Conditions d'observation :[popupdefinition id=1646]Transparence[/popupdefinition] bonne[popupdefinition id=971]T&eacute;lescope[/popupdefinition] Meade 305mm [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition]environ 2000mm (r&eacute;ducteur 6,3)Cam&eacute;ra ccd Audine au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] -Binning 2x2, pose de 60s.Pas de PLU, soustraction du noir et simple traitement logarithmique&copy;Copyright - Robert CAZILHAC.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

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Comète C/2002 V1 (NEAT)

Avant de choisir un vidéoprojecteur, il est indispensable de comprendre ce qu'est une focale. Elle varie d’un modèle à l’autre et définit non seulement sa qualité, mais elle dépend aussi de l’endroit où vous souhaitez installer votre appareil. La focale détermine le recul que doit avoir l’appareil par rapport à la zone de projection. On parle également de distance focale.Ainsi, il existe des vidéoprojecteurs avec une distance focale extrêmement courte et d’autres avec une distance focale longue. Cet élément vous permet d’aménager votre pièce de manière cohérente afin de transformer votre salon en home-cinema. La qualité de l’image dépend de votre installation et des caractéristiques techniques de votre appareil.Les différentes distances focalesLa relation entre la taille de l’image et la position du vidéoprojecteur détermine la distance focale.Distance focale ultracourte : le vidéoprojecteur est placé entre 15 et 50 cm de l’écran. C’est un set-up qui convient parfaitement aux petits espaces. De plus, il permet d’éviter la présence d’ombres sur l’image puisque l’on ne peut pas passer devant le faisceau lumineux. Pratique et facile à installer, le vidéoprojecteur à distance focale ultracourte séduira ceux qui aiment les images nettes et en HD.Distance focale courte : placé entre 40 et 90 cm de l’écran, ce type de vidéoprojecteur convient aux gamers et à tous ceux qui souhaitent une image de qualité. En optant pour une distance focale courte, la netteté de l’image n’est pas sacrifiée. De plus, les bruits générés par l’appareil ne sont pas à proximité directe des spectateurs.Distance focale standard : la majorité des modèles de vidéoprojecteurs proposent une distance focale d’environ 2 mètres. En optant pour ce type de modèle, il est indispensable de disposer d’une surface conséquente. En effet, plus on éloigne l’appareil du mur, plus l’image sera grande et nette. Il est important de respecter la distance focale recommandée.Distance focale longue : ce type de vidéoprojecteur doit être installé à minimum 3 mètres de la zone de projection. Ainsi, il trouvera sa place derrière les spectateurs, sur une étagère ou un emplacement en retrait et prévu à cet effet. Il convient aux grandes pièces. C’est le modèle idéal pour ceux qui souhaitent créer une ambiance cinéma dans leur salon. En général, les vidéoprojecteurs à focale longue sont installés dans des pièces qui sont uniquement consacrées au visionnage de vidéos.La distance focale varie selon les envies. © yaophotograph, Adobe StockLes autres éléments à associer avec la focaleIl est important de prendre en compte le rapport entre la focale et le zoom ou la puissance lumineuse. La configuration de votre pièce déterminera tous ces paramètres.Si la focale est longue, une intensité lumineuse forte sera recommandée afin d’obtenir une image de qualité. Si le vidéoprojecteur est amené à être déplacé régulièrement, il sera judicieux de choisir une focale standard afin de simplifier son installation.La taille de l’écran est aussi déterminante pour choisir la distance focale. En effet, les grands écrans se coupleront plus facilement avec une distance focale longue. Les petits écrans, quant à eux, s’associeront mieux avec une distance focale courte. Ainsi, en prenant en compte tous ces paramètres, il sera possible de choisir le vidéoprojecteur qui correspond à l’endroit où il sera installé.

focale

Foyer d'une lentille : Le foyer est un point fixe par lequel passent tous les rayons lumineux venant de l'infini.
Dans une ellipse, point particulier du demi grand axe : la somme (resp. la différence) des distances d'un point quelconque d'une ellipse (resp. d'une hyperbole) aux foyers est constante. Le Soleil occupe un foyer des ellipses décrites par les planètes autour de lui (1ere loi de Kepler).

Foyer

Un milieu peut être qualifié de transparent lorsque l’énergie transportée par les ondes qui le traversent n’y est pas absorbée. L’air, par exemple, est un milieu transparent aux ondes électromagnétiques qui se situent dans le spectre du visible.
En effet, lorsque la fréquence d’une onde qui traverse un milieu est proche de la fréquence naturelle d’oscillation des molécules qui constituent ce milieu, l’onde interagit avec ce milieu. Plus ces interactions sont fortes, plus l’énergie de l’onde est absorbée. En revanche, en l’absence d’interactions, il n’y a pas d’absorption. Tout se passe presque comme si le milieu ne voyait pas passer l’onde.
Milieu transparent : une notion relative
Dans l’absolu, il est impossible de qualifier un milieu de transparent. La transparence dépend en effet des fréquences et donc des longueurs d’onde auxquelles on soumet le milieu.
Ainsi, la fréquence d’oscillation naturelle du verre se situe autour de 3,1012 Hz. Le verre est-il transparent dans le spectre du visible ? Oui. Toutefois, il perd cette transparence pour devenir opaque lorsqu’il est soumis aux fréquences de l’ultraviolet.
Transparent et translucide : quelle différence ?
Le terme « transparent » ne doit pas être confondu avec « translucide » qui désigne quant à lui un corps transmettant la lumière de manière diffuse ; à travers celui-ci, les objets apparaissent alors flous.

Transparent

Instrument d'observation dont l'objectif est constitué par un miroir.

Télescope

133_comete-c/2002-v1--neat-

28 Juillet 2004 &agrave; LUGNY (02)Conditions d'observation : [popupdefinition id=2550]Lune[/popupdefinition] assez procheCam&eacute;ra [popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] Audine KAF O401E au[popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] d'un Meade 4 poucesr&eacute;ducteur de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] (focale 630 mm)Binning 2X21 pose de 120s ddp&copy;Copyright - Robert CAZILHAC.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

Comète C/2004 K4 (LINEAR) près de l'amas globulaire NGC 5466

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depth

Profondeur de compensation des carbonates

Une lune
Une lune avec un « L » minuscule est le satellite d'une planète. Par exemple Phobos et Deimos sont les deux lunes de la planète Mars.
La Lune
La Lune avec un « L » majuscule est l'unique satellite naturel de la Terre ; elle résulte sans doute d'une collision il y a 4,4 milliards d'années entre notre planète naissante et un petit corps céleste appelé Théia. Les Hommes, qui l'observent depuis longtemps, ont remarqué qu'elle présentait des phases successives qui revenaient tous les 29,53 jours, un cycle appelé lunaison. En étudiant sa surface à l'œil nu puis avec des instruments ils ont découvert qu'elle comportait des zones sombres, les mers, et des zones claires. Les mers sont de grandes plaines de lave solidifiée. Ce magma très fluide est remonté des profondeurs après un intense bombardement de la Lune par des astéroïdes il y a un peu moins de 4 milliards d'années. Les épanchements successifs de lave ont cessé il y a environ 1 milliard d'années. Seules les régions les plus élevées ont échappé à ce remplissage. Ce sont les zones claires où l'on découvre au télescope de très nombreux cratères d'impacts et quelques chaînes de montagnes. Ce scénario a été corroboré par l'analyse des échantillons de roches lunaires rapportées par les différentes missions Apollo entre 1969 et 1972.
On pensait la Lune géologiquement morte et dénuée d'intérêt mais différents orbiteurs ont détecté ces dernières années des réserves d'eau au niveau des pôles lunaires. Cette eau a très certainement été amenée par des comètes et a pu se conserver dans le fond obscur et glacé des cratères.

