Neptune et [popupdefinition id=3695]Triton[/popupdefinition] prises ensemble par [popupdefinition id=3631]Voyager 2[/popupdefinition] (APOD 29/06/2001).

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Neptune et Triton

Triton (Neptune I) est le premier satellite de Neptune, de beaucoup le plus gros, découvert par Lassell en 1846. La sonde Voyager a observé une certaine activité géologique à sa surface et des phénomènes semblables à des geysers. 
Caractéristiques
Demi-grand axe en km : 354 759 Période de révolution : 5,877 jours Période de rotation : 5,877 jours Vitesse orbitale : 4 km/s Inclinaison sur l'équateur de Neptune : 156,3° Excentricité de l'orbite : 0,00002 Diamètre équatorial (Terre=1) : 0,21 Diamètre équatorial : 2705 km Magnitude visuelle à l'opposition : 13,7 Masse (Neptune=1) : 2/10 000 Densité (Eau=1) : 2,1 Vitesse de libération : 1450 m/s Réflectivité (albédo géométrique) : 0,7 Atmosphère très ténue :azote, traces de méthane

Triton

Voyager 2 a été lancée le 20 août 1977, suivi par le lancement de Voyager 1 seize jours plus tard. Aujourd'hui ces sondes ont quitté le système solaire. Voyager 1 a dépassé la sonde Pioneer 10 et est maintenant l´objet terrestre le plus éloigné de nous. 
Parties de la Terre en 1977, les sondes Voyager arrivèrent à Jupiter en 1979 et à Saturne en 1980. Seule Voyager 2 continua vers Uranus atteinte en 1986 et Neptune en 1989. La mission des sondes Voyager fut l´une des missions qui apporta les informations les plus extraordinaires sur les planètes géantes et leur cortège de satellites. De nouveaux mondes non encore imaginés s´ouvraient alors à l´exploration humaine.
Jupiter
En arrivant dans le système jovien, les sondes Voyager firent une moisson de données. Elles découvrirent : 
-un anneau autour de Jupiter ;-les mouvements de la haute atmosphère de Jupiter ;-des aurores boréales au dessus de Jupiter ;-des orages provoquant de gigantesques éclairs ;-les volcans très actifs du satellite Io ;-la nature de glace du satellite Europe.
Saturne
Les découvertes les plus importantes des sondes Voyager dans le système de Saturne concernent les anneaux, plus nombreux que prévus (près de mille nouveaux anneaux découverts) dont certains très ténus, "gardés" par des petits satellites qui confinent leur matière par leur influence gravitationnelle.
Uranus
La planète Uranus est restée mystérieuse : la sonde Voyager 2 nous a montré une planète de couleur uniforme contrairement aux autres planètes géantes. 
Neptune
La planète Neptune, si lointaine que l´on en connaissait peu de choses, dévoila la structure de ses nuages et de sa tache sombre.

Voyager 2

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Neptune vue par [popupdefinition id=3631]Voyager 2[/popupdefinition] (APOD 21/02/1998).

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On voit ici sur [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition] l'&eacute;quivalent de la [popupdefinition id=6356]grande tache rouge[/popupdefinition] de [popupdefinition id=3714]Jupiter[/popupdefinition].

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Jupiter

La Grande Tache rouge (GTR) est un gigantesque anticyclone observable sur Jupiter. L’astronome français Jean-Dominique Cassini est le premier à signaler cette formation atmosphérique en 1665. Cette tempête de forme ovale, la plus célèbre du Système solaire, circulant dans l’hémisphère sud de la planète géante, est observée attentivement depuis 1830. Elle tourne sur elle-même en six jours dans le sens inverse des aiguilles d’une montre. 
Environ deux fois et demie plus grande que la Terre à la fin du XIXe siècle, la Grande Tache rouge montre des signes de rétrécissement depuis quelques années. En 2017, elle ne mesurait plus que 16.000 km, soit 1,3 fois la taille de la Terre. Est-ce à dire qu’elle va bientôt disparaître ? Les astronomes ne le savent pas. Nul ne sait non plus, d’ailleurs, depuis quand elle existe exactement.
Les vents autour de la Grande Tache rouge de Jupiter ont été simulés dans cette vue de JunoCam prises par la sonde Juno en 2017. © Nasa, JPL-Caltech, SwRI, MSSS, Gerald Eichstadt, Justin Cowart
La Grande Tache rouge de Jupiter observée par Juno
Des observations menées avec de grands télescopes terrestres ont révélé des mouvements gazeux complexes au sein de la Grande Tache rouge. Les gaz les plus chauds et les composés chimiques (ammoniac et aérosols) montent au centre de la tache (dont la température est supérieure de 3 ou 4 degrés au reste de la Grande Tache rouge) et retombent en pluie tout autour. Sur le bord de la tache, des vents ont été enregistrés jusqu’à 600 kilomètres par heure.
En juillet 2017, la sonde Juno qui étudie au plus près Jupiter depuis 2016, a survolé pour la première fois la Grande Tache rouge. Les chercheurs de la mission ont pu déterminer que les racines de la tempête géante s’enfoncent à 300 km dans l’atmosphère de la planète gazeuse. Ils ont constaté que la température est plus basse à sa base qu’à son sommet.
Vers 1879-1880, la Grande Tache rouge fut plus grande et allongée qu'elle ne l’était en 2014. C'est à cette époque qu'elle reçut son célèbre nom. © Damian Peach
Observer la Grande Tache rouge
La Grande Tache rouge est une formation très prisée des astronomes amateurs : on peut la repérer avec une simple lunette de 60 mm de diamètre. En la prenant comme repère, on se rend compte de la vitesse de rotation de Jupiter, la plus rapide de tout le Système solaire (moins de 10 heures).

