel défendant l'accès du noyau des atomes. En cosmologie, il reprend l'hypothèse d'une explosion primordiale de l'univers "big-bang" (1948). Grégoire XIII Ugo Boncompagni ( ) pape de 157 à Son nom reste attaché à la réforme du calendrier dit "grégorien". Edmond HALLEY HERACLITE ( ) astronome britannique. Auteur de nombreuses recherches concernant l'astrophysique, la météorologie et l'astronomie, il reste surtout connu pour avoir étudié le mouvement des comètes (1705). Il prédit le retour d'une comète qui porte son nom, en (v av. J.-C.) philosophe grec. Sa doctrine assez hermétique, met l'accent sur le conflit irréductible entre l'être et le devenir. Page 10 Christian BOUVIER

13 Planétologie Sir William HERSCHEL ( ) organiste et astronome britannique d'origine allemande. Il réalise de nombreux télescopes, découvre la planète Uranus (1781) et des satellites de Saturne (1789). Il est le 1 er à étudier systématiquement les étoiles doubles. Anthony HEWISH HIPPARQUE DE NICEE (194) radioastronome britannique. Avec son élève Jocelyn Bell, il a découvert les pulsars (1967). Prix Nobel (II e s. av. J.-C.) astronome et mathématicien grec. Il calcul les éclipses de la Lune et du Soleil. Edwin Powell HUBBLE ( ) astrophysicien américain. Il formule une loi empirique reliant la vitesse d'éloignement des galaxies et le décalage vers le rouge (redshift) de leur spectre (199), il conforte ainsi la théorie de l'expansion de l'univers. Chritiaan HUYGENS ( ) savant hollandais, expérimentateur et théoricien : calcul des probabilités, découverte des anneaux de Saturne, théorie du pendule qu'il utilise comme régulateur des horloges, théorie ondulatoire de la lumière et lois de la réflexion et réfraction. Jules JANSSEN ( ) astronome français. Il est un pionnier de l'astrophysique solaire et découvre l'hélium en même temps que Lockyer (1868). En 1876 il fonde l'observatoire de Meudon. Karl Guthe JANSKY ( ) ingénieur américain. Il découvre, en 1931, l'émission radioélectrique du centre de la Galaxie, ouvrant ainsi l'ère de la radioastronomie. Johannes KEPLER Nic. Louis de LA CAILLE Joseph de LALANDE ( ) astronome allemand, partisan du système de Copernic. Assistant de Tycho Brahé, il découvre les lois du mouvement des planètes : 1 ère loi (1609), ème loi (1609) et 3 ème loi (1619). abbé ( ) astronome et géodésien français. Il participe à la vérification de la méridienne de France (1739) et relève la position de plus de étoiles. ( ) astronome français. On lui doit l'une des premières mesures précises de la parallaxe de la Lune (1751). Pierre Simon de LAPLACE ( ) savant français. Ses travaux portent sur la mécanique céleste, le calcul des probabilités, les mesures calorimétrique, l'électromagnétisme. Il formule sa célèbre hypothèse cosmogonique (1796) selon laquelle le système solaire serait issu d'une nébuleuse en rotation. Henrietta LEAVITT M gr Georges LEMAÎTRE Urbain LE VERRIER ( ) astronome américaine. La relation qu'elle découvrit (191), entre la luminosité des céphéides et leur période de variation d'éclat est à la base d'une méthode d'évaluation des distances des amas stellaires et des galaxies. ( ) astrophysicien et mathématicien belge. Auteur d'un modèle relativiste d'univers en expansion (197). Il formule ensuite la théorie dite du "big-bang" (1931). ( ) astronome français. Spécialiste de mécanique céleste il est à l'origine de la découverte (par l'allemand Lalle) de la planète Neptune (1846). Directeur de l'observatoire de Paris, il organise la centralisation des informations météorologiques en France et en Europe. Ecole Européenne de Francfort Page 11