Lune

134_comete-c/2004-k4--linear--pres-de-l-amas-globulaire-ngc-5466

12 Juin 2004 &agrave; LUGNY (02) -23h30TUConditions d'observation :[popupdefinition id=1646]Transparence[/popupdefinition] moyenneCam&eacute;ra Audine KAF O401 au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] d'un Meade 2045D 4p (104mm F10) r&eacute;ducteur de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] 6,3 (focale r&eacute;sultante 630mm)Binning 2X210 poses de 30s traitement ddp&copy;Copyright - Robert CAZILHAC.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

Comète C/2003 K4 (LINEAR)

135_comete-c/2003-k4--linear-

12 Juin 2004 &agrave; LUGNY (02) -22h30TUConditions d'observation : Ciel tr&egrave;s lumineux l&eacute;g&egrave;re [popupdefinition id=7395]brume[/popupdefinition]Cam&eacute;ra Audine KAF O401 au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] d'un Meade 2045D 4p (104mm F10) r&eacute;ducteur de [popupdefinition id=19559]focale[/popupdefinition] 6,3 (focale r&eacute;sultante 630mm)Binning 2X25 poses de 30s traitement ddp&copy;Copyright - Robert CAZILHAC.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

Comète C/2001 Q4 (NEAT)

La brume est une manifestation de l’humidité de l’air lorsque le point de rosée est atteint et que des microgouttelettes d’eau ou de glace sont en suspension.
Différence entre brume et brouillard
La brume se distingue du brouillard par sa densité : la vision porte au-delà d’un kilomètre. 
Dans le jargon maritime, le terme de brume est utilisé préférentiellement à celui de brouillard.

Brume

136_comete-c/2001-q4--neat-

06 Juin 2004 &agrave; LUGNY (02)Conditions d'observation : [popupdefinition id=999]Turbulence[/popupdefinition] et [popupdefinition id=1646]transparence[/popupdefinition] moyenne, Ciel assez lumineux, Temp&eacute;rature douceCam&eacute;ra AUDINE KAF0401E avec objectif de 50mmBinning 1X11 pose de 180sSoustraction du noirTraitement ddp sous [popupdefinition id=13342]IRIS[/popupdefinition]Partie de l'image centr&eacute;e sur la [popupdefinition id=2498]com&egrave;te[/popupdefinition]&copy;Copyright - Robert CAZILHAC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

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

Le mot iris provient du grec iris, et désignait dans la mythologie la messagère des dieux (principalement d’Héra), souvent représentée avec un arc-en-ciel pour attribut. Aujourd’hui, ce mot désigne deux entités différentes : une plante et une partie de l’œil.
La plante iris
Son nom provient de la coloration de ses pétales, aux reflets irisés. L’iris appartient à la famille des iridacées qui compte 210 espèces. Il existe deux types d’iris : les iris à rhizomes (racines horizontales souterraines) et les iris à bulbes (racines charnues).
Sur cette image on peut observer l'iris et la pupille d'un œil. Deux muscles antagonistes contrôlent la contraction et la dilatation de l’iris : le muscle sphincter pupillaire et le muscle dilatateur de la pupille. © Michael Reeve, Wikimedia Commons, cc by sa 3.0
L’iris de l’œil
L’iris correspond à la zone colorée de l’œil qui est percé en son centre par la pupille, dans laquelle la lumière pénètre. Ces deux éléments jouent un rôle primordial dans la vision. Grâce à l’iris, la pupille peut se dilater ou rétrécir en fonction de la luminosité, ce qui permet de garder une vision nette à tout moment.
L’iris peut prendre un large éventail de couleurs différentes : vert, bleu, marron et même gris ou violet dans certains cas. Sa couleur est due à deux pigments : la mélanine et la lipofuscine (dans le cas de certains yeux verts).

Iris

Méca. Mode d'écoulement d'un fluide dans lequel se superpose au mouvement moyen un mouvement d'agitation aléatoire. La turbulence se caractérise par l'existence de transferts de matière s'effectuant dans des directions différentes de la direction moyenne d'écoulement (diffusion).
Dans un écoulement turbulent, la vitesse à un instant donné peut varier, de façon importante et imprévisible, pour des points rapprochés. La turbulence est un phénomène lié à la viscosité, dont l'étude, très complexe, fait intervenir des concepts et méthodes issus de la physique statistique (cf. libre parcours moyen) ou des systèmes dynamiques. 
Météo. La turbulence se manifeste dans l'atmosphère, en particulier dans le phénomène du vent. Son existence participe à la difficulté d'effectuer des prévisions météorologiques au-delà de cinq jours. 
Astro. Phénomène affectant la qualité de l'image obtenue avec un instrument d'obervation visuelle ou photographique. Dû principalement à des phénomènes thermiques (ondes de chaleur) ou dynamiques (mouvements de poussières) se produisant dans l'atmosphère.
lien sur la turbulence.

Turbulence

137_comete-c/2001-q4--neat-

15 Mai 2004 vers 23H00 locale &agrave; LUGNY (02).Conditions d'observation : Ciel laiteux (M44 &agrave; peine perceptible &agrave; l'oeil nu)Cam&eacute;ra [popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] AUDINE Kaf 0401E objectif de 50mm en parall&egrave;le sur le Meade LX200 12p1 pose de 120sSoustraction du NoirAcquisition avec PISCOTraitement DDP sous [popupdefinition id=13342]IRIS[/popupdefinition]&copy;Copyright - Robert CAZILHAC. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

Comète C/2001 Q4 (NEAT), l'amas de la Crèche (M44) et ISS

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depth

138_comete-c/2001-q4--neat---l-amas-de-la-creche--m44--et-iss

18 D&eacute;cembre 2003 &agrave; 19h30Lugny (02 AISNE)Conditions d'observation :[popupdefinition id=1646]Transparence[/popupdefinition] bonneAcquisition sous [popupdefinition id=561]logiciel[/popupdefinition] "PISCO" au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] du Meade LX200 12"avec le r&eacute;ducteur Celestron 6,3Cam&eacute;ra [popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] AUDINE (KAF 0401E)1 seule pose de 60sSoustraction du noirPas de PLUPas de traitement&copy;Copyright - Robert CAZILHAC.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