Grande Tache rouge

Neptune, huitième planète du Système solaire, gravite sur une orbite quasi circulaire à environ 4,5 milliards de kilomètres du Soleil qu'elle met 165 ans à parcourir. Son plan équatorial est incliné de près de 30° par rapport au plan de son orbite. Bien que trois fois plus petit que Jupiter, Neptune est une planète géante qui est composée à 99 % d'hydrogène et d'hélium. Avec un diamètre de 49.520 kilomètres, Neptune est à peine plus petit qu'Uranus. Cependant, sa masse est légèrement supérieure, de l'ordre de 17,2 fois celle de la Terre (contre 14,5 fois pour Uranus), ce qui lui confère la masse volumique moyenne la plus élevée des planètes géantes (1,76 g/cm3). Comme Neptune est notablement moins massif que Jupiter ou Saturne, donc moins "comprimé" par la gravité, il contient une plus grande proportion d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. 
La découverte de Neptune eut un très grand retentissement au XIXe siècle. Elle fait date dans l'histoire des sciences car elle marque le triomphe de la mécanique céleste : le calcul permettait de découvrir un objet situé à plus de 4 milliards de kilomètres de la Terre ! Dès la fin du XVIIIe siècle, les astronomes eurent de la peine à accorder les observations d'Uranus avec ses positions calculées. Alexis Bouvard, astronome à l'Observatoire de Paris, fut un des premiers à remarquer les "irrégularités" du mouvement d'Uranus. Grâce en particulier à François Arago, l'idée qu'un corps inconnu perturbait son orbite se fit alors jour, et, indépendamment, l'Anglais John Couch Adams en 1843 et Urbain Jean Joseph Le Verrier en 1846 calculèrent la position et la masse de ce corps avec une précision suffisante pour permettre sa découverte dans la constellation du Verseau.
La prédiction d'Adams fut peu exploitée : l'université de Cambridge ne possédait pas de cartes à jour de la constellation du Verseau, et les collègues d'Adams n'aidèrent pas beaucoup ce nouveau chercheur, qu'ils considéraient comme trop jeune pour pouvoir faire une telle prédiction. En revanche, le 23 septembre 1846, le jour même de la réception d'une lettre de Le Verrier, Johann Gottfried Galle découvrait la nouvelle planète à l'observatoire de Berlin, à moins de 1 degré de la position prédite. Par un curieux hasard de l'histoire, deux cent trente-trois ans auparavant, Neptune était angulairement proche de Jupiter pendant l'hiver de 1612 à 1613, et Galilée, observant Jupiter le 28 décembre 1612 et le 22 janvier 1613, avait fait figurer Neptune sur ses croquis, pensant qu'il s'agissait d'une étoile. 
Objet de huitième magnitude, donc invisible à l'œil nu, Neptune se présente au télescope comme un disque bleu-vert d'un diamètre apparent de l'ordre de 2 secondes d'angle ; on discerne très difficilement quelques marques dans son atmosphère.
Les satellites
Avant le survol de Neptune par la sonde Voyager-2, seuls deux satellites, Triton et Néréide, étaient connus. Ils sont dits irréguliers car leurs orbites sont insolites : Triton a un mouvement rétrograde sur une orbite très inclinée par rapport au plan équatorial de Neptune, et Néréide gravite sur une orbite fortement excentrique. En 1989, les images prises par Voyager-2 ont révélé six nouveaux satellites qui forment un système régulier tournant dans le sens direct sur des orbites circulaires et peu inclinées. 
Triton a été découvert le 10 octobre 1846 par William Lassel, dix-sept jours seulement après la découverte de la planète elle-même.
La surface de Triton, vue par Voyager 2 le 25 août 1989.
Les anneaux
Comme les autres planètes géantes, Neptune possède des anneaux, mais ceux-ci sont très particuliers : ils présentent en effet des arcs de matière. La découverte de ces arcs depuis la Terre grâce à l'observation d'occultations d'étoiles en 1984 et 1985 a conduit à modifier le programme de Voyager-2 afin de mieux étudier l'environnement de Neptune. La sonde a ainsi révélé que la planète était entourée d'un système complet d'anneaux ténus sertis d'arcs brillants. 
