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Eros par NEAR

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Surface d'Eros 2

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Surface d'Eros 3

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Surface d'Eros 4

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Surface d'Eros 5

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Surface d'Eros 6

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L'astéroide Eros

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Eros

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Photographi&eacute; par la sonde [popupdefinition id=3634]Rosetta[/popupdefinition] en juillet 2010, l'[popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition] Lutetia s'est r&eacute;v&eacute;l&eacute; recouvert d'un &eacute;pais [popupdefinition id=2495]manteau[/popupdefinition] de [popupdefinition id=13527]r&eacute;golite[/popupdefinition] qui en fait un vestige du [popupdefinition id=3728]Syst&egrave;me solaire[/popupdefinition]. &copy; Esa

Lutetia

La Lune et Mars sont couvertes d'une poussière fine appelée le régolite (ou régolithe) mais ce terme s’applique également à des sols sur Terre, les astéroïdes ou Titan. En effet, selon la définition de George P. Merrill datant de 1897, le régolite est le manteau de débris provenant de la fragmentation, par des actions physiques ou chimiques, de la roche sous-jacente ou roche mère.
Le régolite lunaire et martien
Le régolite lunaire a été créé par le bombardement incessant de micrométéorites, de rayons cosmiques et de particules du vent solaire qui, au fil des milliards d'années d'évolution du satellite de la Terre, n'ont pas cessé de décomposer les roches de surface. Quant au régolite martien, sa formation résulte d'impacts de météorites, voire d'astéroïdes plus massifs conjugués à l'action d'érosion quotidienne de l'eau et du vent. Sur la Lune et Mars, le régolite peut mesurer jusqu' à 10 m d'épaisseur.
Le régolite, une poussière qui embête les astronautes
La poussière lunaire est différente de celle de la Terre. On peut la comparer à des fragments de verre ou de corail dont les particules sont très acérées et peuvent s'infiltrer partout. Les astronautes d'Apollo 17 ont rapporté que des particules de poussière avaient réussi à bloquer les joints d'épaules des combinaisons spatiales des astronautes, provoquant même une légère dépressurisation. Dans les zones ensoleillées, la poussière pouvait atteindre le niveau des genoux des astronautes, et même arriver au-dessus de leur tête, tout simplement parce que différentes particules avaient été électrostatiquement chargées par la lumière UV du soleil. Par la suite, ces particules de poussière se sont retrouvées dans le module lunaire du vaisseau Apollo, provoquant l'irritation des yeux et des poumons.
Sur Mars la poussière est également omniprésente mais probablement pas aussi agressive. Les conditions météorologiques propres à la planète tendent à lisser les extrémités des particules. Néanmoins, les tempêtes de poussières et autres dust devil (tourbillons de poussières) sont un problème tout aussi préoccupant car les vents peuvent souffler jusqu'à 50 m par seconde.

Régolithe

Système solaire : qu'est ce que c'est ?On appelle Système solaire, l’ensemble des astres soumis au champ de gravitation du Soleil (notre étoile à elle seule représente 99,8 % de la masse totale du Système solaire !). Le Système solaire évolue dans l’un des bras de notre galaxie spirale, la Voie lactée, à quelque 26.000 années-lumière de son centre. Selon les définitions établies par l’Union astronomique internationale, notre Système solaire comprend notamment :Huit planètes — et leurs satellites naturels ; il y en a plus de 175 connus — que sont Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, par ordre d’éloignement au Soleil. Les quatre premières sont qualifiées de planètes telluriques, les quatre dernières, de planètes gazeuses.Des planètes naines comme Pluton ou Cérès.Plusieurs centaines de milliers d’astéroïdes composés de roches et de minéraux métalliques essentiellement. Leur taille est extrêmement variable, de plusieurs centaines de kilomètres aux grains de poussière. Ils sont regroupés majoritairement dans la Ceinture d’astéroïdes principale, située entre Mars et Jupiter.Des milliers de comètes composées de poussières et de glaces volatiles.D’innombrables petits corps glacés comme les Centaures — qui orbitent entre Jupiter et Neptune — ou encore les objets transneptuniens dans la lointaine Ceinture de Kuiper.Depuis quelques années, Pluton n’est plus considérée comme une planète et il est officiellement admis que notre Système solaire ne compte que huit planètes. Mais cela pourrait changer… © NasaSystème solaire : un monde rempli de surprisesAu-delà de la Ceinture de Kuiper se trouverait un gigantesque ensemble de corps glacés baptisé nuage d’Oort. Sa limite externe marquerait la limite de l’influence gravitationnelle du Soleil. Les astronomes estiment qu’elle se situe quelque part entre 1,6 et 2 années-lumière — soit entre 101.186 et 126.482 unités astronomiques — de notre étoile ! Mais l’héliosphère — cette bulle créée par les vents solaires — ne s’étend pas aussi loin. Le milieu interstellaire l’interrompt dans une direction à une centaine d’unités astronomiques, soit seulement quelque 0,002 année-lumière.Notez que le Système solaire réserve sans doute encore des surprises aux astronomes. Certaines régions comme la zone située entre le Soleil et Mercure sont encore mal connues. Les orbites de plusieurs objets transneptuniens suggèrent qu'une neuvième planète, peut-être 4 fois plus grande que la Terre et 10 fois plus massive, pourrait se cacher aux confins de notre Système solaire, entre 500 et 1.200 unités astronomiques du Soleil.