Comète C/2002 T7 (LINEAR)

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depth

Le mot logiciel a été reconnu par l’Académie française au début des années 1970. C’est un mot-valise qui signifie logique et matériel. Il était destiné à remplacer l’anglais software, le distinguant ainsi de hardware qui est la partie matérielle d’un appareil informatique.Le logiciel, cerveau de l’appareil qu’il commande ?Le logiciel est ensemble d’instructions, de programmes informatiques qui indiquent à un ordinateur, un smartphone, une tablette, une console de jeux, etc. comment ils doivent fonctionner. Il peut s’agir :
d’un système d’exploitation ;
d’un système d’application (logiciel bureautique, navigateur, jeu, éditeur, etc.) ;
d’un progiciel à finalité professionnelle.
Le logiciel standard et le logiciel spécifiqueLe logiciel peut être classé en fonction de son degré de standardisation :
le logiciel standard, destiné au grand public,
le logiciel spécifique conçu pour un usage particulier et un type de client. Il répond à des besoins spécifiques.
La grande majorité d’entre eux sont des logiciels applicatifs. Certaines sociétés informatiques se sont spécialisées dans la fabrication de logiciels spécifiques, sur un mode artisanal. Elles fournissent des programmes conformes aux exigences d’un client particulier. C'est un logiciel personnalisé, développé sur commande pour une entreprise et réservé à un usage particulier. Il s’agit, par exemple, de faire fonctionner un appareil médical, de créer un Intranet d’entreprise, de gérer des chambres d’hôtel, ou de piloter une voiture autonome.Quels sont les types de logiciels ? Il est devenu difficile de classer les différents types de logiciels tant ils sont nombreux. On peut néanmoins les distinguer selon leurs usages qu’ils soient d’ordre juridique ou technologique.Les finalités technologiques des logicielsOn peut établir une hiérarchie des logiciels :
les logiciels de programmation sont conçus pour élaborer de nouveaux programmes et de nouveaux logiciels ;
le logiciel système établit une relation entre l’être humain et la machine, comme Android, Linux, Windows, MacOs et iOs ;
les logiciels d’application exécutent des tâches précises (calculatrices, éditeurs, applications de réseaux sociaux, lecteurs vidéo et musicaux, navigateurs, etc.).
Certains d’entre eux remplissent plusieurs fonctions à la fois et il n’est pas toujours facile de les classer. Ainsi, le navigateur de Chrome OS peut être considéré comme logiciel système et d’application. Les éditeurs de textes qui servent à produire du code sont des logiciels de programmation et d’application.L’exploitation des logiciels et le droit Le droit a reconnu l’existence de plusieurs types de logiciels selon leur contrat de licence : 
le logiciel propriétaire : seul son auteur a le droit de le modifier et de le diffuser ;
le logiciel libre ou open source : n’importe quel utilisateur peut le modifier et le distribuer ;
le gratuiciel est un logiciel propriétaire distribué gratuitement ;
le partagiciel : l’auteur permet à autrui de le diffuser.
Comment fonctionne un logiciel ?Le logiciel est stocké dans des fichiers informatiques, du papier, une clé USB ou une disquette. Les différents programmes qu’il contient sont également appelés séquences d’instruction.Les différentes composantes d’un logiciel Ses programmes : le logiciel en compte toujours plusieurs.
ils existent sous forme de codes binaires ou de codes sources ;
le système d’exploitation dirige le logiciel, organise les fichiers et fait office d’interface entre l’être humain et la machine ;
les images, les procédures automatiques, les fichiers de configurations qui rendent possible l’exécution des programmes.
Le processus d’exécutionC’est généralement grâce au système d’exploitation et aux bibliothèques d’exécution que le processus est mis en œuvre. Exemples de logiciels applicatifs
Traitement de texte et édition (Word, Evernote, Pages, Adobe Acrobat Reader…)
Tableurs (Excel, Calc, Numbers…)
Gestion de bases de données (SQL, Access…)
Comptabilité (Ciel, EBP Compta…)
Sécurité (antivirus, sauvegarde et restauration)
Navigateur Internet (Edge, Chrome, Safari, Firefox…)
Communication et messageries (Skype, Outlook, Slack…)
Lecteurs multimédia (Windows Media Player, Real Player, QuickTime…)
Photo et dessin (Photoshop, Paint, Illustrator…)

Montage vidéo (Final Cut Pro, Adobe Premiere, iMovie…)
Conception 3D (Blender, SketchUp, Vrai, Photoshop…)
Jeux.

Logiciel

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09 F&eacute;vrier 2004 &agrave; 19h30Lugny (02 AISNE)Conditions d'observation : L&eacute;g&egrave;re [popupdefinition id=7395]brume[/popupdefinition]Cam&eacute;ra [popupdefinition id=20774]CCD[/popupdefinition] AUDINE (KAF 0401E)au [popupdefinition id=1015]foyer[/popupdefinition] du Meade LX200 12" avec r&eacute;ducteur Celestron 6,3Pose de 40sSoustraction du noirTraitement logarithmique sous [popupdefinition id=13342]IRIS[/popupdefinition]&copy;Copyright - Robert CAZILHAC.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/cazilhac