14 Bernard LYOT Charles MESSIER Ernest MOUCHEZ Sir Isaac NEWTON Jan Hendrik OORT PARMENIDE Les découvreurs ( ) astrophysicien français. Inventeur du coronographe (1930), il fait progresser la connaissance des surfaces planétaires et de l'atmosphère solaire. ( ) astronome français. Il découvre 16 comètes et en observe 41. Il reste célèbre pour son catalogue de 103 nébulosités galactique ou extragalactique (1781). ( ) officier de marine et astronome français. Il établit plus de cent cartes côtières ou marines. Directeur de l'observatoire de Paris il est à l'origine de la réalisation de la carte photographique du ciel (1887). ( ) savant anglais. Il construit le premier télescope utilisable. Il étudie la décomposition de la lumière par un prisme et s'oppose à R. Hooke et C. Huygens(1675). Sur l'insistance de E. Halley, il publie ses Principes mathématiques de philosophie naturelle, où il applique les mathématiques à l'étude du mouvement : principe d'inertie, principe fondamental, action et réaction, loi d'attraction universelle. ( ) astronome hollandais. Il met en évidence la rotation (197) et la structure en spirale (195) de notre galaxie. Il développe (1950) la théorie selon laquelle il existe, aux confins du système solaire, une vaste concentration de noyaux cométaires. (VI e -V e s. av. J.-C.) philosophe grec de l'école d'elée. On peut le considérer comme le père de l'ontologie. Arno PENZIAS (1933) radioastronome américain d'origine allemande. Il découvre, en 1965, avec R. Wilson le rayonnement du fond du ciel à 3 K confortant la théorie cosmologique du big-bang. Prix Nobel Giuseppe PIAZZI Claude PTOLEMEE Thabit Ibn QURRA Olaus RÖMER ( ) astronome italien. Il découvre le premier astéroïde, Cérès, en janvier (v ap. J.-C.) savant grec de l'école d'alexandrie dont l'œuvre, très étendue, est surtout connue en géographie et en astronomie. L'Almageste : géocentrisme, mouvement circulaire uniforme des planètes, épicycloïdes... ( ) savant arabe. Mathématicien, astronome, médecin il commenta et traduisit Archimède, Euclide et Apollonios. Il anticipa des théorèmes généraux de trigonométrie ou de théorie des nombres. ( ) astronome danois. Grâce à ses observations des satellites de Jupiter, il prouve, en 1676, à l'observatoire de Paris, que la lumière se propage à vitesse finie. Il invente la lunette méridienne, vers Alan Rex SANDAGE (196) astrophysicien américain. Ses travaux portent sur l'univers extragalactique et la cosmologie. Il découvre le 1 er quasar (1960). Giovanni SCHIAPARELLI ( ) astronome italien. Il découvre de prétendus canaux sur Mars (1877). Il montre la relation qui existe entre les comètes et les essaims de météorites. Angelo SECCHI Harlow SHAPLEY Fritz ZWICKY ( ) jésuite et astronome italien. 1 ère classification des étoiles d'après leur spectre lié à leur température (1868). ( ) astrophysicien américain. Il détermine la distance de nombreux amas globulaires. Il découvre de nombreuses galaxies par la photographie. ( ) astrophysicien suisse. Il étudie les supernovae, prédit l'existence d'étoiles à neutrons (1935) et postule dès 1933 la présence de matière obscure inobservée. Page 1 Christian BOUVIER

15 Planétologie L'espace I) L'astrométrie : L'objectif général de l'astrométrie est de déterminer les coordonnées de position et de vitesse des astres. Cette connaissance ainsi que celle des masses permettent de modéliser l'évolution des différents systèmes (système solaire, galaxie, amas...). 1) Unités de mesure : a) Le mètre : Pour rendre possible la comparaison des mesures faites dans les différents pays et aux différentes époques, il est indispensable de se doter d'unités fondamentales, de définitions précises, reconnues par tous, grâce à une entente internationale ; pour assurer l'honnêteté des transactions, il est nécessaire que ces définitions soient, dans chaque pays, sanctionnées par la loi. Les systèmes d'unités employés par tous les pays du monde dans la technique scientifique, et par la plupart d'entre eux dans la pratique courante, peuvent être considérés comme un développement du système métrique, établi par la Convention en L'idée de la Convention était de prendre les unités fondamentales dans la nature, de façon à ce qu'elles puissent être