Les astronomes se sont longtemps demandé pourquoi Saturne semblait être la seule planète entourée d'anneaux. La mise en évidence, en une décennie, d'anneaux autour de Jupiter, d'Uranus et de Neptune a montré que ce phénomène était naturel autour des planètes géantes. Cependant, ces quatre systèmes d'anneaux sont bien différents les uns des autres : qu'il s'agisse d'anneaux, de satellites ou de planètes, le système solaire présente une stupéfiante diversité d'aspects !
Les anneaux de Neptune. La planète est ici occultée afin d'éviter le halo lumineux.
L'atmosphère
L'envoi par Voyager-2 d'ondes radio à travers l'atmosphère a permis de sonder cette dernière et de compléter les observations effectuées dans le visible, l'ultraviolet et l'infrarouge. 
Comme Uranus, Neptune possède une atmosphère réductrice, riche en hydrogène (contrairement à la Terre, qui possède une atmosphère oxydante, riche en oxygène) ; elle contient environ 25 % d'hélium et au moins 1 % de méthane. La couleur bleue de cette planète est en grande partie due à l'absorption de la lumière rouge par le méthane. Dans la haute atmosphère, à une pression de l'ordre de quelques hectopascals, les molécules de méthane (CH4), dissociées par le rayonnement solaire, se recombinent pour former des hydrocarbures tels que l'éthane (C2H4) et l'acétylène (C2H2), qui ont été détectés par Voyager-2. Plus bas, à un niveau de l'ordre de 1.300 hectopascals, le méthane se condense en cristaux de glace. Encore plus bas, à 3.000 hectopascals, la présence d'une couche opaque de sulfure d'hydrogène (H2S) est suspectée. Il n'est pas impossible que de l'ammoniac (NH3) soit aussi présent à ce niveau. Les détecteurs infrarouges de Voyager-2 ont mesuré une température moyenne de - 214°C (59 K). Les régions équatoriales et polaires ont approximativement la même température ; les zones intermédiaires sont plus froides de quelques degrés. Là où l'éclairement du Soleil est maximal actuellement, c'est-à-dire à ces latitudes intermédiaires, le gaz monte et se refroidit, comme sur Uranus. Vers l'équateur et les pôles, il redescend, est compressé et réchauffé. Quand on fait le bilan de l'énergie renvoyée par Neptune dans l'espace, on constate que la planète émet 2,7 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. L'origine de ce surplus d'énergie n'est pas encore élucidée. 
Huit jours avant le survol de Neptune, Voyager-2 a détecté à intervalles réguliers des "bouffées" d'ondes radio, premières manifestations du champ magnétique de la planète. Comme celui-ci est engendré par des courants électriques se déplaçant à grande profondeur, les scientifiques en ont déduit une période de rotation interne égale à l'intervalle entre deux bouffées (16 h 7 min). Neptune est légèrement aplati du fait de sa rotation. Mesuré à un niveau de pression de 1.000 hectopascals (la pression au niveau de la mer sur Terre), le rayon polaire est légèrement inférieur au rayon équatorial : 24.340 et 24.764 kilomètres, respectivement.
Gros plan sur Neptune par Voyager 2 le 25 août 1989.
Magnétosphère
Neptune possède une magnétosphère dont l'axe du dipôle magnétique est incliné à 47° par rapport à l'axe de rotation. Il est aussi asymétrique : la source du champ magnétique n'est pas localisée dans le noyau, mais à mi-chemin entre le centre et l'extérieur de la planète. Quand Voyager-2 a survolé Neptune, le pôle magnétique pointait à moins de 20° de la direction du Soleil, et la sonde a pénétré dans la magnétosphère de Neptune par le cornet polaire, là où les particules du vent solaire peuvent s'enfoncer profondément avant d'être repoussées. C'était la première fois, à l'exception de la Terre, qu'une telle région polaire magnétique était explorée par une sonde spatiale. Ces observations sont très importantes pour mieux connaître les magnétosphères des planètes. Celle de Neptune est la moins intense du système solaire : le long de l'équateur magnétique, là où les particules chargées sont le plus concentrées, Voyager-2 n'a trouvé que 1,4 proton ou particule plus lourde par centimètre cube, soit trois fois moins qu'autour d'Uranus et trois mille fois moins qu'autour de Jupiter. 
L'instrument ultraviolet a détecté une aurore (beaucoup plus faible que celles qui ont été observées autour des autres planètes géantes) et une légère luminescence diffuse du côté nuit de Neptune.
Caractéristiques de Neptune