Système solaire

Le manteau terrestre correspond à la partie du globe terrestre située entre la croûte et le noyau externe. Cette couche épaisse de la Terre représente environ 84 % du volume total de la Planète et s'étend de 35 à 2 890 kilomètres de profondeur.La discontinuité de Mohorovičić marque la limite entre la croûte terrestre et le manteau supérieur. Cette discontinuité est aussi appelée Moho. C'est le sismologue croate Andrija Mohorovičić, qui a découvert cette discontinuité en 1909 en étudiant la propagation des ondes sismiques.La discontinuité de Gutenberg marque la limite entre le manteau inférieur et le noyau externe. Elle est nommée d'après le sismologue allemand Beno Gutenberg, qui a découvert cette discontinuité en 1914 en étudiant également la propagation des ondes sismiques.Composition et description du manteau terrestreLe manteau terrestre est composé principalement de roches silicatées, riches en fer et en magnésium. Les minéraux les plus courants dans le manteau supérieur sont l'olivine, le pyroxène et le spinelle, tandis que le manteau inférieur est composé principalement de pérovskite et de magnésiowüstite. Les scientifiques estiment que la température dans le manteau varie de 500 °C à la base de la croûte à environ 4000 °C à la limite du noyau externe.Le manteau est divisé en deux parties principales : le manteau supérieur et le manteau inférieur. Le manteau supérieur s'étend de la base de la croûte terrestre à une profondeur d'environ 660 kilomètres, tandis que le manteau inférieur s'étend de cette profondeur jusqu'à la limite du noyau externe. Le manteau terrestre est solide mais se comporte comme un fluide visqueux. Cette viscosité varie considérablement en fonction de la profondeur, de la température et de la composition. Dans la partie supérieure du manteau, la viscosité est relativement faible en raison de la présence de minéraux tels que l'olivine, qui ont une structure cristalline permettant une déformation plus facile. Dans la partie inférieure du manteau, la viscosité est plus élevée en raison de la présence de minéraux tels que la bridgmanite, qui ont une structure cristalline plus rigide.Structure de la Terre : 1. croûte continentale ; 2. croûte océanique, 3. Manteau supérieur ; 4. Manteau inférieur ; 5. noyau externe ; 6. noyau interne ; A : Discontinuité de Mohorovicic ; B : Discontinuité de Gutenberg ; C : Discontinuité de Lehmann. © Dake, Wikimedia Commons, CC BY-SA 2.5Le manteau terrestre et ses nombreux processus géologiquesLe manteau terrestre est un environnement dynamique soumis à des pressions et des températures extrêmes, où se produisent des processus géologiques importants tels que la convection mantellique, la fusion partielle, la subduction, la formation de diamants et l'interaction avec le noyau terrestre. Voici quelques-uns des processus et événements qui se produisent dans le manteau terrestre La convection mantelliqueLa convection mantellique est le processus par lequel la chaleur du noyau est transférée vers la surface de la Terre par des mouvements de convection dans le manteau. La chaleur provenant du noyau terrestre chauffe la base du manteau, ce qui rend les roches moins denses et les fait monter vers la surface. Lorsqu'elles atteignent la surface, elles se refroidissent et deviennent plus denses, ce qui les fait descendre à nouveau vers le bas. Ce mouvement circulaire de la matière du manteau est appelé convection mantellique.La convection mantellique et ses effets La convection mantellique est responsable de nombreux événements géologiques importants à l'intérieur du manteau terrestre.Voici quelques-uns des événements les plus importants :Plaques tectoniques à la surface de la Terre : les courants de convection dans le manteau exercent une force sur la base des plaques, les poussant dans différentes directions. Ces courants de convection font circuler la matière du manteau, entraînant le mouvement des plaques tectoniques à la surface de la Terre.Formation des chaînes de montagnes : lorsque deux plaques tectoniques entrent en collision, la convection mantellique peut entraîner la formation de chaînes de montagnes. Les roches du manteau peuvent remonter à la surface et former des montagnes lorsque les plaques se chevauchent.Formation des points chauds : les points chauds sont des zones où la chaleur du manteau terrestre s'élève à travers la croûte terrestre, provoquant la formation de volcans. Les points chauds sont causés par des panaches mantelliques, qui sont des colonnes de roche chaude montant à travers le manteau.Formation des dorsales océaniques : les dorsales océaniques sont des chaînes de montagnes sous-marines qui se forment lorsque la croûte terrestre s'étire et que la roche en fusion du manteau remonte à la surface. La convection mantellique entraîne le mouvement de la croûte terrestre et la formation des dorsales océaniques.La fusion partielleÀ mesure que la température et la pression augmentent dans le manteau terrestre, certaines roches peuvent fondre partiellement, formant du magma. Le magma peut remonter à travers le manteau et la croûte terrestre, provoquant des éruptions volcaniques.La subductionLorsque deux plaques tectoniques entrent en collision, l'une d'entre elles peut être poussée sous l'autre et descendre dans le manteau terrestre. Ce processus est appelé subduction. La plaque subductée peut fondre partiellement et libérer de l'eau et d'autres composés volatils dans le manteau, ce qui peut affecter la composition et la dynamique du manteau.La formation de diamantsÀ des profondeurs supérieures à 150 kilomètres dans le manteau terrestre, les conditions de pression et de température sont suffisamment élevées pour que les atomes de carbone se combinent et forment des diamants. Les diamants peuvent être transportés vers la surface de la Terre par des éruptions volcaniques ou par des mouvements de la croûte terrestre.L'interaction avec le noyau terrestreLe manteau terrestre est séparé du noyau externe liquide par une couche de fer solide appelée graine. Les mouvements du manteau peuvent affecter la convection dans le noyau externe, ce qui peut à son tour affecter le champ magnétique terrestre.Quels sont les outils et méthodes pour explorer le manteau terrestre ?L'exploration directe du manteau terrestre est extrêmement difficile en raison de sa profondeur et de sa pression élevée. Cependant, les scientifiques ont développé plusieurs outils et méthodes pour étudier le manteau terrestre de manière indirecte, notamment :la sismologie : les ondes sismiques générées par les tremblements de terre et les explosions volcaniques peuvent voyager à travers le manteau terrestre et être enregistrées par des sismomètres à la surface de la Terre. Les scientifiques peuvent utiliser ces données pour déterminer la structure et la composition du manteau en fonction de la vitesse et de la direction des ondes sismiques ;la tomographie sismique : cette technique utilise des ordinateurs puissants pour créer des images tridimensionnelles de l'intérieur de la Terre en utilisant des données sismiques. Les scientifiques peuvent utiliser la tomographie sismique pour visualiser les mouvements de convection dans le manteau et pour identifier les zones de subduction et de remontée du manteau ;la géochimie : les roches du manteau terrestre peuvent être étudiées en laboratoire pour déterminer leur composition chimique et leur âge. Les scientifiques peuvent utiliser ces informations pour comprendre les processus géologiques qui se produisent dans le manteau et pour retracer l'histoire de la formation de la Terre ;le magnétisme : les roches du manteau terrestre peuvent contenir des minéraux magnétiques qui enregistrent l'orientation du champ magnétique terrestre au moment de leur formation. Les scientifiques peuvent utiliser ces informations pour étudier les mouvements du manteau et les changements du champ magnétique terrestre au fil du temps ;le forage : bien que le forage direct dans le manteau terrestre soit actuellement impossible en raison de sa profondeur et de sa pression élevée, les scientifiques ont réussi à forer dans la croûte terrestre jusqu'à une profondeur de plusieurs kilomètres. Les échantillons de roche prélevés à ces profondeurs peuvent fournir des informations importantes sur la composition et la structure du manteau supérieur.En combinant ces différentes méthodes, les scientifiques peuvent obtenir une image plus complète du manteau terrestre et de ses processus géologiques complexes. 

Manteau terrestre

La sonde Rosetta de l'ESA, avec son atterrisseur Philae (ou Philaé), avait pour principal objectif l'étude de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko.Déroulement de la mission RosettaLancée le 2 mars 2004, Rosetta est passée par une phase complexe de quatre assistances gravitationnelles successives (utilisant la Terre et Mars), afin d'atteindre la vitesse nécessaire pour aborder 67P/Churyumov-Gerasimenko. Durant son voyage, elle a étudié les astéroïdes Steins (5 septembre 2008) et Lutecia (10 juillet 2010). Rosetta est alors entrée dans une phase d'hibernation, en juillet 2011, dont elle est ressortie deux ans et demi plus tard, en janvier 2014. Cette hibernation a permis d'économiser une énergie précieuse.En mai 2014, la sonde a entamé la complexe manœuvre d'approche de la comète. Rosetta a alors dévoilé un corps à la forme tourmentée, d'abord comparée à celle d'un canard, avec deux lobes de tailles inégales séparées par une zone mince, peut-être une amorce de rupture. Après les observations effectuées alors que Rosetta tournait autour de sa cible, un secteur d'atterrissage a été choisi pour l'atterrisseur Philae, et baptisé Agilkia (du nom d'une île égyptienne, au milieu du Nil, sur laquelle ont été déplacés dans les années 1970 les temples de l'île de Philae, engloutie à la suite de la construction du barrage d'Assouan).Philae s'est posé sur la comète le 12 novembre 2014, avec pas moins de trois moyens différents pour s'assurer qu'il ne rebondisse pas sur le sol. Rappelons en effet que la gravité sur un corps aussi petit qu'une comète étant extrêmement faible (un cent millième de la pesanteur terrestre pour celle-ci), il suffit de très peu de vitesse pour échapper définitivement à son attraction gravitationnelle... Deux de ces systèmes (le propulseur dorsal qui devait le plaquer au sol et les harpons qui devaient l'y ancrer) n'ont pas fonctionné. Le troisième (un amortisseur entre le corps de Philae et les trois pieds de son train d'atterrissage) a, lui, fait son office. Philae a rebondi deux fois, s'éloignant d'environ un kilomètre du site visé, et s'est immobilisé dans une zone au relief accidenté.Une présentation de la mission Rosetta avant son arrivée autour de 67P/Churyumov-Gerasimenko. © CnesL'éclairage insuffisant n'a pas permis la recharge de la batterie secondaire par les panneaux solaires mais les instruments ont fonctionné durant environ 60 heures. Le travail scientifique est considéré comme réalisé à 80 % : extraction d'un échantillon par la foreuse et son analyse, scan radar de l'intérieur de la comète, analyse des propriétés thermique et mécanique du sol, analyse des émissions gazeuses, découverte d'un mystérieux champ magnétique variable...Rosetta a poursuivi l'étude de la comète, au fur et à mesure qu'elle se rapprochait du Soleil, environ une année après l'atterrissage de Philae.Questions scientifiquesLes planètes et les comètes ont une origine commune, elles se seraient formées à peu près au même moment, plus ou moins de la même manière. Les comètes actuelles se sont juste formées plus loin et se sont éloignées du centre du système. Elles reviennent régulièrement, vierges de toutes perturbations extérieures, et là réside tout leur intérêt ! En effet, loin du Soleil, la comète voyage dans un univers très froid qui ralentit son évolution chimique... Les comètes ont donc une mémoire vieille de 4,5 milliards d'années, dont la lecture nous apportera certainement de nombreuses réponses.Au-delà de la compréhension sur l'origine de notre Système Solaire, Rosetta nous apportera peut-être des éléments de réponses sur l'origine de la vie. En effet, les comètes sont en partie constituées de molécules organiques qui, sur Terre, assurent la chimie du vivant (glucides, lipides, protéines et acides nucléiques). Les comètes ont donc peut-être joué un rôle fondamental en apportant sur notre planète ces éléments indispensables. À Rosetta de nous le dire !La mission spatiale Rosetta a conquis non seulement la comète Churyumov-Gerasimenko mais aussi le cœur des Hommes tant son histoire a soulevé d’enthousiasme. Jean-Pierre Bibring, Francis Rocard et Philippe Gaudon reviennent sur cette aventure extraordinaire. © Cnes