adoptées par tous les peuples. Elle avait choisi une unité de longueur, appelée mètre, égale à la 1/ partie de la longueur du méridien terrestre. Mais il est évidemment impossible de comparer directement au méridien terrestre les règles-étalons destinées aux divers laboratoires : la Convention fit réaliser et déposer aux Archives Nationales une règle-étalon en platine iridié représentant aussi exactement que possible la longueur du mètre. Lorsque, en 1871, une Conférence internationale des Poids et Mesures voulut unifier les unités en usage dans les différents pays, elle constata que les mesures géodésiques réalisées depuis le siècle précédent montraient que le mètre des Archives était trop court, par rapport à la définition de la Convention, d'environ 0, mm. Il était impossible de changer de 0, mm la longueur de tous les mètres répandus dans le monde entier ; on préféra conserver la longueur du mètre et changer sa définition. On réalisa donc des copies aussi exactes que possible des étalons de la Convention, tout en améliorant leur construction. La Conférence de 1960 a abrogé la définition du mètre fondée sur le prototype international. Elle a donc posé que (décret du modifié par le décret du , du et du ) : Le mètre (m) est la longueur égale à ,73 longueurs d'onde dans le vide de la radiation correspondant à la transition entre les niveaux p 10 et 5d 5 de l'atome de 86 krypton 86 ( 36 Kr ). Le mètre est désormais défini à partir de la vitesse de la lumière : Depuis octobre 1983 : le mètre est la distance parcourue par une onde électromagnétique plane dans le vide pendant une durée de 1/ seconde. b) Le mille nautique : Les navigateurs utilisent comme unité de distance à la surface de la Terre, le mille nautique(nm) : Le mille nautique (NM) est la longueur de l'arc de grand cercle à la surface du globe terrestre, sous-tendu par un angle au centre de la Terre de 1 minute d'angle. Ecole Européenne de Francfort Page 13

16 L'espace NM = = 185 m 360x60 1 donc 60 ' d'angle au centre de la Terre correspond à une distance de 111,111 km. c) L'unité astronomique : Pour évaluer les distances à l'intérieur du système solaire on utilise l'unité astronomique : L'unité astronomique (u.a. ou AU en anglais) est la distance égale à la longueur du demigrand axe de l'orbite de la Terre. 1 u.a. = km. 1 u.a., est pratiquement égale à la distance moyenne entre la terre et le Soleil. d) L'année-lumière : L'année-lumière (a-l) est la distance parcourue en un an dans le vide par la lumière ou tout autre rayonnement électromagnétique. 1 a-l = 9,4 607x10 1 km = 6340 u.a. = 0,306 6 pc (parsec) Dans les ouvrages ou les articles de vulgarisation de l'astronomie, les distances d'objets extérieurs au système solaire ou à notre galaxie sont généralement indiquées en annéeslumière : cela permet de mieux appréhender l'éloignement de ces objets par le nombre d'années qu'a mis leur lumière pour nous parvenir. Mais les astronomes utilisent plutôt d'autres unités (u.a. et pc). e) Le parsec : Parsec est la contraction de "parallaxe" et de "seconde". Un parsec (pc) est la distance entre la Terre et un astre dont la parallaxe annuelle serait de 1 seconde d'angle (1 ") ( : I) ) b). 1 pc = 3,6 a-l = u.a. = 3,09 x10 13 km (soit milliards de kilomètres) La distance D, de la Terre à une étoile, exprimée en pc, est donnée, d'une manière approchée, par la relation D 1/π où π est la parallaxe annuelle de l'étoile exprimée en secondes d'angle. ) Les mesures : a) La direction : Pour repérer la position d'un astre dans le ciel il existe plusieurs possibilités. La verticale du point d'observation perce la moitié visible de la sphère céleste au zénith (la moitié invisible au nadir). La droite passant par l'observateur et parallèle à l'axe de rotation de la Terre est l'axe du monde. Le plan passant par l'axe du monde et le zénith est le plan méridien du lieu. Coordonnées horizontales (définies en un lieu donné et à un instant donné) : - l'azimut est l'arc de l'horizontale compris entre le méridien du lieu et le plan vertical passant par l'astre considéré. L'azimut se compte de 0 à la hauteur de l'astre est l'angle que fait la direction de cet astre avec le plan horizontal (donc, dans un plan vertical). La hauteur se compte de 0 (astre dans le plan horizontal) à 90 (le zénith). Page 14 Christian BOUVIER