Neptune

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Surface de Triton - Photos Futura

Surface de Triton

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Voyager 2 est la seule sonde &agrave; avoir photographi&eacute; [popupdefinition id=3695]Triton[/popupdefinition], le plus grand des 13 satellites de [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition] en 1989. Sa surface est recouverte d'une [popupdefinition id=2491]cro&ucirc;te[/popupdefinition] d'[popupdefinition id=13578]azote[/popupdefinition]. &copy; Nasa

Triton, satellite de Neptune

La croûte terrestre est la couche la plus externe de la Terre, jouant un rôle crucial dans les processus géologiques et le maintien de la vie. Composée principalement de roches solides, elle constitue la partie supérieure de la lithosphère. Les minéraux courants incluent le quartz (SiO₂), les feldspaths, les micas, les amphiboles et les pyroxènes.La croûte terrestre supporte les écosystèmes terrestres et marins et contient des ressources vitales telles que les minéraux, les métaux, les combustibles fossiles et les sols fertiles. Ces ressources sont cruciales pour l'économie mondiale et diverses industries.Composition chimique et types de croûteComprendre la composition chimique de la croûte terrestre est essentiel pour la géologie, la géochimie et les sciences de l'environnement. La croûte terrestre se divise en deux types principaux : la croûte continentale et la croûte océanique, chacune ayant des caractéristiques distinctes en termes de composition, d'épaisseur, de densité et d'âge.Schéma simplifié de la croûte terrestre. 1 : croûte continentale ; 2 : croûte océanique ; 3 : manteau supérieur. © USGSDeutsche Beschriftung (labels allemands) ; TomCatX, Domaine public, Wikimedia CommonsLa croûte continentaleLa croûte continentale a une épaisseur moyenne de 35 kilomètres, pouvant atteindre 70 kilomètres sous les grandes chaînes de montagnes. Elle est composée principalement de roches granitiques, métamorphiques et sédimentaires. Formant les continents et les îles, elle est généralement très ancienne, certaines parties datant de plus de 4 milliards d'années. La croûte continentale est riche en silice (SiO₂) et en alumine (Al₂O₃), avec des éléments comme le fer (Fe), le calcium (Ca), le sodium (Na), le potassium (K) et le magnésium (Mg).Structure en profondeur : le sial est la partie supérieure, riche en silice et en aluminium, principalement composée de roches granitiques. Le sima est la partie inférieure, riche en silice et en magnésium, composée de roches basaltiques et gabbroïques.La croûte océaniqueLa croûte océanique, plus fine, a une épaisseur moyenne de 7 kilomètres et est constituée essentiellement de basalte et de gabbro. Située sous les océans, elle est plus riche en magnésium et en fer, et plus dense (environ 3 g/cm³) que la croûte continentale (environ 2,7 g/cm³). La croûte océanique contient du calcium et du sodium en moindre quantité par rapport à la croûte continentale. Elle est beaucoup plus jeune, avec un âge moyen de moins de 200 millions d'années, et se forme surtout au niveau des dorsales médio-océaniques.Dynamique géologique de la croûte terrestre et tectonique des plaquesLes mouvements de la croûte terrestre interagissent avec le manteau sous-jacent, et jouent un rôle essentiel dans la tectonique des plaques qui se déroule dans l'ensemble de la lithosphère. Ces interactions entre les plaques tectoniques, englobant à la fois la croûte et la partie supérieure du manteau, provoquent les principaux phénomènes géologiques à la surface de la Terre, tels que les séismes, les volcans et la formation des montagnes et des bassins océaniques. Les mouvements de la croûte terrestre, en interaction avec le manteau sous-jacent, sont responsables de la tectonique des plaques.Cette carte présente la profondeur moyenne de la croûte terrestre en fonction de sa position sur la planète. © USGS, Wikimedia Commons, DPLe renouvellement de la croûte terrestreLa croûte terrestre se renouvelle continuellement grâce à des processus géologiques dynamiques, principalement liés à la tectonique des plaques. Ces processus comprennent la formation de nouvelle croûte au niveau des dorsales médio-océaniques et la destruction de la croûte ancienne dans les zones de subduction. Ce renouvellement est un élément fondamental de la tectonique des plaques et du cycle des roches, permettant le maintien de la géodynamique terrestre et des diverses structures géologiques que nous observons aujourd'hui.Formation de nouvelle croûteDorsales médio-océaniques : les dorsales médio-océaniques sont des frontières divergentes où les plaques tectoniques s'écartent. Le magma provenant du manteau sous-jacent remonte à travers les fissures, se solidifie et forme de la nouvelle croûte océanique. Ce processus est continu, ce qui fait que la croûte océanique la plus proche des dorsales est la plus jeune, tandis que celle qui en est éloignée est plus ancienne.Destruction de la croûte ancienneZones de subduction : les zones de subduction sont des frontières convergentes où une plaque tectonique océanique dense plonge sous une plaque plus légère (continentale ou océanique). La croûte océanique subduite est recyclée dans le manteau dans lequel elle fond partiellement et peut éventuellement remonter sous forme de magma, participant à des activités volcaniques. Ce processus conduit à la destruction de la croûte océanique plus ancienne.La discontinuité de MohorovičićLa limite entre la croûte terrestre et le manteau supérieur s'appelle la discontinuité de Mohorovičić, souvent abrégée en Moho. Cette discontinuité est nommée d'après le sismologue croate Andrija Mohorovičić, qui l'a découverte en 1909. Cette frontière marque la transition entre la croûte terrestre et le manteau supérieur, identifiable par un changement notable dans les vitesses des ondes sismiques et les compositions minéralogiques des roches.La profondeur de la Moho varie. Sous les océans, elle se situe généralement entre 5 et 10 kilomètres sous le plancher océanique. Sous les continents, elle se trouve à des profondeurs allant de 20 à 70 kilomètres.La Moho marque la transition entre la croûte terrestre, composée principalement de roches riches en silice et en aluminium (comme les granites et les basaltes), et le manteau supérieur, composé principalement de roches ultramafiques riches en fer et en magnésium (comme la péridotite).Cette discontinuité est caractérisée par un changement brusque de la vitesse des ondes sismiques. Les ondes sismiques se propagent plus rapidement dans les roches du manteau supérieur que dans celles de la croûte terrestre, ce qui permet de détecter cette limite.