Rosetta

Un astéroïde est un corps céleste composé de roches et de métaux, dont la taille peut aller de quelques centimètres à plusieurs kilomètres. Contrairement à ce que l’on pense, il n’erre pas de façon erratique dans l’espace, mais tourne autour d’une étoile. La naissance des astéroïdes remonte aux origines de notre Système solaire, il y a 4,56 milliards d’années. L’hypothèse la plus communément admise aujourd’hui est qu’ils résultent de fragments de roche qui n’ont pas pu s’agglomérer pour former une planète, en raison notamment de l’influence de Jupiter. Les astéroïdes sont parfois appelés planète mineure.
Comète, météorite, astéroïde, étoile filante : quelle est la différence ?
Les familles d'astéroïdes
Le premier astéroïde, Cérès, a été découvert en 1801 par Giuseppe Piazzi, alors directeur de l’observatoire de Palerme, en Sicile (Cérès est à présent considérée comme une planète naine). Depuis, on en a dénombré plus de 523.000, dont la majorité se situe dans la zone comprise entre Mars et Jupiter, appelée la ceinture d’astéroïdes (ou ceinture principale). D’autres astéroïdes sont découverts en dehors de cette zone, soit parce qu’ils possèdent une orbite qui les fait s’éloigner de la ceinture principale, soit parce qu’ils sont dans une autre zone du Système solaire.
On distingue notamment :
Les Troyens, qui circulent sur l’orbite de planètes, la plupart autour de Jupiter mais Mars, Uranus et Neptune en possèdent également quelques-uns.Les Centaures, généralement de petite taille, qui tournent autour du Soleil entre les orbites de Jupiter et de Neptune.Les transneptuniens, qui circulent sur une orbite très excentrique. On retrouve dans cette catégorie les astéroïdes de la Ceinture de Kuiper, une zone annulaire à l’instar de la Ceinture d’astéroïdes mais 20 fois plus étendue. 
Les astéroïdes géocroiseurs (Near-Earth Objects ou NEA en anglais), quant à eux, évoluent à proximité de la Terre. De par leurs trajectoires qui croisent l'orbite terrestre, ces objets sont traqués afin de mieux les identifier et prévenir d'une collision avec notre planète. Il en existerait plus de 10.000. Heureusement, le risque de collision est relativement faible : une météorite de la taille d’un stade de football, susceptible de dévaster la zone d’impact et ses environs s’écrase en moyenne tous les 2.000 ans. Quant aux gros astéroïdes comme, par exemple, celui qui a provoqué la disparition des dinosaures, il y a 66 millions d’années, la moyenne estimée est d'un tous les 100 millions d’années. Désormais, ces astéroïdes géocroiseurs sont surveillés étroitement par la Nasa.
Des milliers d’astéroïdes croisent l'orbite de la Terre. © Nasa, JPL-Caltech
Comment sont nommés les astéroïdes ?
Une fois détecté et que leur trajectoire est clairement établie, l’astéroïde se voit attribuer un numéro par le MPC (Minor Planet Center), une branche de l’Union astronomique internationale (UAI). Ce numéro, parfois accompagné d’un nom propre, ne dépend pas de l’ordre de sa découverte mais de celui où l’on a pu déterminer son orbite exacte. Il reprend donc d’abord entre parenthèses son ordre d’attribution, puis le chiffre de l’année, suivi d’une lettre qui indique la moitié du mois et une lettre qui indique l’ordre de la découverte dans cette moitié de mois. Par exemple 249.516 Aretha (2010 CV60).

Astéroïde

3777_lutetia

La sonde japonaise [popupdefinition id=3640]Hayabusa[/popupdefinition] a explor&eacute; l'[popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;de[/popupdefinition] Itokawa en novembre 2005. &copy; Jaxa

Itokawa

Développée par la JAXA (agence spatiale japonaise), MUSES-C a été lancée le 19 mai 2004 depuis le centre spatial de Kagoshima, près de la ville de Uchinoura, dans le sud du Japon, par une fusée M-V.
Son nom d'origine provient de MU Space Engineering spacecraft C. Elle a ensuite été rebaptisée Hayabusa, ce qui signifie Faucon en japonais.
Son objectif est l'astéroïde Itokawa, qui fait partie de la famille des géocroiseurs, ceux des astéroïdes qui présentent le plus de risques car leurs trajectoires les amènent à couper celle de la Terre.
Le 19 mai 2004, la sonde a croisé la Terre, utilisant son attraction gravitationnelle pour se placer sur une nouvelle orbite elliptique la menant vers Itokawa. Lors de son passage à proximité de notre planète, Hayabusa a testé son système de navigation optique (ONC et LIDAR) qui lui permet de calculer sa position relative par rapport à un corps céleste.
Le 12 septembre 2005, elle a stoppé ses moyens de propulsion (moteurs ioniques) pour voler de concert avec l'astéroïde, à une vitesse relative nulle. Elle a effectué de nombreuses observations scientifiques (dont des mesures du champ gravitationnel, de la topographie…). Ces informations, intéressantes en elles-mêmes, ont servi à repérer les sites adéquats pour le prélèvement d'échantillons.
Ensuite, Hayabusa doit se rapprocher doucement de l'astéroïde jusqu'à y apposer un collecteur afin d'y prélever quelques échantillons. Ceux-ci, prélevés en trois endroits différents, pèseront approximativement 1 gramme au total.
* Première tentative le 19 novembre : échec de la collecte mais la sonde se serait bien posée sur Itokawa.* Seconde tentative le 25 novembre : collecte apparemment réussie.
Un robot, appelé Minerva et développé par la JAXA, fut largué sur l'astéroïde afin d'en étudier la surface (échec : perte de contact avec le robot).
Finalement, après avoir passé quelques mois supplémentaires à étudier Itokawa, la sonde devrait redémarrer ses moteurs et se dirigera à nouveau vers la Terre qu'elle atteindra en juin 2007. La capsule contenant les échantillons se séparera de la sonde à une distance de 200 000 kilomètres et rentrera dans l'atmosphère, puis un parachute freinera la chute de la capsule qui sera récupérée dans le désert australien.

Hayabusa

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Restes d'une collision d'[popupdefinition id=870]ast&eacute;ro&iuml;des[/popupdefinition] photographi&eacute;e par le [popupdefinition id=2534]t&eacute;lescope spatial Hubble[/popupdefinition] en 2010. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/Esa/D. Jewitt

Fausse comète - Photos Futura

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Télescope spatial Hubble

Fausse comète

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Corps céleste

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Astéroïde Eros

Astéroïdes

Astronomie

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Le modèle de Nice est un modèle mathématique et numérique de la formation et de l’évolution du jeune Système solaire, juste après l’apparition de ses planètes géantes, proposé par une équipe internationale de scientifiques : Rodney Gomes (Rio de Janeiro, Brésil), Hal Levison (Boulder, Colorado), Alessandro Morbidelli (Nice) et Kleomenis Tsiganis (Thessaloniki, Grèce).Principe du modèle de NiceCe modèle, faisant intervenir des migrations planétaires, implique que Jupiter ait dû se déplacer vers le Soleil tandis que les autres planètes géantes s'en sont éloignées avant d’occuper les positions que nous voyons actuellement.Alessandro Morbidelli a présenté dans une conférence les derniers résultats concernant la formation des planètes telluriques et l'origine du Grand Bombardement tardif. L'auteur du « modèle de Nice » a levé le voile sur la formation de notre Système solaire qui n'aura plus de secrets pour vous ! © Université Lille1Il explique pour la première fois de façon naturelle à la fois les orbites des planètes géantes, l'existence des astéroïdes troyens et le fameux Grand Bombardement tardif (Late Heavy Bombardment, LHB en anglais) de la Terre et la Lune avec une précision jusqu'alors inégalée. Ces travaux ont fait l'objet d'une série de trois articles publiés dans le journal Nature du 26 mai 2005 par l'équipe de l'Observatoire de la Côte d'Azur (laboratoire Cassiopée, CNRS). L’observatoire étant près de Nice, on a donné le nom de la ville à ce modèle.