Souvent abrégée en CCD (de l’anglais Carbonate Compensation Depth), la profondeur de compensation des carbonates est un niveau, ou un seuil, sous lequel le carbonate de calcium (ou calcite, CaCO3) se dissout dans l’eau des océans. La CCD représente donc une surface d’équilibre pour les carbonates qui sont produits dans les eaux de surface par des processus biogéniques, notamment par le phytoplancton.Certains organismes marins produisent en effet de la calcite pour fabriquer leur coquille ou leur test. Cette production est réalisée dans la tranche d’eau supérieure que l’on appelle zone photique, c’est-à-dire celle qui reçoit de la lumière. Les conditions de pression et température qui règnent dans cette partie supérieure de la colonne d’eau font que la calcite y est en sursaturation, échappant ainsi à la dissolution.Calcaire à coquillages qui s'est formé largement au-dessus de la profondeur de compensation des carbonates. © James St. John, FlickrUne dissolution totale de la calcite vers 5 000 mètres de profondeurMais ces conditions sont variables, notamment avec la profondeur. Avec l’augmentation de la pression et la diminution de la température, un horizon de saturation est finalement atteint à partir duquel la calcite commence à se dissoudre. En mourant, les organismes vont ainsi tomber vers le fond et traverser cette limite à partir de laquelle la solubilité de la calcite va augmenter rapidement. Les tests de calcite vont alors entamer leur dissolution et se décomposer en Ca2+ et 2HCO3- par réaction avec l’eau de mer et le CO2 dissous, dont le taux détermine l’acidité de l’eau.Une certaine profondeur finit par être atteinte à laquelle les processus de dissolution ont totalement compensé l’apport de carbonate depuis la surface. C’est ce que l’on appelle la profondeur de compensation des carbonates (CCD). À partir de cette limite, on ne retrouvera donc plus de calcite, ni dans l’eau ni dans les sédiments déposés sur le fond. La tranche d’eau comprise entre l’horizon de saturation et la CCD s’appelle la lysocline.Schéma de l'environnement océanique présentant l'horizon de saturation des carbonates, la profondeur de compensation des carbonates et la lysocline entre ces deux limites. Les cercles verts représentent la productivité de calcite en surface et leur abondance décroissante en profondeur en lien avec le processus de dissolution qui intervient à partir de l'horizon de saturation. La présence de carbonates dans les sédiments dépend donc de ces différentes limites (illustrées par les dépôts gris à blanc) © Jack J. Middelburg, Wikimedia Commons, CC by-sa 4.0 La profondeur de la lysocline et de la CCD sont variables en fonction des conditions du milieu océanique, notamment de la température de l’eau et de la teneur en CO2. Globalement, la lysocline de la calcite démarre vers 3 500 à 4 000 mètres de profondeur. Elle se termine avec la CCD vers 5 000 mètres de profondeur.Un indicateur des climats passésÉtant donné que la profondeur de la lysocline et de la CCD impactent la composition des sédiments qui se déposent au fond de l’océan, l’étude des roches sédimentaires peut permettre de remonter aux conditions prévalant dans le milieu océanique à diverses périodes géologiques. Cela permet notamment d’étudier les variations de température mais aussi d’acidité des océans au cours des temps géologiques. Or, ces variations de la teneur en CO2 sont intimement liées aux concentrations en CO2 dans l’atmosphère. L’étude des sédiments marins et la détermination de la profondeur de compensation des carbonates sont donc essentielles à la compréhension des climats du passé et de leur évolution.Effet de l’acidification des océans sur les coquilles calcaires des organismes marins. © NOAA Environmental Visualization Laboratory (EVL), Wikimedia Commons, domaine publicPar exemple, pour la période de l'Éocène, la CCD était globalement bien moins profonde qu’aujourd’hui. Cela signifie que les carbonates se dissolvaient bien plus rapidement, en lien avec des océans plus acides. Cette période est en effet marquée par un important volcanisme ayant fait augmenter les taux de CO2 atmosphériques. À l’inverse, le refroidissement du climat qui marque la fin de l’Éocène (vers 35 millions d’années) est identifiable par un approfondissement de la CCD.Un lien avec les variations du niveau de la merLes variations de la CCD vont également dépendre de la productivité planctonique carbonatée dans les eaux de surface. Cette productivité est en effet variable spatialement. Elle est plus faible dans les zones de haute latitude, ce qui entraîne une CCD moins profonde dans ces régions du globe. On observe d’ailleurs que l’évolution temporelle de la CCD est corrélée avec les variations du niveau marin (sur le long terme) : la CCD est haute durant les périodes de haut niveau marin et à l’inverse plus profonde durant les périodes de bas niveau marin. En effet, lorsque le niveau des océans est haut, les zones peu profondes des marges continentales vont concentrer l’essentiel de la sédimentation carbonatée pour la création de grandes plateformes calcaires. Cette surproduction carbonatée au niveau des plateaux continentaux va en quelque sorte épuiser les réserves de calcium des océans, calcium qui sert à la production des tests de calcite. Il en résulte une production carbonatée pélagique (en haute mer) amoindrie. L’apport en calcite étant réduit dans ces zones, la lysocline et la CCD remontent.Le processus s’inverse lorsque le niveau marin baisse. La production carbonatée est alors transférée des plateaux continentaux vers les zones hauturières. L’augmentation de la productivité de calcite en haute mer va alors abaisser la lysocline et la CCD. Champ lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depthChamp lexical : cCD | carbonate compensation depth

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Fin Mai 2004La Vaivre (Haute-Sa&ocirc;ne)Konika, objectif de 50mm ouvert &agrave; 1,4Pose de 10 mnKodak 200 Royal&copy;Copyright - R&eacute;gis DUHAUT. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Club Luxovien P&eacute;gase

C/2001 Q4 NEAT, l'amas du Cancer (M44) et un beau flare d'Iridum

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La comète Ikeya

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Observatoire [popupdefinition id=5204]Antar&egrave;s[/popupdefinition] de La Seyne sur Mer04 Mars 2005 - 20h21 UT - 20h25 UTCam&eacute;ra Starlight sxv m9 chambre AR 500 f/d 5.6Poses de 30 sec&copy;Copyright - Christian RIOU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;shttp://astrosurf.com/criou

Survol de la Terre par la sonde Rosetta

L'étoile Antarès est la plus brillante de la constellation du Scorpion. Son nom veut dire anti-Arès, ou anti-Mars par opposition à la planète du même nom. En effet tout comme la planète, Antarès a une couleur rouge, et il arrive qu'on la confonde avec la planète rouge.
Antarès est une supergéante rouge, distante de 500 annnées-lumière, et c'est la 15ème étoile la plus brillante du ciel.

Antarès

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05 Janvier 2005 - Confignon - Gen&egrave;veAPN Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d4 poses de 3'Objet 135 mm&copy;Copyright - Pascal BRUNET. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

C/2004 Q2 Machholz

EOS (Earth Observation System), pièce maîtresse du programme de sciences de la Terre de la NASA, est un ensemble de systèmes spatiaux et d'études scientifiques interdisciplinaires destinés à faire progresser notre compréhension du changement global.Le plus important satellite de EOS, Terra (autrefois EOS AM-1), fournit des mesures essentielles concernant les propriétés physiques et radiatives des nuages, les échanges d'énergie, de carbone, et d'eau air/terre et air/mer, les gaz en traces et les volcans. 
Les recherches en cours dans le cadre de EOS regroupent un large éventail de disciplines, incluant la chimie atmosphérique, l'hydrologie, l'utilisation des sols, et les écosystèmes marins.