Croûte terrestre

Composant majoritaire de l’atmosphère terrestre sous forme de diazote (78 %) avec le dioxygène (21 %), l’azote est présent dans de nombreux composés organiques comme inorganiques.
Généralités
Symbole : N Numéro atomique : 7Électrons par niveau d’énergie : 2, 5Masse atomique : 14,007 uIsotopes les plus stables : 15N stable avec sept neutrons (99,634 %), 15N stable avec huit neutrons (0,366 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 15 (VA), 2, pDensité : 0,00125Point de fusion : -210 °CPoint d’ébullition : -196 °C
Historique de l’azote
On connaît des composés incluant l’azote, comme le salpêtre, depuis l’Antiquité, mais l’isolation de cet élément est attribuée à Rutherford en 1772, et indépendamment par Cavendish et Scheele. Le terme « azote », proposé par Lavoisier et forgé depuis le grec, signifie « privé de vie » car, contrairement à l’oxygène de l’air, l’azote ne contribue pas au vivant. Le symbole N, lui, provient du latin nitrogenum, lui-même issu du grec nitron gennan, « formateur de salpêtre ».
Propriétés de l’azote
Dans les conditions normales de température et de pression, l'azote est un gaz diatomique incolore et inodore. L'azote est trivalent dans la majorité des composés. Le diazote est généralement inerte, mais réagit spontanément avec le lithium et le magnésium. La liaison triple dans le diazote est l'une des plus fortes connues.
Utilisation de l’azote
La principale utilisation de l'azote réside dans la fabrication d'ammoniac, un important ingrédient industriel, principalement utilisé dans les engrais (qui provoquent une augmentation du taux de nitrates dans l'eau des nappes phréatiques) et pour produire de l'acide nitrique.
L'azote liquide (en réalité du diazote) est un réfrigérant commun utilisé en outre pour le stockage d'échantillons biologiques. Certains explosifs comme le trinitrotoluène (le célèbre TNT) et la nitroglycérine contiennent de l'azote. Le diazote gazeux est, entre autres, employé comme gaz de gonflage et dans les fours pour la fabrication de métaux hautement oxydables.
Effets de l’azote sur la santé
L’azote a principalement des effets sur la santé sous la forme de nitrates et de nitrites. Ces derniers peuvent réagir avec l’hémoglobine sanguine et atténuer l’efficacité du transport d’oxygène. Les nitrates peuvent provoquer une baisse du fonctionnement de la thyroïde, ainsi qu’un déficit en vitamine A. Nitrates comme nitrites peuvent être à l’origine de nitrosamides dont la plupart sont cancérogènes sur de nombreux organes. On trouve aussi l’azote dans les ions cyanure (CN-). Les composés qui en contiennent sont hautement toxiques.