Modèle de Nice

Le Grand bombardement tardif (ou Late Heavy Bombardment : LHB en anglais) est une période de l'Histoire du Système solaire s'étendant approximativement de 4,1 à 3,9 milliards d'années, durant laquelle se serait produite une notable augmentation des impacts météoriques ou cométaires sur les planètes telluriques.
Le LHB pour expliquer l'âge des roches lunaires de bassins d'impacts
Elle a été introduite pour rendre compte des curieuses mesures concernant les âges des roches lunaires de grands bassins d'impacts, respectivement la mer des Pluies (Mare Imbrium), la mer des Nectars (Mare Nectaris) et la mer de la Sérénité, rapportées sur Terre par les missions Apollo 15, Apollo 16 et Apollo 17. Alors que les datations des plus vieilles météorites donnent un âge d’environ 4,5 milliards d’années pour le Système solaire, les cosmochimistes ont trouvé des âges de l’ordre de 4 milliards d’années pour les roches des mers lunaires.
Les modèles de formations des planètes par accrétion prévoyant un baisse importante du taux de bombardement des planètes quelques centaines de millions d’années après la naissance du Système solaire, le moyen le plus simple d’expliquer la formation des grands bassins d'impacts est donc de postuler une brusque remontée du taux de bombardement météoritique il y a environ 4 milliards d’années. Les grands bassins d’impacts Caloris sur Mercure et Hellas sur Mars dateraient aussi de cette époque, ce qui confirmerait qu’un grand bombardement tardif a bien affecté l’ensemble des planètes telluriques. On a donc postulé un LHB, bien que le débat quant à son existence réel ne soit pas clos.
Actuellement, la meilleure théorie expliquant ce LHB est celle faisant intervenir une migration des planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune), qui aurait produit diverses résonances, conduisant à déstabiliser les ceintures d'astéroïdes existantes à cette période. Elle a été développée par Alessandro Morbidelli et ses collègues sous la forme d’un modèle numérique aujourd’hui connu sous le nom de Modèle de Nice.
Champ lexical : late Heavy Bombardment | lHB

Grand bombardement tardif

La simulation informatique, ou simulation numérique, est une série de calculs effectués sur un ordinateur et reproduisant un phénomène physique. Elle aboutit à la description du résultat de ce phénomène, comme s'il s'était réellement déroulé. Cette représentation peut être une série de données, une image ou même un film vidéo.

Un simulateur peut réagir à des modifications de paramètres et modifier ses résultats en conséquence. Un simulateur de vol, par exemple, modifie la trajectoire calculée de l'avion en fonction des commandes transmises par l'utilisateur.

Une simulation numérique peut représenter des phénomènes physiques complexes dont la description repose sur un modèle mathématique comportant des équations aux dérivées partielles. L'ordinateur résout alors ces équations numériquement en utilisant la méthode des éléments finis. C'est le cas, par exemple, pour la modélisation, appuyée sur la mécanique des fluides, de l'écoulement de l'air ou de l'eau autour d'un avion ou d'un navire.

Applications variées des simulations informatiques

Les simulations informatiques couvrent une multitude de domaines en dehors de la mécanique des fluides. En médecine, elles permettent de simuler des opérations chirurgicales pour l'entraînement des médecins, ou l'impact de certains traitements sur le corps humain. En météorologie, elles sont cruciales pour la prévision du temps, simulant les conditions climatiques futures sur la base de vastes ensembles de données historiques et actuelles.

Simulation dans l'industrie manufacturière

Dans l'industrie, les simulations numériques facilitent le design et le test de nouveaux produits. Avant même la construction d'un prototype physique, les ingénieurs peuvent évaluer la résistance, la durabilité et d'autres aspects critiques de leurs conceptions dans des environnements simulés, réduisant ainsi les coûts et le temps de développement. Des industries telles que l'automobile et l'aéronautique tirent particulièrement avantage de ces technologies pour améliorer la sécurité et la performance de leurs produits.

Le rôle des superordinateurs

Le développement de simulations de plus en plus précises et complexes a été rendu possible par les avancées dans la technologie des superordinateurs. Ces machines puissantes peuvent traiter des quantités massives de calculs à une vitesse inégalée, permettant ainsi une modélisation plus détaillée et une plus grande précision dans les simulations. Cette capacité est notamment essentielle pour les simulations impliquant la dynamique des fluides à grande échelle ou les simulations climatiques globales.

Simulations et réalité virtuelle

La convergence des technologies de simulation et de réalité virtuelle ouvre de nouvelles avenues pour l'immersion et l'interaction utilisateur. En intégrant la réalité virtuelle dans les simulations, les utilisateurs peuvent non seulement voir mais également interagir de manière intuitive avec les modèles simulés. Cette intégration est particulièrement bénéfique dans la formation et l'éducation, où elle permet une expérience d'apprentissage plus interactive et engageante.

Challenges et perspectives

Toutefois, malgré les progrès significatifs, la simulation informatique fait face à plusieurs défis. La précision des simulations dépend énormément de la qualité des données initiales et des modèles mathématiques utilisés. De plus, la simulation de certains phénomènes reste hors de portée en raison de leur complexité extrême ou du manque de données adéquates. Les chercheurs travaillent continuellement sur l'amélioration des algorithmes et des méthodes numériques pour surmonter ces obstacles.

Les simulations informatiques continueront d'évoluer et de jouer un rôle indispensable dans divers domaines scientifiques, techniques, et même sociaux. Elles constituent un outil puissant pour la prédiction, la conception et le test, influençant de manière significative la manière dont les recherches et les développements sont conduits à l'ère numérique.