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05 Janvier 2005 au col de la Faucille vers 23hAPN Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 300d20 poses de 2'Objectif 135 mm&copy;Copyright - Pascal BRUNET.Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.http://www.astrosurf.com/pb

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07 Janvier 2005Bo&icirc;tier Nikonzoom 80-200mm &agrave; 80mm1600 isopose de 10sf:2.8&copy;Copyright - Materne LINDER. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Pour contacter l'auteur : materne.linder@wanadoo.fr

La comète C/2004 Q2 Machholz

1199_la-comete-c/2004-q2-machholz

05 Janvier 2005Bo&icirc;tier NikonT&eacute;l&eacute;objectif de 300mm1600 isoPose de 4sf:2.8&copy;Copyright - Materne LINDER. Tous droits r&eacute;serv&eacute;s.Pour contacter l'auteur :materne.linder@wanadoo.fr

1200_la-comete-c/2004-q2-machholz

15 Janvier 2005 - 21h17 UTTelevue NP101Canon [popupdefinition id=3802]EOS[/popupdefinition] 20D122 secondesIso 400&copy;Copyright - St&eacute;phan LECKI.Tous droits r&eacute;serv&eacute;sPossibilit&eacute; de joindre l'auteur :sagitt19@club-[popupdefinition id=3983]internet[/popupdefinition].fr

Comète C/2004 Q2 (Machholz)

Internet est un réseau informatique mondial qui permet à ses utilisateurs, appelés internautes de communiquer entre eux à l’échelle de la planète à un prix dérisoire puisqu’il suffit d’un simple accès. Quelque 53 % de la population mondiale utilise les réseaux sociaux et 59,5 millions des Français sont connectés à Internet. Il s’agit d’une révolution technologique comparable à l’imprimerie inventée par Gutenberg. Internet est un réseau informatique mondial qui rassemble au moins 4,2 milliards d'internautes, soit 55 % de la population mondiale.

 !function (e, t) { var c, a; (c = t.createElement("script")).src = "https://podcasts.voxeus.com/v3/embed/7a9619493367d31bfbe3e91f5b11abf48ab33f5d.js", c.async = 1, (a = t.getElementsByTagName("script")[0]).parentNode.insertBefore(c, a) }(0, document); 
Malgré son immense succès, Internet n'est pas immun aux menaces. En voici 5 qui pèsent au-dessus de sa tête en 2024. © Futura

Une révolution des moyens de communication 

Le world wide web (abrégé en Web), il s’agit d’un système hypertexte qui permet de consulter des textes, des images et des vidéos accessibles sur des sites. Il existe des systèmes moins visibles comme le darknet qui est anonyme.Le courrier électronique (ou e-mail), en dehors des pourriels, 293 milliards de mails ont circulé dans le monde en 2019 dont 1,4 milliard en France.La téléconférence et le télétravail qui se sont nettement développés sous l’effet de la pandémie de Covid-19.Le podcasting ou audio à la demande.Le partage de fichiers en pair à pair (peer-to-peer, en anglais).Le streaming ou diffusion en continu.
 

Internet permet l'envoi de courriers électroniques, la navigation sur des sites et l'échange de fichiers, de vidéos... sur ordinateur, tablette et sur mobile. © William Iven, Pixabay

Un bouleversement de l’économie mondiale et une question politique

Allié à l’intelligence numérique et à la mondialisation, Internet a transformé l’économie mondiale.

Essor de l'e-commerce (ou commerce en ligne).Création de nouveaux métiers : rédacteur web, community manager, chef de projet digital.Développement du e-learning qui métamorphose l’enseignement et la transmission de connaissances.Spécialisation accrue de certains métiers (traducteur).

Internet sert d’outils de mobilisation et de promotion des idées à tout le spectre politique, de l’extrême gauche à l’extrême droite. Des pétitions sont régulièrement diffusées par le biais de change.org. Certains États comme la Chine s’efforcent de censurer Internet.

Comment a été créé Internet ? 

Internet est né de la guerre froide. C’est une invention américaine.

Né en 1969, Arpanet signifie Advanced Research Projects Agency Network. Il s’agit du premier réseau à transfert de paquets de données. Il est réalisé par la Darpa, Defense Advanced Research Projects Agency, agence du Département de la Défense des États-Unis. Trois ans plus tard, en 1972, Raymond Tomlinson met au point le premier courrier électronique.

C’est au tout début des années 1990 qu’apparaît le Web afin de promouvoir les échanges entre les chercheurs. Au cours de la décennie apparaissent Amazon, Yahoo, eBay, Netscape, Google, AOL. En 2004 est créé Facebook. Le monde entre dans l’ère des GAFA (Google, Apple, Facebook, Amazon).

En septembre 2014, on compte plus d’un milliard de sites en ligne et près de trois milliards d'internautes. Aujourd’hui, sur une population mondiale de 7,83 milliards d’habitants on compte :

5,22 milliards de mobinautes (66,6 % de la population mondiale) ;4,66 milliards le nombre de personnes connectées ;4,20 milliards de personnes qui utilisent les médias sociaux.

Comment fonctionne Internet ? 

Internet fonctionne en réseaux en relation avec des fournisseurs d'accès. Les moyens de communication sont variés mais des inégalités subsistent.

Les moyens de communication électronique sont multiples : ils peuvent être filaires comme la fibre optique, le réseau téléphonique, l’ADSL, ou sans fil à l’exemple du WiMax, du satellite, de la 1G, 2G, 3G, 3G+, 4G, 4G+ voire la 5G. Un ordinateur personnel, une tablette numérique ou un smartphone permettent d’y avoir accès.

La fracture numérique : les populations les plus pauvres de la planète, voire des pays riches souffrent parfois d’illettrisme électronique ou d’illectronisme. En France, l’État a lancé un plan de développement du très haut débit à l’échelle du territoire. 

Quelles sont les différences entre Internet et le Web ?

 

Internet et le Web sont souvent utilisés de manière interchangeable, mais ils désignent en réalité des concepts différents. Internet est un réseau mondial interconnecté d'ordinateurs, de serveurs et de dispositifs qui permettent le transfert de données à travers des protocoles de communication standardisés. En revanche, le Web, abréviation de World Wide Web, est un système d'information sur Internet qui permet l'accès à des ressources telles que des pages web, des images et des vidéos à travers des navigateurs web. Contrairement à Internet, qui est l'infrastructure physique, le Web est une application spécifique qui utilise Internet comme son support.

Par ailleurs, l'architecture des pages crée une impression de complexité semblable à une toile d'araignée, d'où le terme "web", qui signifie toile en anglais. Cette métaphore symbolise les liens entre les sites, où chaque fil représente un chemin vers un autre site et chaque intersection représente un site en soi.