17 Planétologie A cause de la rotation de la Terre, les coordonnées d'une étoile varient sans cesse au cours du temps. La distance zénithale est l'angle complémentaire de la hauteur. Un second système de coordonnées locales prend comme cercle de référence l'équateur céleste au lieu de l'horizon. Le grand cercle dont le plan est perpendiculaire à l'axe du monde est l'équateur céleste. Le plan contenant l'axe du monde et passant par l'astre observé est appelé plan horaire de l'astre (il n'est pas vertical). Coordonnées horaires : - l'angle horaire est l'arc de l'équateur céleste compris entre le méridien du lieu et le plan horaire passant par l'astre considéré. L'angle horaire s'exprime en heures de 0 à 4 h (1 h correspond à 15 ). - la déclinaison de l'astre est l'angle que fait la direction de cette astre dans le plan horaire avec le plan de l'équateur céleste. La déclinaison se compte de 0 (dans le plan de l'équateur céleste) à 90 (l'etoile Polaire). Par suite de la rotation diurne, l'angle horaire d'un astre change continuellement. Par contre, la déclinaison est indépendante du mouvement diurne. Pour déterminer la position d'un astre indépendamment de l'instant et du lieu d'observation sur la Terre, on utilise un autre système. La sphère céleste en rotation va servir de référence. Les demi-grands cercles passant par les pôles Nord et Sud et donc perpendiculaires à l'équateur sont appelés cercles de déclinaison. Le plan équatorial et le plan écliptique se coupent suivant une ligne appelée ligne des nœuds. Ces deux plans font entre eux un angle de 3 7 '. Le point vernal γ est le nœud que franchit le Soleil, à l'équinoxe de printemps (de l'hémisphère Nord), en passant du sud vers le nord (de bas en haut). Coordonnées équatoriales : - la déclinaison d'un astre est l'arc du cercle de déclinaison passant par l'astre et compté à partir de son intersection avec l'équateur céleste jusqu'à l'astre. La déclinaison est positive pour les astres situés au nord de l'équateur, négative pour ceux situés au sud. - l'ascension droite de l'astre est l'arc de l'équateur céleste compté à partir du point vernal γ, dans le sens contraire du mouvement diurne, jusqu'à son intersection avec le cercle de déclinaison de l'astre. La perpendiculaire au plan écliptique passant par le centre de la Terre perce la sphère céleste en deux pôles de l'écliptique. Le demi-grand cercle reliant les deux pôles de l'écliptique et passant par l'astre considéré est appelé cercle de latitude de l'astre. Le système écliptique utilise l'écliptique comme cercle de référence. L'écliptique est le grand cercle que décrit le Soleil en un an sur le ciel. Les deux points de l'écliptique correspondant à la position du Soleil lors des solstices sont appelés points solsticiaux. Ecole Européenne de Francfort Page 15

18 L'espace Coordonnées écliptiques : - la longitude écliptique d'un l'astre est l'arc de l'écliptique mesuré à partir du point vernal γ, dans le sens du déplacement annuel du Soleil, jusqu'à l'intersection du cercle de latitude de l'astre. - la latitude écliptique d'un astre est l'arc du cercle de latitude de l'astre mesuré depuis son intersection avec l'écliptique jusqu'à l'astre. Pour repérer les astres les plus éloignés, on peut être conduit à utiliser un système galactique : ce système prend comme cercle de référence, l'intersection de la sphère céleste avec le plan principal de la Galaxie (équateur galactique). On définit ainsi des coordonnées (longitude et latitude) galactiques. Pour