Simulation informatique

Pluton
À sa découverte par Clyde Tombaugh en 1930, Pluton a été considérée comme la neuvième planète du Système solaire. Mais, dès la fin du XXe siècle, d'autres objets assez similaires ont été découverts, dont notamment Eris, qui le dépassait légèrement en taille. Il est bien rapidement apparu que ces petits corps, dont il en reste encore beaucoup à découvrir, ne présentaient pas les caractéristiques permettant de les classifier parmi les planètes à part entière et l'Union Astronomique Internationale (UAI) a été amenée à redéfinir la notion de planète en août 2006.
C'est ainsi qu'a été créée la catégorie de planètes naines, dont font à présent partie Pluton, Eris et Cérès. Sur sa lancée, l'UAI a fort logiquement décidé de rendre les honneurs à Pluton en en faisant le prototype d'une nouvelle catégorie d'objets transneptuniens : les plutoïdes.
Suite à ces modifications, le Système solaire a vu le nombre de ses planètes réduit à huit. Quant à Pluton, elle s'est vu attribuer le numéro 134.340 dans le catalogue des objets mineurs.
Généralités
Même au voisinage de son périhélie, Pluton a un diamètre apparent de l'ordre de 0,2 seconde d'angle, inférieur à la limite de résolution de la plupart des télescopes terrestres. Sur les plaques photographiques impressionnées au foyer, il apparaît donc comme un point faiblement lumineux noyé parmi les vingt millions d'étoiles qui, sur la voûte céleste, sont au moins aussi brillantes que lui. Seul son mouvement révèle Pluton : quand on compare deux photographies du même champ d'étoiles prises à plusieurs heures d'intervalle, on constate qu'un point lumineux s'est déplacé par rapport aux étoiles du champ (au moment de l'opposition, le mouvement peut atteindre 1 seconde d'angle par jour). C'est en utilisant cette méthode de comparaison que Clyde William Tombaugh identifia Pluton le 18 février 1930.
Comme les autres planètes, elle reçut un nom provenant de la mythologie grecque : Pluton. Le nom a été proposé, via un astronome britannnique, par une jeune Anglaise de 11 ans, Venetia Burney, décédée en 2009 et qui a rencontré une partie de l'équipe de New Horizons (un des instruments porte son nom). La dénomination a été retenue parce qu'elle fait référence au dieu des enfers et aux initiales de sir Percival Lowell, l'astronome amateur qui en avait entrepris la recherche sur la base des perturbations constatées dans les orbites d'Uranus et de Neptune dès 1894. Décédé en 1916, il avait laissé en héritage une part importante de son immense fortune personnelle afin de poursuivre les travaux de recherche, et surtout l'observatoire de Flagstaff, en Arizona, où eut lieu la découverte de Pluton et qui est toujours consacré à cette région du Système solaire.
Des mesures ultérieures ont infirmé l'origine mathématique de la découverte de Pluton, car non seulement sa masse était beaucoup trop faible pour perturber de façon notable les mouvements d'Uranus et de Neptune mais de plus, ceux-ci avaient été largement surestimés suite à des erreurs d'observation. Il apparaît donc que la découverte était le pur fruit du hasard, mais que des erreurs de calcul avaient conduit les astronomes à chercher au bon endroit !
Physique de Pluton
Vue de la Terre, Pluton se réduit à quelques pixels de large sur les images du télescope spatial Hubble et son étude a été ardue. En 1976, des observations spectroscopiques révèlent que la surface de Pluton est recouverte, au moins partiellement et peut-être même en totalité, de méthane gelé. En 1978, on lui découvre un satellite, Charon. Entre 1979 et 1995, le diamètre et la masse de Pluton sont correctement mesurés : avec 2.300 kilomètres de diamètre, ce planétoïde est plus petit que la Lune et sa masse cinq cents fois plus faible que celle de la Terre. En 1988, l'observation d'une occultation d'étoile par Pluton met en évidence son atmosphère. Durant les années 1980, des occultations de Pluton par Charon ont permis de construire une carte bien plus détaillée que les clichés bruts de Hubble. Jusqu'au survol de la planète par New Horizon en juillet 2015, elles sont restées durant trois décennies les meilleures images de Pluton. Elles montraient déjà une surface contrastée, avec des zones couvertes de glace (méthane et azote principalement) et des régions sombres, dont on soupçonnait déjà la nature organique (des molécules à base de carbone, donc).
Pluton effectue une révolution autour du Soleil en 248 ans sur une trajectoire qui n'est ni circulaire ni située dans le plan de l'écliptique, inclinée à 17 degrés. Cette inclinaison exceptionnelle l'amène à s'écarter du plan de l'écliptique de 1,25 milliard de kilomètres, soit approximativement la valeur de la distance Soleil-Saturne. L'excentricité de cette orbite (0,25) amène Pluton à pénétrer à l'intérieur de celle de Neptune, ce qui s'est produit entre 1989 et 1999.
Neptune et Pluton, bien que leurs orbites semblent se croiser, n'entreront cependant jamais en collision car la différence des plans d'inclinaison de leurs orbite est telle qu'elle laisse une très grande marge de sécurité, les deux corps ne pouvant s'approcher à moins de 2,5 milliards de kilomètres.
Non seulement le périhélie de Pluton est éloigné de l'orbite de Neptune, mais les mouvements de Pluton et de Neptune sur leurs orbites sont synchronisés de telle manière que, au moment où Pluton passe au périhélie, Neptune est situé sur son orbite à plus de 60 degrés par rapport au Soleil. La période moyenne du mouvement de Pluton autour du Soleil est exactement égale à 1,5 fois celle de Neptune, ce qui signifie que tous les 495 ans (temps au bout duquel Neptune a effectué trois révolutions autour du Soleil, et Pluton deux) les deux planètes se retrouvent dans la même position relative. Au moment où Neptune, dans son mouvement sur son orbite, dépasse Pluton, celle-ci est à l'aphélie. Ce synchronisme n'est évidemment pas accidentel, il s'agit d'un phénomène dynamique appelé résonance stable.
De tels effets de résonance jouent un rôle essentiel dans le mouvement des planètes et des satellites du système solaire, et permettent d'en expliquer en grande partie la configuration actuelle. Les planètes et leurs principaux satellites ont des mouvements tels que tout risque de collision est nul. Si une petite force perturbatrice était actuellement exercée sur Pluton pour l'amener à modifier son mouvement autour du Soleil, la résonance avec Neptune la ramènerait dans l'état de résonance actuel. Si, dans un passé lointain, Pluton était sur une orbite non résonante proche de l'orbite actuelle, la force perturbatrice de Neptune a changé son orbite jusqu'à la verrouiller pour toujours dans l'état actuel de résonance.
Les observations dans le domaine infrarouge ont permis d'identifier la présence de méthane à la surface de Pluton. Elles semblent indiquer que la surface de la planète est sombre et rougeâtre à l'équateur et que des zones polaires sont recouvertes de glace de méthane. La brillance de ces calottes polaires évolue à mesure que la distance au Soleil varie. Des phénomènes saisonniers liés à la sublimation des glaces chauffées par le Soleil se développent à la surface de Pluton. En revanche, la surface de Charon ne semble pas recouverte de méthane, mais de glace d'eau. 
L'observation de l'occultation d'une étoile de douzième magnitude par Pluton le 9 juin 1988, puis deux autres, survenues en juillet et en août 2002 (cette dernière ayant été vue de l'observatoire d'Hawaï) a mis en évidence une atmosphère autour de Pluton, qui semble composée de méthane ainsi qu'un gaz plus lourd (peut-être de l'oxyde de carbone ou de l'azote). La pression atmosphérique à la surface n'atteint qu'un cent-millième de la pression atmosphérique terrestre. Les caractéristiques de l'atmosphère de Pluton varient dans d'importantes proportions au cours des saisons, la pression étant maximale au périhélie suite à la vaporisation des gaz et pouvant se réduire d'un facteur dix à l'aphélie.
Satellites
Charon a été découvert en 1978. Son diamètre est la moitié de celui de Pluton, et le barycentre des deux corps se trouve au-delà de la surface de Pluton, à un peu plus de deux rayons plutoniens.
L'orbite de Charon est inclinée de 118° par rapport à celle de Pluton dans son mouvement autour du Soleil. Au cours de son mouvement autour de Pluton, Charon passe devant et derrière la planète. Ces éclipses et occultations, observées depuis 1985, ont permis de mesurer les diamètres de ces deux corps ainsi que leurs pouvoirs réflecteurs. Charon gravite à environ 19.000 kilomètres de Pluton et son diamètre accuse environ 1.190 kilomètres. La période de révolution du satellite (6,387 jours) est égale à sa rotation mais aussi à la période de rotation de Pluton. En d'autres termes, Charon est immobile dans le ciel de Pluton (comme la Terre dans le ciel de la Lune) et présente toujours la même face à Pluton (comme la Lune dans le ciel de la Terre). Et réciproquement : les deux corps se font donc face comme deux danseurs qui tournent en regardant dans les yeux.
L'albédo de Pluton est de l'ordre de 50 % et celui de Charon de 37 %. Ces deux corps ont une densité de l'ordre de 2.
Deux satellites plus petits, nommés Hydre et Nix (connus jusqu'en juin 2006 par leurs désignations provisoires S/2005 P 1 et S/2005 P 2), ont été découverts en 2005. En 2011 et 2012, deux autres satellites ont été repérés (de nouveau par Hubble dans le cadre d'observations menées pour préparer le survol par la sonde New Horizons), et baptisés Kerbéros (nom grec de Cerbère) et Styx.
Exploration
La sonde américaine New Horizons, lancée le 19 janvier 2006, est le seul engin à avoir survolé Pluton. Après avoir bénéficié d'une assistance gravitationnelle au large de Jupiter, elle a frôlé Pluton et Charon le 14 juillet 2015, après un voyage de 6,4 milliards de kilomètres. Les observations, débutées en février 2015, se sont sont poursuivies jusqu'aux premières semaines après le survol. Les instruments d'imagerie, de spectrométrie et de mesures des particules chargées ont permis de caractériser la surface de Pluton et de Charon, d'étudier l'atmosphère de Pluton (composition, interactions avec le vent solaire et taux d'évasion).
Pluton s'est révélée très contrastée, couverte de glaces d'azote, de méthane et de monoxyde de carbone, avec un substrat constitué de glace d'eau. Elle s'avère également plus active que prévu avec des mouvements de glaces. Son atmosphère s'étend loin au-dessus de la surface et a paru stratifiée en deux couches au moment du survol.
Après le téléchargement complet des données, qui dura 16 mois, la sonde a été dirigée vers un objet de la ceinture de Kuiper, identifié pour l'instant par son code (486958) 2014 MU69, ou plus simplement MU69. Le survol, à environ 12.000 km de la surface, est prévu le premier janvier 2019. Un second objet de Kuiper pourrait peut-être être survolé ensuite.
Caractéristiques
Demi-grand axe en unités astronomiques (UA) : 39,54470 Demi-grand axe en km : 5.915.803.000 Excentricité de l'orbite : 0,2488 Inclinaison sur l'écliptique : 17,1422 °Période de révolution sidérale : 247 ans et 362 joursAnnée plutonienne (tropique) : 248 ans 7 jours 7,32 heuresPériode de rotation : 6,387 joursVitesse orbitale : 4,67 km/s en moyenne (de 3,71 à 6,10 km/s)Diamètre apparent équatorial à la plus petite distance de la Terre (valeur maximale) : 0,1" Diamètre en km : 2.368 km Diamètre équatorial (Terre=1) : 0,1874 Magnitude visuelle à l'opposition : 15,1 Masse (Soleil=1) : 1/156.000.000 Masse (Terre=1) : 0,00218 Masse Pluton+Charon (Soleil=1) : 1/135.000.000 Masse Pluton+Charon (Pluton=1) : 1,156 Densité (eau=1) : 1,73 Gravité à la surface (Terre=1) : 0,06 Vitesse de libération : 1.220 m/s Réflectivité (albédo géométrique) : 0,3 Température de surface : -236 °C Atmosphère : très ténue, azote et méthane Nature de la surface : eau, méthane, azote et monoxyde de carbone gelés ; matière organique.