Internet

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Observatoire [popupdefinition id=5204]Antar&egrave;s[/popupdefinition] de La Seyne sur Mer04 Mars 2005 - 20h21 UT - 20h25 UTCam&eacute;ra Starlight sxv m9chambre AR 500 f/d 5.6Poses de 30 sec&copy;Copyright - Christian RIOU. Tous droits r&eacute;serv&eacute;shttp://astrosurf.com/criou

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Le noyau de la [popupdefinition id=2498]com&egrave;te[/popupdefinition], survol&eacute; le 4 novembre 2010 par la sonde Epoxi &agrave; 700 kilom&egrave;tres de distance. &copy; Nasa

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La [popupdefinition id=2498]com&egrave;te[/popupdefinition] photographi&eacute;e le 18 octobre 2010 avec une lunette de 105 millim&egrave;tres de diam&egrave;tre. &copy; Nick Howes

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Photographi&eacute;e le 20 octobre 2010 avec un simple appareil [popupdefinition id=584]num&eacute;rique[/popupdefinition], la [popupdefinition id=2498]com&egrave;te[/popupdefinition] se pr&eacute;sentait comme une tache verte au milieu des [popupdefinition id=3730]&eacute;toiles[/popupdefinition]. &copy; Doug Zubenel

Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire, c'est-à-dire de l’ordre de plusieurs millions de degrés. Ces réactions thermonucléaires libèrent de l’énergie lumineuse qui s’oppose à la contraction de l’étoile sous sa propre gravité. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de ces deux forces et se trouve sur la séquence principale de ce qu’on appelle le diagramme de Hertzsprung-Russell.L’étoile la plus proche de la Terre est le Soleil, qui fait partie des naines jaunes. Le Soleil est une étoile assez ordinaire, dont la masse est de l'ordre de 1030 kg. Son diamètre est d’environ un million et demi de kilomètres, modeste par rapport à certaines étoiles, comme Antarès ou Bételgeuse, qui ont un diamètre des centaines de fois supérieur. Comme une étoile évolue dans le temps, en particulier lorsqu’elle quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge, son diamètre n’est pas constant dans le temps. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques, comme RR Lyrae et les Céphéides.Sur la gauche, on voit la structure interne du Soleil avec son cœur (core en anglais) où l'hydrogène brûle pour donner de l'hélium. L'essentiel du Soleil est dominé par la zone radiative (jaune), celle où le transfert de chaleur se fait par rayonnement. En surface, on voit la zone convective, où c'est la convection dans un fluide (comme dans l'eau d'une casserole qui bout) qui assure ce transfert. Sur la partie droite de ce schéma, on voit une géante rouge beaucoup plus grande que le Soleil (échelle en bas à droite), dominée par la convection. Elle brûle son hydrogène autour de son cœur en hélium. © ESOQuel est le rôle des étoiles ?Le rôle d'une étoile dans l'univers est crucial. Les étoiles sont des objets célestes qui produisent de l'énergie par des réactions de fusion nucléaire, principalement la fusion de l'hydrogène en hélium. Cette énergie est libérée sous forme de lumière et de chaleur, ce qui permet à l'étoile d'émettre de la lumière visible et d'irradier son environnement. Les étoiles jouent un rôle essentiel dans la formation et l'évolution des galaxies, car elles sont les principaux moteurs de la dynamique galactique. Leur gravité influence la structure et la composition des galaxies, tandis que leur lumière éclaire et réchauffe les espaces interstellaires.Les étoiles sont responsables de la synthèse des éléments chimiques lourds tels que le carbone, l'oxygène et le fer, qui sont essentiels à la formation de planètes et de systèmes planétaires. Par conséquent, les étoiles jouent un rôle fondamental dans la création des conditions propices à la vie telle que nous la connaissons. Comprendre le rôle des étoiles est essentiel pour approfondir notre connaissance de l'univers et de son évolution.Évolution chimique des étoiles : de l'hydrogène à la métallicitéAu début de sa vie, une étoile est majoritairement composée d’hydrogène et d’hélium, mais les réactions de fusion font évoluer sa composition chimique, et en particulier sa métallicité. Il s’agit de la quantité Z des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile, ou plus exactement celle déterminée à sa surface. Le Soleil possède une métallicité de 0,02, soit 2 % de la masse du Soleil. Ces « métaux » sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer.Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre de 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium 4He, mais aussi du deutérium 2H, suivant une réaction de fusion dite du cycle proton-proton. Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle découvert par Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker.Les Pléiades sont un amas ouvert d'étoiles se situant dans la constellation du Taureau. Ces étoiles partagent un mouvement commun à travers l'espace dans la Voie lactée. © CnesDes systèmes solaires multiples, complexes et binairesIl existe ce qu’on appelle des systèmes binaires et même multiples, formés de deux ou plusieurs étoiles gravitationnellement liées et qui se déplacent généralement l’une autour de l'autre sur des orbites stables. Quand deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles peuvent faire partie d'une structure gravitationnellement liée beaucoup plus large, comme les amas ouverts, les amas globulaires et bien sûr les galaxies. Notre Voie lactée contiendrait environ 200 à 300 milliards d’étoiles selon les estimations des astronomes.La plupart des étoiles ont un âge compris entre un et dix milliards d'années. L’une des plus anciennes étoiles découvertes est l’étoile de Caffau, dont l’âge serait supérieur à 13 milliards d’années. Plus une étoile est massive, plus elles brûlent rapidement son carburant nucléaire. Les étoiles les plus massives vivent quelques millions d'années, tandis que des étoiles comme les naines rouges brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines, voire des centaines de milliards d'années.L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois celle du Soleil. Une étude de l'amas ouvert des Arches suggère que la valeur de 150 masses solaires constitue la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite proviendrait en partie de la limite d’Eddington, qui définit la luminosité maximale au-delà de laquelle une étoile est soufflée dans l’espace à cause de son propre rayonnement. Toutefois, les premières étoiles qui se sont formées après le Big Bang étaient probablement plus massives, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d’éléments plus lourds que le lithium dans leur composition.La naissance des étoiles et ses mystèresGrâce à une multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine, Jean-Pierre Luminet et Hubert Reeves répondent à vos questions sur le site du projet Du Big Bang au vivant. © Dubigbangauvivant, ECP Productions, YouTubeLes grandes lignes de la formation des étoiles sont connues, mais lorsqu’on cherche à entrer dans les détails, les mystères s’accumulent. On sait que pour que s’amorce la formation d’une étoile, il faut qu'apparaissent des fluctuations de densité de matière qui possèdent certaines caractéristiques. Ainsi, un nuage de poussières et de molécules doit avoir, pour s’effondrer, une masse supérieure à ce que l’on appelle la masse de Jeans. Celle-ci dépend de la densité et de la température du nuage. S'il est trop chaud ou trop peu dense, la contraction gravitationnelle aboutissant à une étoile n’est pas possible. Bien souvent, lorsqu’un nuage se condense, il se fragmente en zones plus denses et plus chaudes, et c’est ainsi que des centaines d’étoiles peuvent se former presque simultanément à partir d’un seul nuage moléculaire.Ces nuages sont très froids, avec des températures de l’ordre de 10 K. Ils peuvent contenir jusqu’à un million de masses solaires et atteindre une taille de l’ordre de 150 années-lumière environ. Ils rayonnent peu, et surtout sont opaques à la lumière visible… mais pas à la lumière infrarouge.La vie et la mort des étoilesExtrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet aborde notamment l'évolution des étoiles de type solaire et leur transformation en géantes rouges puis en naines blanches. © Jean-Pierre Luminet, ECP Production, YouTubeLes étoiles dont la masse est environ huit à dix fois inférieure à celle du Soleil finiront leur vie sous forme de naine blanche, et finalement de naine noire lorsqu’elles n’émettront plus de lumière (l’univers est encore trop jeune pour cela). Une naine blanche est un astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km, et un centimètre cube de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne !Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte, mais lorsqu’il fait partie d’un système binaire, vient un moment où il arrache du gaz à l’étoile voisine. Un disque d’accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovae que l'on appelle des SN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'univers et l'énergie noire.Extrait du documentaire Du Big Bang au vivant (ECP Productions, 2010). Jean-Pierre Luminet évoque l'évolution des étoiles massives qui finiront leur vie en explosant sous forme de supernova et donneront des cadavres stellaires, comme les étoiles à neutrons ou même un trou noir. © Jean-Pierre Luminet, ECP Productions, YouTubeLes étoiles plus massives, dépassant les dix masses solaires, exploseront en donnant des supernovae SN II, laissant comme cadavres stellaires des étoiles à neutrons et parfois des trous noirs. Avant cela, elles auront le temps de synthétiser des éléments plus lourds que le carbone en allant jusqu’au fer avec des réactions thermonucléaires de plus en plus complexes. Il faut pour cela qu’une de ces étoiles dépasse en son cœur la température de trois milliards de kelvins à un moment de sa vie. La « combustion » du carbone en néon, sodium et magnésium, puis celle du néon en oxygène et enfin celle de l'oxygène en silicium, sont alors possibles. Les « cendres » de chacune de ces réactions s'accumulent au centre de l'étoile pour servir de carburant à la combustion suivante, de sorte que l'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer et une enveloppe d'hydrogène. 