Azote

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Cette vue d'artiste montre la surface de [popupdefinition id=3695]Triton[/popupdefinition] model&eacute;e par le [popupdefinition id=4207]cryovolcanisme[/popupdefinition]. Une [popupdefinition id=850]atmosph&egrave;re[/popupdefinition] d'[popupdefinition id=13578]azote[/popupdefinition] tr&egrave;s t&eacute;nue est enrichie par du m&eacute;thane et du [popupdefinition id=4011]monoxyde de carbone[/popupdefinition] lib&eacute;r&eacute;s par [popupdefinition id=865]sublimation[/popupdefinition], un ph&eacute;nom&egrave;ne bien pr&eacute;sent malgr&eacute; l'&eacute;loignement du [popupdefinition id=3727]Soleil[/popupdefinition]. Dans quelques millions d'ann&eacute;es, Triton, qui ne cesse de se rapprocher de [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition], sera d&eacute;sint&eacute;gr&eacute;. &copy; [popupdefinition id=2467]ESO[/popupdefinition]/L. Cal&ccedil;ada

La surface de Triton

L'ESO (European Southern Observatory ou Observatoire européen austral) a été créé par l'Europe en 1962 pour établir un observatoire astronomique dans l'hémisphère Sud, équipé d'instruments puissants (des télescopes comme le VLT, Alma...), dans le but d'améliorer la collaboration et l'organisation en astronomie. L'ESO, première organisation intergouvernementale pour l’astronomie en Europe, est soutenu par 15 pays : Allemagne, Autriche, Belgique, Brésil, Danemark, Espagne, Finlande, France, Italie, Pays-Bas, Portugal, République tchèque, Royaume-Uni, Suède et Suisse. Bien que les instruments de l’ESO se trouvent dans la région chilienne du désert d'Atacama, le centre scientifique, technique et administratif est basé à Garching, en Allemagne, près de Munich.L'ESO conduit des programmes pour la conception, la construction et la gestion de puissants équipements pour l’astronomie au sol qui permettent aux astronomes de faire d’importantes découvertes scientifiques. L'ESO joue également un rôle important dans la promotion et l’organisation de la coopération dans le domaine de la recherche en astronomie. Une présentation de l'ESO. © European Southern Observatory (ESO)On peut se faire une idée de la prééminence de l'Observatoire européen austral au niveau de l’astronomie mondiale lorsque l’on sait que c’est l'observatoire astronomique le plus productif au monde avec chaque année environ 2.000 demandes de temps d’observation qui sont déposées. Toutes ne sont pas satisfaites et de loin car cela impliquerait de pouvoir disposer de quatre à six fois plus de nuits que ce qui est disponible actuellement, comme l’explique le site de l’ESO.Il en résulte un énorme flot de données et des centaines de publications scientifiques de haut niveau chaque année dans des domaines qui vont de l’étude du trou noir central de la Voie lactée aux exoplanètes. Ces données, héritages pour l’Humanité future, sont archivées et elles représentent à ce jour plus de 10 millions d'images et spectres, qui occuperaient l’équivalent d’environ 90 millions de livres de 1.000 pages chacun, comme le mentionne aussi le site de l’ESO.Les sites de l'ESOL'ESO possède trois sites d’observation au Chili : La Silla, Cerro Paranal et Chajnantor.La Silla se trouve à 2.400 mètres d'altitude et à 600 kilomètres au nord de Santiago du Chili. On y trouve plusieurs télescopes observant dans le visible comme le NTT (New Technology Telescope) de 3,50 mètres de diamètre, le premier télescope au monde à avoir un miroir primaire contrôlé par ordinateur (optique active), et surtout le télescope de 3,60 mètres de l'ESO qui permet la chasse aux exoplanètes par la méthode des vitesses radiales grâce à l’instrument Harps (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher).Le site de Paranal, à 2.600 mètres d'altitude, à environ 130 kilomètres au sud d'Antofagasta et à 12 kilomètres de la côte pacifique est le lieu des observations avec le fameux Very Large Telescope (VLT) qui permet de faire de la synthèse d’ouverture par interférométrie à l’aide d'un réseau de quatre télescopes, chacun équipé d'un miroir primaire de 8,20 mètres de diamètre.À côté du VLT se trouvent également quatre télescopes auxiliaires mobiles complémentaires de 1,8 mètre qui peuvent s’ajouter aux observations. Lorsque l’on fait de la synthèse d’ouverture, on obtient alors l’équivalent d’un interféromètre géant, le VLT Interferometer ou VLTI dont la taille correspondrait à la distance entre les miroirs les plus éloignés, soit jusqu'à 200 mètres dans le cas du VLTI avec les télescopes auxiliaires.Sur le haut plateau de Chajnantor, à 5.000 mètres d'altitude, opère maintenant Alma (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). Ce radiotélescope est composé d'un réseau de 66 antennes géantes de 12 et 7 mètres de diamètre observant dans les longueurs d'ondes millimétriques et submillimétriques.L'European Extremely Large TelescopeL’ESO est maintenant engagé dans un projet ambitieux, un télescope géant en construction au sommet du Cerro Armazones (3.064 mètres), une montagne proche du Cerro Paranal. Baptisé l'Extremely Large Telescope (ELT, ou aussi E-ELT pour European Extremely Large Telescope), il devrait voir sa première lumière en 2024.Son miroir primaire de 39 mètres de diamètre segmenté en 798 petits miroirs de 1,4 mètre en fera le plus grand télescope au monde à opérer dans les domaines de l'optique et de l'infrarouge.