Pluton

Etoile centrale du système solaire. 
Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, dont elle est distante d'environ 150 millions de kilomètres. Le Soleil est situé à 8,5 kparsecs du centre de la Voie lactée. Dans la classification des étoiles, le soleil est une étoile de type G2.
La masse du Soleil représente la majeure partie de la masse du système solaire. Elle est utilisée comme unité de masse pour les étoiles. L'énergie solaire, d'une importance capitale pour la Terre et notamment pour la vie, est produite par les réactions nucléaires qui se déroulent au coeur du Soleil. Agé d'environ 5 milliards d'années, le Soleil continuera à briller, avec une luminosité augmentant lentement, pendant une durée équivalente, avant d'évoluer en géante rouge et finalement de mourir.
Le mouvement apparent du Soleil par rapport à la Terre donne lieu aux saisons, dues à l'inclinaison du plan de l'écliptique par rapport à celui de l'équateur terrestre. 
La rotation de 27 jours du Soleil autour de lui-même a été découverte par Galilée en 1611. 
On distingue dans le Soleil diverses couches parmi lesquelles le noyau ou coeur, la zone radiative, la zone de convection, la photosphère (qui émet la majeure partie de la lumière solaire), la chromosphère et sa partie extérieure, la couronne. La densité décroît avec l'altitude, du noyau vers l'atmosphère. La température régnant dans le noyau est de l'ordre de 15 millions de kelvins. Elle décroît dans les zones radiatives et convectives. Dans la photosphère, qui constitue la surface visible du Soleil, elle est de l'ordre de 5800 K en moyenne. Dans les plus basses couches de la chromosphère, la température décroît avec l'altitude jusqu'à environ 4500 K, avant de croître à nouveau, surtout dans la zone de transition, où cette croissance est très forte sur une épaisseur réduite. La température de la couronne atteint des températures de l'ordre de 106 K. Cette température extrêmement élevée n'est pas encore totalement expliquée. 
L'atmosphère solaire est un milieu complexe constitué de plasma soumis à un champ magnétique intense, siège d'éruptions solaires et qui émet le vent solaire. Les taches solaires, qui apparaissent sombres à cause de leur température plus basse sont, comme la couronne, des radiosources. L'activité solaire liée à ces phénomènes varie de manière cyclique.
Récemment, l'héliosismologie a permis de mieux appréhender la structure interne du Soleil. La couche convective interne n'est connue que par les ondes étudiées dans cette discipline et par l'étude des neutrinos solaires, produits au cours des réactions nucléaires se déroulant dans le coeur. Le déficit des neutrinos solaires observés par rapport à ceux attendus est l'une des interrogations de l'astrophysique solaire. 
L'observation du spectre solaire s'effectue grâce à des spectrohéliographes. Ce spectre comprend des raies, connues depuis Fraunhofer (1814), qui signalent la présence d'hydrogène et d'hélium principalement et d'une soixantaine d'autres éléments. Il comprend également des bandes qui trahissent la présence de molécules dans l'atmosphère solaire.

Soleil

La ceinture de Kuiper s’étend aux confins du Système solaire, au-delà de l'orbite de Neptune, entre 30 et 55 UA (1 UA correspond à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil). Outre Pluton, au moins trois autres planètes naines occupent cette région peuplée de centaines de milliers de corps glacés de plus de 100 km et de plusieurs milliards de comètes (leur période orbitale est d'environ 200 ans). Leur origine date de la formation de notre Système solaire, il y a près de 4,6 milliards d’années.
Une vue de la ceinture de Kuiper avec quelques-unes de ses planètes naines ainsi que la trajectoire de la sonde New Horizons. © Nasa, JHUAPL, SwRI, Alex Parker
Premières découvertes dans la ceinture de Kuiper
La ceinture de Kuiper doit son nom à Gerard Kuiper qui avait prédit son existence en 1951. Les premières preuves furent apportées en 1992, plus de 18 ans après sa mort, avec la mise en évidence de 1992QB1, premier objet de Kuiper découvert (KBO pour Kuiper Belt Object).
La ceinture de Kuiper garderait la trace d'une cinquième planète géante
Le plus célèbre de tous les corps de la ceinture de Kuiper est bien sûr Pluton. Le 14 juillet 2015, l’humanité découvrait enfin à quoi ressemble l’ex-neuvième planète du Système solaire devenue planète naine en 2006 et aussi son compagnon Charon et leurs petits satellites. La sonde New Horizons qui a fait le voyage, vogue désormais vers l’objet de Kuiper 2014 MU69 qu’elle survolera le 1er janvier 2019. Ce sera une première.
Planète X : à quoi ressemble la neuvième planète du Système solaire ?

Ceinture de Kuiper

Le mot orbite vient du latin orbita qui était employé pour désigner la trace laissée par une roue. Il est utilisé aussi bien en astronomie qu’en anatomie, avec des sens très différents.L’orbite en astronomieCette photo, prise depuis la Station spatiale internationale, en orbite autour de la Terre, représente notre Planète bleue, gravitant elle-même sur une orbite parcourue en une année autour du Soleil, en arrière-plan. © Nasa's Marshall Space Flight Center, Flickr, cc by nc 2.0En astronomie, l’orbite désigne la trajectoire fermée suivie par un corps céleste autour d’un autre corps céleste de manière périodique, sous l’influence de la gravitation et de forces d’inertie. Cette orbite peut être circulaire, elliptique, parabolique ou hyperbolique.Le terme peut être employé pour décrire le mouvement d’une planète tournant autour d’une étoile, comme dans le cas de la Terre et du Soleil. Il est aussi employé lorsqu’il est question de la trajectoire d’un satellite naturel ou artificiel gravitant autour d’une planète, comme dans le cas de la Lune autour de la Terre. Dans le cas d’une orbite centrée sur notre Planète, on parle d’orbite géocentrique, une catégorie dans laquelle se placent aussi l’orbite géosynchrone et l’orbite géostationnaire, par exemple. Les comètes ou les astéroïdes décrivent aussi des orbites autour d’autres astres.Plusieurs paramètres peuvent être utiles à caractériser une orbite. Sa période ou son inclinaison. Son excentricité également. Lorsque celle-ci est nulle, la trajectoire de l’objet en orbite est circulaire.L’orbite en anatomieLe terme orbite est aussi bien employé en astronomie, qu’ici, en anatomie, pour désigner la cavité osseuse dans laquelle repose notamment le globe oculaire. © oka, Adobe StockEn anatomie, l’orbite correspond à la cavité osseuse dans laquelle reposent les yeux et leurs composants (globes oculaires, muscles oculomoteurs, nerf optique, vaisseaux sanguins, etc.). Elle se forme grâce aux prolongements de sept os crâniens. Sur l’avant, la base de l’orbite est large et ouverte, de quelque 40 sur 35 mm. Sur l’arrière, en moyenne 45 mm en profondeur, elle est plus étroite.En tant que cavité osseuse, l’orbite peut être affectée de divers troubles tels que des fractures, des inflammations ou même des tumeurs. La cellulite orbitaire, par exemple, peut se propager à l’orbite à partir des sinus. C’est une infection fréquente chez l’enfant. Elle se caractérise par des douleurs, des gonflements et des rougeurs, des troubles de la vision et de la fièvre, notamment. Elle se soigne par antibiotiques.

Orbite

Un gaz est un état de la matière, tout comme les états solide et liquide. Dans l'état gazeux, les particules de matière qui composent un gaz (atomes, molécules ou ions) sont très éloignées les unes des autres et sont en mouvement constant et rapide. Ce mouvement dans toutes les directions et ces grandes distances entre les particules font que les gaz sont hautement compressibles et qu'ils prennent la forme et le volume du contenant dans lequel ils se trouvent.

Le saviez-vous ?
La matière est tout ce qui a une masse et occupe un espace. Elle existe sous différentes formes ou états, qui sont déterminés par les conditions de température et de pression auxquelles elle est soumise. Les trois états de la matière les plus courants sont solide, liquide et gazeux, mais il existe également d'autres états, tels que le plasma et les condensats de Bose-Einstein.

Les gaz n'ont donc ni forme ni volume définis et se dilatent pour remplir leur contenant. Ils sont facilement compressibles et ont une faible résistance à la déformation. Les exemples courants de gaz comprennent l'air que nous respirons, qui est un mélange de plusieurs gaz comme l'oxygène, l'azote et le dioxyde de carbone, ainsi que le gaz naturel, l'hélium et la vapeur d'eau.