les astronomes, les directions sont mesurées par rapport à des astres de référence ayant eux-mêmes des coordonnées connues dans un système d'axes de coordonnées. Tous les astres étant en mouvement dans l'univers, aucun ne peut être considéré comme un point fixe. Cependant, les mouvements particuliers sur la sphère céleste des astres très éloignés sont trop faibles pour être mesurés ; ces astres peuvent ainsi être considérés comme des repères fixes (absolus). C'est le cas de 1 quasars qui, depuis le 1 er janvier 1998, ont été retenus par l'union astronomique internationale comme références absolues. Précédemment, étoiles, dites "fondamentales", jouaient ce rôle. Un repère secondaire, moins précis (précision de 0,001 " avec une erreur sur le mouvement de 0,001 " par an), de étoiles mesurées par le satellite Hipparcos entre 1990 et 199 permet de densifier le système de repères. Mais leur nombre est encore insuffisant (3 étoiles par degré carré, sachant qu'il en faudrait au moins 9). C'est ainsi que des catalogues contenant plus d'un million de positions d'étoiles ont été réalisés (la précision est de l'ordre de 0,03 "). La Terre n'est pas une sphère parfaitement homogène et des anomalies (précession et nutation), affectent la fixité du plan de l'équateur ; de plus, les effets de marées lunaires ralentissent le mouvement de rotation de la Terre sur elle-même ("Phénomène des marées"). C'est ainsi que l'ascension droite α et la déclinaison δ données dans les catalogues se réfèrent à une date précise, actuellement le 1 er janvier 000, et doivent être corrigées. b) La parallaxe : La parallaxe est le changement apparent de la direction d'un astre S provoqué par le déplacement de l'observateur d'un point A de l'espace à un autre point B. Plus l'astre considéré est proche, plus son changement apparent de direction lié au déplacement de l'observateur est important. Page 16 Christian BOUVIER

19 Planétologie Les astronomes du XVII e siècle et du début du XVIII e ont longuement cherché à mettre en évidence cet effet géométrique pour confirmer le système héliocentrique de Copernic. Pour rendre les positions attribuées à un astre indépendantes de la position de l'observateur à la surface du globe, il est indispensable de les rapporter au centre de la Terre, c'est-à-dire qu'au lieu de fixer la position de l'astre par la direction AS, on la fixe par la direction OS. La parallaxe horizontale équatoriale ou parallaxe diurne d'un astre est l'angle α sous lequel on verrait le rayon terrestre depuis cet astre. Si l'astre est "étendu" (cas du Soleil et de la Lune), le point S pourra être le centre du disque ou un point du bord du disque astral. La parallaxe peut elle-même être déterminée par des méthodes indirectes (passage de Mercure ou Vénus devant le Soleil). La parallaxe horizontale équatoriale du Soleil vaut α = 8,794 seconde d'angle. La parallaxe annuelle d'une étoile est l'angle π sous lequel on verrait le demi-grand axe de l'orbite terrestre depuis cette étoile. Les parallaxes des étoiles sont des angles extrêmement petits (toujours inférieurs à 1 "), donc difficiles à mesurer. La parallaxe de l'étoile la plus proche, Proxima du Centaure est π = 0,76 ". Les étoiles les plus proches, observées de deux points opposés de l'orbite terrestre (à 6 mois d'intervalle), semblent se déplacer (sur des photographies) par rapport aux étoiles plus lointaines. A la fin des années 1980, on ne connaissait avec précision que les parallaxes d'environ étoiles, obtenues par mesures directes (parallaxes trigonométriques). Un certain nombre de parallaxes d'étoiles plus lointaines résultaient de mesures indirectes (parallaxes spectrométriques, parallaxes photométriques...). Grâce au satellite d'astrométrie européen Hipparcos, on connaît maintenant les parallaxes d'environ étoiles avec une précision de 0,001 ". c) Autres techniques : Lorsqu'une étoile nous apparaît plus brillante qu'une