Pour les physiciens, le terme de « sublimation » désigne un phénomène de changement d’état de la matière et, plus exactement, le passage de l’état solide à l’état de gaz, sans passage par un intermédiaire liquide. Le changement de phase inverse s’appelle « la condensation ».
Pour qu’une sublimation ait lieu, il faut fournir de l’énergie au solide. Cette transformation est donc endothermique. Tous les solides peuvent être sublimés à condition d’être chauffés à une pression inférieure à celle de leur point triple.
Exemples de sublimation : neige, naphtaline et glace des comètes
L’exemple le plus classique de cas de sublimation est celui que l’on peut parfois observer en hiver, lorsque l’atmosphère est sèche. La neige (forme solide de l’eau) finit par s’évaporer (forme gazeuse de l’eau) sans laisser de flaque (forme liquide de l’eau) au sol.
La naphtaline, ces boules blanches à l’action antimite que nos grands-mères avaient pour habitude de déposer dans les placards, est également sujette à la sublimation. Elle finit par disparaître sans laisser la moindre trace. À l’exception de son odeur caractéristique qui prouve sa volatilité.
La sublimation peut également avoir lieu au cœur des comètes, lorsque les glaces du noyau, réchauffées par le soleil, se transforment en gaz et s’échappent dans l’espace.

Sublimation

Le monoxyde de carbone constitue un oxyde du carbone. De formule brute CO, il est composé d'un atome d'oxygène et d'un atome de carbone. 
Intoxication au monoxyde de carbone
Le monoxyde de carbone (CO), produit lors d'une mauvaise combustion des combustibles organiques (bois, butane, charbon, essence, fuel, gaz naturel, pétrole, propane ... utilisés pour des appareils de chauffage, de production d'eau chaude ou le fonctionnement des moteurs : groupe électrogène, par exemple), est un gaz hautement toxique même en faible quantité.
Les victimes lors d'une intoxication aiguë nécessitent des soins immédiats et hospitaliers lourds de type assistance respiratoire et oxygénation par caisson hyperbare. Ces accidents peuvent laisser des séquelles à vie.
À une concentration de seulement 500 ppm (parties par million) de monoxyde de carbone dans l'air respiré, on constate l'apparition de maux de tête sévères, de vertiges et d'une tendance au sommeil annonçant un début d'intoxication. L'impotense musculaire et une paralysie progressive apparaissent lorsque l'individu est soumis à une concentration de 2000 ppm, suivies d'un coma si aucun secours n'intervient. Par ailleurs la mort est rapide suite à une exposition de quelques minutes à une dose de 5000 ppm. Cette mort survient lorsque 66% de l'hémoglobine a été transformée en carboxyhémoglobine.
Des études ont permis d'évaluer, que dans les grandes villes par exemple, le sang des habitants renferme de 1 à 2% de carboxyhémoglobine. Celui d'un fumeur de 4 à 10% amenant le cœur à travailler davantage afin d'oxygéner l'organisme.