Étoile

Le mot numérique a été officiellement retenu par la Commission d’enrichissement de la langue française pour se substituer officiellement à digital. Il vient du latin numerus qui signifie le nombre. Il s’agit d’un langage issu de systèmes binaires (groupes zéro et un). Il renvoie à la révolution numérique qui s’est accélérée au tournant du XXIe siècle.La révolution numérique, un évènement comparable à la découverte de l’imprimerieLa révolution numérique est un phénomène d’ampleur comparable à la découverte de l’imprimerie par Gutenberg au XVe siècle ou à la révolution industrielle de la fin du XVIIIe siècle. On peut la dater de l’invention du modèle par le mathématicien britannique Alan Turing en 1936. Le Colossus (premier calculateur électronique fondé sur le système binaire), créé en 1943 dans la banlieue de Londres, en est le fruit direct. On peut résumer en quelques dates la révolution numérique :1971 : invention du microprocesseur et envoi du premier courriel électronique ;1981 : le premier ordinateur personnel apparaît dans les foyers ;1983 : commercialisation du premier téléphone mobile par Motorola ;la révolution numérique s’accélère à partir des années 1990 par la démocratisation des inventions conçues précédemment (smartphone, ordinateur personnel, courriels, Internet, etc.).L’usage du numérique s’est considérablement banalisé Quelque 4,54 milliards et 5,19 milliards de personnes dans le monde utilisent respectivement Internet et les téléphones portables. 49 % de la population mondiale fait appel aux réseaux sociaux (3,8 milliards de personnes), 99 % par le biais d’un mobile. En dehors des spams, 293 milliards de courriels sont envoyés quotidiennement dans le monde. La France n’est nullement en retard : 83 % de sa population est connectée à Internet, 84 % possède un smartphone.Le numérique touche tous les aspects de la vie sociale. © mrmohock, Adobe StockÀ quoi sert l’informatique ? Les usages du numérique sont comparables à ceux de l’imprimerie en 1914 : aucun aspect de l’activité économique, sociale, culturelle, stratégique ou politique ne leur échappe, et l’on observe le même type de fracture entre les pays qui en ont démocratisé les usages et ceux qui peinent à les rattraper.Toute la vie sociale est inondée par le numérique En retenant l’exemple de la France, plus de la moitié de sa population lit la presse en version numérique, 60 % de ses entreprises sont passées au Big Data, 400.000 étudiants et salariés se forment par le biais des Mooc, et le numérique représente 5,5 % du PIB. L’État et les collectivités locales ont donné l’exemple puisque la France constitue la première place européenne pour l’e-administration. La contestation politique et sociale fait appel aux réseaux numériques.La fracture numérique illustre les retards de développement La fracture numérique désigne les inégalités d’accès à Internet et aux technologies de l’informatique. Elle touche les zones rurales et les pays pauvres : à peine 28 % de la population africaine est connectée à Internet. On parle d’illettrisme électronique ou d’illectronisme.Comment fonctionne le numérique ? La banalisation des objets numériques dans les sociétés s’appuie sur la diffusion du World Wide Web (Web), des réseaux de télécommunication et la miniaturisation des ordinateurs. Le développement des réseaux est au cœur de cette révolution.Internet et le World Wide Web au cœur des réseaux numériques Le Web est le système hypertexte qui fonctionne grâce à Internet, réseau informatique mondial fondé sur la commutation de paquets. Les protocoles de transferts de données sont les langages qui permettent à l’information de circuler dans l’air, grâce à des fibres optiques et des câbles métalliques.Les appareils numériques Le modèle de Turing est à l’origine de la révolution matérielle du numérique qui se manifeste sous la forme d’ordinateurs, de smartphones, de tablettes, etc.

Numérique

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Comète 103P/Hartley 2 (2010)

En 1986, année du grand retour de la comète de Halley, l'astronome britannique Malcom Hartley qui travaillait à l'observatoire anglo-australien de Siding Spring découvrit 103P/Hartley (Hartley 2), l'une des huit comètes à mettre à son actif. Il s'agit d'une comète périodique qui revient en moyenne tous les six ans.
2010, dernier passage de la comète
Son dernier passage à proximité de la Terre (18 millions de kilomètres) a eu lieu au cours de l'automne 2010. Sous l'action du Soleil, la comète dégazait principalement du cyanogène qui lui donnait une belle couleur verte. Suivie par les astronomes tout au long du mois d'octobre, elle s'est révélée très active : alors que son noyau ne mesure pas plus de 2 kilomètres, sa coma (ou chevelure) atteignait 150.000 kilomètres, le diamètre de Jupiter. 
Le 4 novembre Hartley 2 était survolée par une sonde à 700 kilomètres de distance. Il s'agissait d'Epoxi (pour Extrasolar Planet Observation and Deep Impact Extended Investigation), une mission de réemploi de la sonde Deep Impact qui avait rencontré 5 ans plus tôt un autre astre chevelu, Tempel 1. Dès le mois de septembre Epoxi enregistra un sursaut inattendu, le taux de production de cyanogène étant brutalement multiplié par cinq avant de retrouver son niveau normal au bout d'une semaine. La sonde mesura également la période de rotation de la comète de l'ordre de 18 heures. 
Les investigations de la mission Epoxi se poursuivirent jusqu'au survol du 4 novembre, permettant de photographier la surface de la comète et de mesurer la forte teneur des jets de gaz en dioxyde de carbone, lequel entraîne avec lui les grains de poussière de la surface qu'on retrouve ensuite dans la chevelure et la queue de la comète. Champ lexical : 103P/Hartley | hartley 2