autre, cela ne signifie pas forcément qu'elle est réellement plus lumineuse, elle peut être simplement plus proche de la Terre. Pour déterminer les distances d'astres situés hors du voisinage du Soleil, on utilise des méthodes indirectes, fondées sur des relations entre la luminosité intrinsèque de certaines étoiles ou de certains amas stellaires, appelés indicateurs primaires, et une quantité physique facilement observable telle que la couleur ou la période au terme de laquelle se reproduisent des variations d'éclat régulières. Ces relations sont étalonnées à l'aide d'astres proches du même type dont les distances sont connues. Les astres les plus utilisés sont les amas ouverts ou globulaires et les étoiles variables pulsantes telles que les céphéides, les RR Lyrae ou les Mira. Les céphéides ( : II) ) b) jouent un rôle très important comme étalons des échelles de distance dans l'univers grâce à la relation période-luminosite (P-L) qui les caractérise : plus une céphéide est lumineuse, plus sa période de variation d'éclat est longue, car plus l'étoile est volumineuse et plus le trajet que doivent parcourir les ondes acoustiques qui provoquent les variations d'éclat est long. Dès lors que l'on connaît la période d'une céphéide, aisément mesurable, la relation P-L permet de déterminer l'éclat intrinsèque de Ecole Européenne de Francfort Page 17

20 L'espace cette étoile. Par une simple comparaison avec son éclat apparent, on en déduit sa distance, et donc celle de la galaxie qui l'abrite. Très brillantes, donc visibles de loin, les céphéides sont détectées à présent dans d'autres galaxies que la nôtre jusqu'à des distances de l'ordre de 15 à 0 Mpc (soit de 50 à 65 millions d'années-lumière environ) grâce au télescope spatial Hubble. Pour les amas d'étoiles, on détermine d'abord leur position sur le diagramme de Hertzsprung-Russell ( : II) ) a) en fonction de leurs caractéristiques chimiques. Cette position est établie grâce aux mesures directes de distance des amas ouverts les plus proches (par exemple, les Hyades ou les Pléiades) ou, s'il s'agit d'amas globulaires, d'étoiles appartenant à la même population. Pour évaluer des distances encore plus grandes, on utilise des indicateurs secondaires puis tertiaires, chacun étant étalonné grâce aux distances estimées des précédents. De bons indicateurs secondaires sont, par exemple, les régions d'hydrogène ionisé, très brillantes et faciles à identifier dans les galaxies. Les indicateurs tertiaires prennent en compte les propriétés globales des galaxies très lointaines dans lesquelles on ne peut distinguer les étoiles individuellement : on s'appuie, par exemple, dans un amas de galaxies, sur le diamètre ou la luminosité des plus brillantes. Enfin, la distance des objets célestes les plus lointains est évaluée grâce à la loi de Hubble ("Le Temps" : I) 3) b), elle-même établie d'après les mesures de distances et de vitesses de fuite des galaxies situées dans les amas de galaxies les plus proches. 3) Les instruments : Jusqu'au début des années 1980, les instruments traditionnels de l'astrométrie étaient les astrolabes, lunettes zénithales et méridiennes pour la construction des catalogues. S'ajoutaient les lunettes à longue focale pour mesurer les parallaxes et les télescopes de Schmidt. Aujourd'hui, les repères absolus, les quasars, sont observés du sol par la technique de l'interférométrie radio V.L.B.I. (Very Long Base lnterferometry), qui met en œuvre des réseaux de radiotélescopes distants de plusieurs milliers de kilomètres et observant au même moment le même astre. Les signaux reçus sont combinés et permettent d'obtenir une précision beaucoup plus grande que celle des télescopes habituels. Les instruments plus classiques, lunettes méridiennes et télescopes de Schmidt, sont maintenant munis de caméras CCD, ce qui leur donne à la fois une plus grande sensibilité que les clichés photographiques ou les