Décomposition des caractéristiques physiques des gaz
Les caractéristiques des gaz sont nombreuses et variées. Voici quelques-unes des principales caractéristiques des gaz :

Faible densité : les gaz ont une faible densité en raison des grandes distances entre les particules qui les composent. Cela signifie que les gaz ont une masse par unité de volume plus faible que les solides et les liquides ;
Compressibilité : les gaz sont hautement compressibles en raison des grandes distances entre les particules. Cela permet la modification de la densité d'un gaz en réduisant le volume qu'il occupe, comme lorsqu'on le comprime dans un récipient ;
Expansion : les gaz ont tendance à se dilater pour occuper tout l'espace disponible dans un contenant, une propriété dictée par le mouvement constant et rapide des particules qui les composent ;
Pression : les gaz exercent une pression sur les parois du contenant due aux collisions des particules avec ces parois. La pression d'un gaz est directement proportionnelle à sa température et à sa densité ;
Diffusion : les gaz ont la capacité de se mélanger et de se répandre uniformément dans un espace, en raison du mouvement aléatoire et rapide des particules qui les composent ;
Énergie cinétique élevée : les particules de gaz possèdent une énergie cinétique élevée en raison de leur mouvement constant et rapide, ce qui affecte directement la température du gaz, celle-ci étant une mesure de l'énergie cinétique moyenne de ses particules.


Interaction des gaz avec d'autres substances
Outre leurs interactions entre eux, les gaz peuvent aussi interagir avec d'autres substances. Par exemple, un gaz peut se dissoudre dans un liquide, comme l'oxygène dans le sang. Toutefois, certains gaz ne sont pas complètement miscibles, comme le dioxyde de soufre et l'air, ou le chlore et l'hydrogène. Ces gaz peuvent former des mélanges hétérogènes ou réagir entre eux pour former de nouveaux composés.

Utilisations pratiques et impact environnemental des gaz
Les applications des gaz sont vastes et touchent divers secteurs. Les gaz nobles, par exemple, trouvent plusieurs utilisations en industrie, en science et en technologie pour leurs propriétés uniques. L'hélium est utilisé pour gonfler des ballons, l'argon dans la production de puces électroniques, le krypton et le xénon dans les lampes à décharge, et le radon dans certains traitements médicaux contre le cancer.

Les gaz à effet de serre comme le dioxyde de carbone (CO2), le méthane (CH4), le protoxyde d'azote (N2O), l'ozone (O3) et les CFC jouent un rôle crucial dans la régulation de la température terrestre par leur capacité à absorber et émettre des rayonnements infrarouges. Toutefois, leur concentration accrue due à des activités humaines amplifie l'effet de serre et contribue au réchauffement climatique, ce qui nécessite des mesures régulatrices strictes pour limiter leurs émissions.

Si les stalagmites, stalactites et draperies sont les concrétions calcaires les plus connues, il en existe d’autres formes, bien plus atypiques. C’est le cas des excentriques, aussi appelées hélictites.Ces concrétions doivent leur nom à leur forme parfois totalement alambiquée et qui semble défier les lois de la nature. Car si les stalactites tombent et que les stalagmites montent, les excentriques, elles, vont dans n’importe quel sens. Leur croissance peut en effet se faire en biais, voire à l’horizontale et elles présentent souvent d’importants changements de direction. Certaines forment ainsi des angles droits alors que d’autres décrivent une boucle ou des spirales.Excentriques au forment très alambiquées, Grotte de Clamouse, Hérault, France © Martin Souchay, Wikimedia Commons, cc by-sa 3.0 Les excentriques sont pourtant composées de calcite (parfois d’aragonite), de formule CaCO3, à l’image de la plupart des concrétions. Mais alors que les stalagmites et stalactites peuvent atteindre des tailles très importantes (plusieurs mètres de diamètre et de haut), les excentriques sont toujours de petite taille et ne dépassent pas les quelques millimètres d’épaisseur et une dizaine de centimètres de long.Des phénomènes physiques qui contrent les lois de la gravitéTout comme les autres concrétions, la formation des excentriques repose sur le principe de dissolution et dépôt du calcaire. En circulant à travers la roche, l’eau légèrement chargée en acide carbonique va en effet dissoudre les roches calcaires. Lorsque la goutte d’eau arrive à l’interface avec l’air d’une cavité, le calcaire dissout qu’elle a transporté va précipiter, formant un mince dépôt de calcite. Petit à petit, la concrétion va ainsi poursuivre sa croissance, à un rythme très lent. Généralement, c’est la gravité qui contraint la forme de la concrétion, notamment des stalactites qui sont accrochées au plafond de la cavité. Les gouttes vont ainsi ruisseler vers le bas, déposant leur anneau de calcite au bout de la concrétion en construction et l’on obtient au final une concrétion allongée et bien verticale.Les formes alambiquées des excentriques s’expliquent donc par l’occurrence de plusieurs autres phénomènes, qui s’ajoutent, voire se retranchent, à la force de gravité. La formation des excentriques est cependant encore mal contrainte et la part respective des différents processus entrant en jeu reste difficile à déterminer avec précision.Des facteurs physiques mais également environnementauxLe processus de cristallisation est l’un des phénomènes pouvant impacter la forme de ces concrétions. En effet, la croissance du cristal de calcite peut être perturbée par la composition chimique de l’eau. Le présence d’impuretés, en entrant dans le réseau cristallin, va être capable d’orienter la croissance du cristal dans une certaine direction. Par exemple, la présence de magnésium entraîne la cristallisation d’aragonite, un minéral qui forme des aiguilles qui vont alors grandir de façon perpendiculaire au support (parois, autre concrétion…).Excentriques poussant horizontalement sur des stalactites © Christophe Delaere, Flickr, cc by 2.0Autre phénomène physique pouvant intervenir : les forces de capillarité et de tension superficielle. Il est facile de s’en rendre compte en observant l’eau monter dans du papier absorbant, à petite échelle, la capillarité est capable de contrer la force de gravité. Or, il s’agit d’une force qui entre en jeu au sein des matériaux cristallisés, et qui peut avoir des effets complexes. La tension superficielle est ce qui permet à la goutte de rester accrochée au plafond.Il ne faut pas non plus négliger les conditions qui règnent à l’intérieur de la grotte : circulations d’air et humidité. Ces paramètres sont en effet susceptibles d’évoluer au cours du temps. Les courants d’air, en asséchant une face des concrétions et en « poussant » légèrement la goutte peuvent ainsi modeler au fur et à mesure la forme de l’excentrique. Les variations de débit de l’eau, et notamment les arrêts et reprises de l’alimentation semblent également jouer un rôle. En effet, c’est lorsque l’alimentation en eau est en passe de s’arrêter que la présence d’impureté est la plus élevée. En conséquence, lorsque l’écoulement reprend, la nouvelle calcite va cristalliser avec un angle légèrement différent compte tenu de la différence de composition.L’ensemble de ces phénomènes (avec la gravité) s’additionnent bien entendu pour produire des concrétions parfois étonnantes.Des structures délicates observables dans de nombreuses grottes françaisesSouvent discrètes, les excentriques sont toutefois assez fréquentes dans les grottes. Elles se nichent souvent dans de petites anfractuosités, des fissures ou des petites cavités reculées. Mais elles peuvent très bien recouvrir de vastes zones du plafond de salles beaucoup plus vastes.Ces œuvres d’art de la nature restent cependant très fragiles, qui mettent des centaines d’années à se former. Il est possible d’en admirer dans de nombreuses grottes françaises, comme la grotte de Clamouse dans l’Hérault, les grottes de Maxange et du Grand Roc en Dordogne, ou encore la grotte d’Estévan dans le Gard.

Excentriques

Jupiter

La ceinture d'astéroïdes se situe entre les orbites de Mars et Jupiter. Elle abrite plusieurs centaines de milliers d'objets dont la taille varie du grain de poussière au planétoïde de quelques centaines de kilomètres. Vesta et Pallas, avec un diamètre d'environ 500 kilomètres, sont les plus gros membres du groupe. Cérès, avec ses 950 kilomètres, est classé à part : depuis 2006 l'Union Astronomique Internationale l'a rangé dans la famille des planètes naines en raison de sa forme sphérique. 
 Depuis quelques années les scientifiques étudient la menace possible des géocroiseurs pour notre planète. À l’image du scénario de l’extinction des dinosaures, ces astéroïdes sont-ils une menace pour la vie sur Terre ? Futura-Sciences a interviewé Jean-Pierre Luminet, astrophysicien de renom afin d’en savoir plus. © Futura-Sciences
La ceinture d'astéroïdes est une relique du Système Solaire primitif. Alors que les planètes se formaient par accrétion, la région comprise entre Mars et Jupiter a subi les effets des résonances orbitales produites par la planète géante gazeuse, ce qui a limité les phénomènes d'accrétion : l'accélération des planétésimaux a produit de nombreuses collisions et ces perturbations ont empêché la formation d'une planète sur cette orbite. 
La poussière produite par les collisions entre astéroïdes spirale lentement vers le Soleil et donne naissance à la lumière zodiacale. 
La ceinture d'astéroïdes compte trois grandes familles : des astéroïdes riches en carbone (type C), ceux riches en silicates (type S) et ceux riches en métaux (type M).