Comète Hartley 2

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En 1986, année du grand retour de la comète de Halley, l'astronome britannique Malcom Hartley qui travaillait à l'observatoire anglo-australien de Siding Spring découvrit 103P/Hartley (Hartley 2), l'une des huit comètes à mettre à son actif. Il s'agit d'une comète périodique qui revient en moyenne tous les six ans.
2010, dernier passage de la comète
Son dernier passage à proximité de la Terre (18 millions de kilomètres) a eu lieu au cours de l'automne 2010. Sous l'action du Soleil, la comète dégazait principalement du cyanogène qui lui donnait une belle couleur verte. Suivie par les astronomes tout au long du mois d'octobre, elle s'est révélée très active : alors que son noyau ne mesure pas plus de 2 kilomètres, sa coma (ou chevelure) atteignait 150.000 kilomètres, le diamètre de Jupiter. 
Le 4 novembre Hartley 2 était survolée par une sonde à 700 kilomètres de distance. Il s'agissait d'Epoxi (pour Extrasolar Planet Observation and Deep Impact Extended Investigation), une mission de réemploi de la sonde Deep Impact qui avait rencontré 5 ans plus tôt un autre astre chevelu, Tempel 1. Dès le mois de septembre Epoxi enregistra un sursaut inattendu, le taux de production de cyanogène étant brutalement multiplié par cinq avant de retrouver son niveau normal au bout d'une semaine. La sonde mesura également la période de rotation de la comète de l'ordre de 18 heures. 
Les investigations de la mission Epoxi se poursuivirent jusqu'au survol du 4 novembre, permettant de photographier la surface de la comète et de mesurer la forte teneur des jets de gaz en dioxyde de carbone, lequel entraîne avec lui les grains de poussière de la surface qu'on retrouve ensuite dans la chevelure et la queue de la comète. Champ lexical : 103P/Hartley | hartley 2Champ lexical : 103P/Hartley | hartley 2

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En 1986, année du grand retour de la comète de Halley, l'astronome britannique Malcom Hartley qui travaillait à l'observatoire anglo-australien de Siding Spring découvrit 103P/Hartley (Hartley 2), l'une des huit comètes à mettre à son actif. Il s'agit d'une comète périodique qui revient en moyenne tous les six ans.
2010, dernier passage de la comète
Son dernier passage à proximité de la Terre (18 millions de kilomètres) a eu lieu au cours de l'automne 2010. Sous l'action du Soleil, la comète dégazait principalement du cyanogène qui lui donnait une belle couleur verte. Suivie par les astronomes tout au long du mois d'octobre, elle s'est révélée très active : alors que son noyau ne mesure pas plus de 2 kilomètres, sa coma (ou chevelure) atteignait 150.000 kilomètres, le diamètre de Jupiter. 
Le 4 novembre Hartley 2 était survolée par une sonde à 700 kilomètres de distance. Il s'agissait d'Epoxi (pour Extrasolar Planet Observation and Deep Impact Extended Investigation), une mission de réemploi de la sonde Deep Impact qui avait rencontré 5 ans plus tôt un autre astre chevelu, Tempel 1. Dès le mois de septembre Epoxi enregistra un sursaut inattendu, le taux de production de cyanogène étant brutalement multiplié par cinq avant de retrouver son niveau normal au bout d'une semaine. La sonde mesura également la période de rotation de la comète de l'ordre de 18 heures. 
Les investigations de la mission Epoxi se poursuivirent jusqu'au survol du 4 novembre, permettant de photographier la surface de la comète et de mesurer la forte teneur des jets de gaz en dioxyde de carbone, lequel entraîne avec lui les grains de poussière de la surface qu'on retrouve ensuite dans la chevelure et la queue de la comète. Champ lexical : 103P/Hartley | hartley 2Champ lexical : 103P/Hartley | hartley 2Champ lexical : 103P/Hartley | hartley 2

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Comète C/2009 R1 McNaught

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Comète Lulin (2009) - Photos Futura

Comète Lulin (2009)

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Comète Hyakutake

Au début de l'année 1996, la communauté astronomique n'a d'yeux que pour la comète Hale-Bopp, un astre chevelu découvert six mois plus tôt par deux astronomes américains et qui doit assurer le spectacle au printemps 1997.
Pourtant, le 30 janvier 1996, un astronome amateur japonais, Yuji Hyakutake, découvre à l'aide de grosses jumelles de 150 millimètres de diamètre une nouvelle comète qui va porter son nom et restera célèbre. Moins de 2 mois plus tard, la comète Hyakutake passe à 15 millions de kilomètres de la Terre : avec son éclat de magnitude -1 et sa queue de plasma qui se déploie sur 70 degrés dans le ciel, c'est la plus belle comète observable depuis la comète West, passée vingt ans plus tôt. 
A partir d'observations radar, les astronomes ont estimé la taille du noyau de Hyakutake (composé de glace et de poussière) à 3 kilomètres, soit cinq fois moins que celui de la comète de Halley dont le dernier passage a eu lieu en 1986. 
Le précédent passage de la comète Hyakutake s'est produit il y a 17.000 ans, mais en raison des perturbations gravitationnelles occasionnées par le Soleil, son retour n'est pas attendu avant 100.000 ans !

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Comète Hale-Bopp (1997)

La comète Hale-Bopp a été découverte le 23 juillet 1995 par deux astronomes amateurs américains: Alan Hale, au Nouveau Mexique, et Thomas Bopp, en Arizona. Le hasard a fait que les 2 astronomes observaient l'amas d'étoiles M70, près duquel se trouvait la comète, à peu près au même moment ! Tous deux aperçurent une tache floue qui ne correspondait à aucun objet connu. Ils transmirent tous deux l'information à Brian Mardsen, du Bureau des télégrammes astronomiques. Moins de 12 heures après sa première observation, la découverte de Hale-Bopp était annoncée à la communauté scientifique.
La comète Hale-Bopp est passée relativement loin de la Terre mais c'était une comète particulièrement grosse. Sa taille atteignait plusieurs dizaines de kilomètres alors que les comètes dépassent rarement 4 kilomètres. Elle nous a offert un spectacle splendide à l'oeil nu pendant les nuits du mois de mars 1997.
Lors de son passage près de la Terre en 1997 des observations ont montré les jets de poussière s´échappant de la comète Hale-Bopp.

Comète Hale-Bopp

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Ikeya

Hartley 2

Comètes

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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 %

Comète Lulin (2009)

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103P/Hartley 2, la comète verte