photomètres, et une plus grande précision, car les images numérisées sont ensuite analysées par ordinateur et leurs défauts corrigés. La supériorité des CCD sur la photographie tient à ce que pour un même flux lumineux incident, le nombre de photons absorbés est bien plus grand (meilleur rendement). D'autre part le nombre d'électrons libérés par chaque pixel est proportionnel au nombre de photons reçus. Pour succéder au satellite Hipparcos, qui a fonctionné de 1990 à 1993, des satellites permettant une précision de l'ordre de 0,00001 " pour des dizaines de millions d'étoiles sont à l'étude et pourraient être lancés entre 005 et 010. II) Les astres : 1) Le système solaire : Le système solaire est constitué du Soleil et des corps qui gravitent autour de lui. Il comprend neuf planètes principales avec leurs satellites et leurs anneaux, ainsi qu'une multitude d'astéroïdes et de comètes. Il est situé à a-l du centre de la Galaxie, autour duquel il tourne en 00 millions d'années environ : depuis sa formation, il y a 4,5 milliards d'années, il en a donc effectué plus de vingt fois le tour. Au cours de ce périple, il a traversé plus d'une centaine de nuages interstellaires denses. Page 18 Christian BOUVIER

21 Planétologie Ces traversées ont duré parfois plusieurs milliers d'années et ont profondément modifié l'environnement des planètes, qui a vu se succéder des chaleurs torrides et des froids extrêmes. De nos jours, le système solaire est plongé dans un nuage interstellaire de faible densité qu'il traverse à vitesse de 6 km/s. Dans quelques millions d'années, à la sortie de nuage, il entrera dans une région de la Galaxie moins dense, entre deux bras spiraux. a) Le Soleil : Le Soleil est l'une des deux cents milliards d'étoiles de notre Galaxie. C'est une sphère de km de diamètre (soit près de 110 fois celui de la Terre) et d'une masse de 1,989x10 30 kg (soit près de fois celle de la Terre). Cette sphère est constituée essentiellement d'hydrogène et d'hélium; sa masse volumique moyenne est de 1410 kg.m 3, plus faible que celle de la Terre solide, mais bien plus élevée que celle de l'atmosphère terrestre. La surface visible du Soleil est la photosphère ; elle est surmontée de deux couches beaucoup plus ténues, visibles lors des éclipses totales de Soleil, la chromosphère et la couronne. La température à la surface du Soleil est de K, celle du noyau central est estimée à quinze millions de kelvin environ. C'est de ce cœur, où se produisent des réactions nucléaires par fusion d'atomes d'hydrogène en hélium, que le Soleil tire son énergie. La masse volumique y atteint kg.m 3 et la pression s'y élève à,33x10 11 bars. Le Soleil tourne sur lui-même en 4,6 j à l'équateur et en 35 j au voisinage des pôles. L'essentiel de l'information acquise sur le Soleil vient de l'étude de son rayonnement, par ailleurs crucial pour la vie sur la Terre. Au niveau de la Terre (hors atmosphère terrestre), un mètre carré reçoit en moyenne W, grandeur appelée "constante solaire", qui varie avec l'activité solaire ("Les atmosphères" : IV) ). b) Les planètes : Planètes orbite Rotation propre gravitation tempér. compos en km en U.A. période période Inclin. diam. m (kg) M/M T g/g T d / e Moy. princip. Mercure ,357 87,97 j 58,65 j ,300x10 3 0,053 0,38 5,48 90 C Vénus ,73 4,70 j 43,01 j 177, ,871x10 4 0,816 0,9 5,4 46 C CO, N La Terre , ,5 j 3,93 h 3, ,974x10 4 1,0 1,0 5,5 14 C N, O Mars ,54 1 a 31 j 4,61 h ,410x10 3 0,010 0,38 3,94 60 C CO, N Jupiter ,03 11 a 314 j 9,83 h 3, ,899x ,9,35 1, C H, He Saturne ,5 9 a 167 j 10,3 h 6, ,680x , 0,96 0,7 180 C H, He Uranus ,18 84 a 7 j 16 h 97, ,676x ,6 0,99 1,47 10 C H, He Neptune , a 80 j 18, h 8, ,030x , 1,5 1,73 0 C H, He Pluton ,80 51 a 314 j 6,39 j ,3x10 0,00 0,04,1 30 C N Orbite : - rayon moyen de l'orbite ou demi grand axe pour les orbites très elliptiques. - période exprimée en années et jours terrestres. Ecole Européenne de Francfort Page 19