Ceinture d'astéroïdes

Une comète est un corps à peu près sphérique qui peut atteindre une dizaine de kilomètres de diamètre. Il est constitué de glaces et de poussières. Son nom vient du grec coma qui signifie « queue ». En effet, lorsqu'une « boule de neige sale » s'approche du Soleil, une partie de sa matière se sublime et l'astre développe une queue de poussières longue de plusieurs milllions de kilomètres. Cette matière réfléchie la lumière du Soleil, ce qui rend le corps visible depuis la Terre, on parle alors de comètes.Origine des comètesLes comètes se sont formées avec le Système solaire, dans ses régions froides, il y a 4.6 milliards d'années. En 1950, l'astronome Jan Oort émit l'hypothèse de l'existence d'un réservoir sphérique de comètes situé aux confins du Système solaire.Suite à des instabilités gravitationnelles causées par le mouvement des étoiles proches, certains corps « tomberaient » de temps à autre sur le Soleil en décrivant une trajectoire parabolique.Les types de comètesIl existe différents types de comètes :Les comètes non périodiques. Une comète issue du nuage de Oort ne passe qu'une seule fois près du Soleil, on dira qu'elle est non périodique ;Les comètes périodiques. D'autres comètes sont périodiques, telle la comète de Halley, et passent régulièrement près du Soleil. Lors d'un passage, elles perdent une partie de leur masse et finissent donc par « s'éteindre », faute de matière à sublimer.Espérance de vie des comètesOn constate que l'espérance de vie d'une comète périodique est très courte en comparaison avec l'age du Système solaire. Or nous avons dit que les comètes sont nées en même temps que celui-ci. Comment se fait-il que l'on voit encore des comètes périodiques ?Certaines des comètes issues du nuage de Oort peuvent passer à proximité d'une planète lors de leur périple autour du Soleil. Leur trajectoire peut alors être modifiée et aboutir à une orbite elliptique donc à une comète périodique. Ce mécanisme explique la présence des comètes périodiques à toutes les époques.

Comète

Parmi les huit planètes du Système solaire, la Terre est l’une des quatre planètes telluriques, solides, de composition (roches silicatées et fer) et de densité moyenne voisines (entre 3,9 pour Mars et 6,1 pour Mercure), la densité moyenne de notre planète étant de 5,52.
Structure du globe terrestre
La densité des roches superficielles, égale à 2,7, très différente de celle de la Terre dans son ensemble, a conduit à conjecturer une composition variant avec la profondeur. En combinant la nature surtout granitique des roches de surface, celle, surtout basaltique, des roches issues des magmas rejetés par les volcans et la composition en fer et nickel de la majorité des météorites, on en vint à l’hypothèse d’une composition en trois enveloppes emboîtées. On distingua ainsi le sial — de silice et aluminium — pour la surface, le sima — de silice et magnésium —, au-dessous, jusqu’au nife — de nickel et fer —, au centre de la Terre, en un arrangement qui rend compte de la densité globale de la planète. Au début du XXe siècle, Alfred Wegener usera de cette conception avant qu’elle n’évolue vers celle de croûte-manteau-noyau.
La sismologie allait donner une mesure de ces trois enveloppes. La discontinuité de Mohorovičić, ou Moho, vers 30 kilomètres de profondeur en moyenne, marquée par la réflexion et la réfraction des rais sismiques, constitue la frontière entre la croûte et le manteau terrestre. La discontinuité de Gutenberg, vers 2.900 km de profondeur, est la limite entre le manteau et le noyau. Toutes deux portent le nom de leur découvreur (le Croate Andrija Mohorovičić et l’Allemand Beno Gutenberg), depuis 1909 pour la première, et 1921 pour la seconde. Ultérieurement, la croûte fut divisée en une croûte supérieure et une croûte inférieure, séparées par une discontinuité de Conrad, souvent discutée, tandis qu’une graine était individualisée au centre du noyau, au-delà de 5.000 km de profondeur.
La croûte fit l’objet de précisions essentielles. D’une part, la croûte océanique est différente de la croûte continentale, comme le montra Gutenberg en 1921. La première est basaltique, la seconde granitique, du moins en moyenne. D’autre part, la croûte continentale s’épaissit sous les chaînes de montagnes en une racine qui peut atteindre 70 km d’épaisseur sous la cordillère des Andes du Pérou et de Bolivie.
Une étude plus fine des vitesses de transmission des ondes sismiques dans les parties superficielles — menée dans l’archipel des Tonga, dans le sud-ouest du Pacifique, par Jack Oliver et Bryan Isacks en 1967 — allait permettre de séparer les milieux solides des milieux visqueux, les premiers conduisant les ondes sismiques plus rapidement que les seconds. Ainsi furent distinguées la lithosphère, solide, comprenant sur 100 km d’épaisseur moyenne la croûte et le manteau supérieur, et l’asthénosphère, visqueuse, correspondant au reste du manteau. Ces distinctions, qui englobent celles de croûte et de manteau, mais avec des limites différentes, constituent les fondements de la tectonique des plaques.
Puis l’application des méthodes de sismique-réflexion à écoute longue, adaptées de la sismique pétrolière, apporta des précisions sur la structure de la croûte. On citera le programme américain Cocorp (Consortium for Continental Refraction Profiling), qui eut de nombreux équivalents, dont le programme français Écors (Étude des continents et des océans par réflexion sismique).
Enfin, les progrès accomplis dans l’étude de la propagation des ondes sismiques ont permis de distinguer dans le manteau des zones chaudes, à vitesse lente, et des zones froides, à vitesse plus rapide. Cette tomographie du manteau, en trois dimensions, a ainsi authentifié la conception des courants de convection, ascendants au niveau des rides (médio)océaniques, où remonte le matériel chaud du manteau inférieur, et descendants à la périphérie des océans, où s’enfonce la lithosphère froide. Tandis que des points chauds (hot spots), dispersés à la base du manteau, déterminent des ascendances permanentes qui sont à l’origine d’un volcanisme continu.
Vue complète de la partie éclairée de la Terre par le satellite DSCOVR. © Nasa
Composition chimique de la Terre
Le deutérium, le lithium et le béryllium terrestres ont probablement été formés dans la Galaxie par action des rayons cosmiques galactiques sur le milieu interstellaire, dans la période précédant la formation du Système solaire. De la même façon, les éléments radioactifs (par exemple l’uranium ou le thorium) ont été produits par une ou plusieurs explosions de supernovae dans la Galaxie, avant la formation du Soleil. Un certain nombre d’anomalies d’abondance s’expliquent simplement par évaporation de composés volatils au cours de la formation des planétésimaux.
L’atmosphère terrestre primitive, créée en milieu réducteur, devait essentiellement consister en méthane, ammoniac et vapeur d’eau. Sa composition actuelle résulte d’une part de la dissociation de ces molécules par le rayonnement solaire, suivie de l’évaporation de l’hydrogène et des réactions subséquentes d’oxydation, d’autre part de plusieurs milliards d’années de phénomènes biologiques (assimilation chlorophyllienne) conduisant à la production d’oxygène. Certains éléments, l’hélium notamment, proviennent simplement du broyage par érosion des roches radioactives.
Fiche signalétique
Masse (kg) : 5,976 x 1024Masse (Terre = 1) : 1Rayon équatorial (km) : 6.378,14Rayon équatorial (Terre = 1) : 1Masse volumique moyenne (g/cm3) : 5,515Satellites : 1Distance moyenne du Soleil (km) : 149.600.000Distance moyenne du Soleil (Terre = 1) : 1Période de rotation (jours) : 0,99727Période de rotation (heures) : 23,9345Période orbitale (jours) : 365,256Vitesse orbitale moyenne (km/s) : 29,79Excentricité de l’orbite : 0,0167Inclinaison de l’axe (°) : 23,45Inclinaison de l’orbite (°) : 0Vitesse d’échappement à l’équateur (km/s) : 11,18Gravité de surface à l’équateur (m/s2) : 9,78Albédo géométrique visuel : 0,37Température moyenne de surface : 15 °CPression atmosphérique (bar) : 1,013Composition en volume de l’atmosphère : azote 78 %, oxygène 21 %, autres 1 %

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