Monoxyde de carbone

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

L’atmosphère est, au sens large, une couche gazeuse qui enveloppe certains astres. La Terre ainsi que d’autres planètes ou les étoiles en sont pourvues. Une atmosphère peut contenir des particules en suspension (poussières, aérosols, etc.) ou atteindre des températures très élevées, comme c’est le cas pour les étoiles, engendrant alors une émission de lumière.Composition de l'atmosphère terrestreL’atmosphère terrestre est la partie la plus proche du sol de la Terre. C'est une couche de gaz qui entoure le globe maintenue par la force gravitationnelle et qui l'empêche de se disperser dans l'univers. Elle correspond à la couche de gaz et de particules qui entoure notre planète. L’air, inodore et incolore, se compose très majoritairement de diazote (78 %), de dioxygène (21 %) et d’autres gaz, dont l’argon et le dioxyde de carbone. Ceux-ci, cumulés aux particules en suspension, jouent un rôle fondamental dans le maintien de la vie : absorption partielle du rayonnement ultraviolet, tampon thermique ou réchauffement de la surface par effet de serre. Ainsi, entre le jour et la nuit, les températures fluctuent peu. Autre gaz, la vapeur d'eau peut se modifier et contenir aussi bien des éléments liquides tels que les embruns, la pluie…) ou solides tels que les grêlons, flocons de neige, particules de poussières. L'atmosphère transporte également des corps étrangers, résultant de l'activité humaine (pesticides, oxydes d’azote…) ou de processus naturels (pollens, particules issues d'éruption volcanique).L'atmosphère terrestre. © meteotek08, Flickr, Wikimedia Commons, CC by-sa 2.0Les couches de l'atmosphère terrestreSa limite est difficile à déterminer car il n’existe pas de frontière nettement dessinée. La Fédération aéronautique internationale a placé la frontière entre l'atmosphère et l'espace à 100 km et a baptisé cette limite Ligne de Kármán.Néanmoins, l’atmosphère terrestre se compose de plusieurs couches :
la troposphère, présente au niveau du sol jusqu’à une dizaine de kilomètres d’altitude et concentrant la majeure partie de la masse de l’air et des phénomènes météorologiques ;
la stratosphère, qui compose le niveau supérieur, jusqu’à 50 km d’altitude, et héberge la couche d’ozone, absorbant une grande partie du rayonnement solaire ;
la mésosphère, située entre 50 et 80 km d’altitude ;
la thermosphère, jusqu’à 800 km d’altitude ;
l’exosphère, qui se poursuit jusqu’à 50 000 km d’altitude, avec une densité gazeuse très faible.
L’atmosphère comme unité de pressionEn métrologie, symbolisée atm, l’atmosphère peut aussi désigner une unité de pression non incluse dans le système internationale. Elle équivaut à la pression atmosphérique normale au niveau de la mer, soit 101 325 pascals (Pa).

Atmosphère

Phénomène volcanique se produisant dans une zone recouverte de glace

Cryovolcanisme

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Selon certains chercheurs, les profondeurs de [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition] pourraient cacher d'&eacute;normes icebergs en [popupdefinition id=3869]diamant[/popupdefinition] flottant sur du [popupdefinition id=3873]carbone[/popupdefinition] [popupdefinition id=15334]liquide[/popupdefinition]. &copy; Travis Metcalfe, Ruth Bazinet, Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Du diamant fondu à l'intérieur de Neptune ?

Le diamant est un minéral transparent composé de cristaux de carbone pur. Cette pierre précieuse est connue pour être le minéral le plus dur qui soit.
C’est seulement à la fin du XVIIIe siècle que le diamant fut identifié comme une forme cristalline du carbone par Lavoisier et Tennant. Dès lors, les chimistes ont cherché à le synthétiser. Ils n’y sont parvenus qu’au milieu du XXe siècle.
Les diamants, rares et envoûtants
On sait aujourd’hui que, dans le diamant, chaque atome est relié à quatre atomes voisins disposés au sommet d’un tétraèdre régulier. Ces liaisons chimiques entre atomes (liaisons covalentes) sont fortes et caractérisées par une distance interatomique de seulement 0,136 nm. Cette symétrie tétraédrique signe un solide dense et anisotrope.
Le diamant est la forme stable du carbone à température et pression élevées alors que le graphite est la forme stable du carbone à température et pression ordinaires. On note ici leurs différences de structures (diamant à gauche, graphite à droite). © Itub, Wikipédia, CC by-sa 3.0
Le diamant naturel
Le diamant se forme naturellement à partir de carbone présent dans les profondeurs de la Terre. La plupart des diamants cristallisent à des profondeurs comprises entre 150 et 200 kilomètres, mais il peut s’en former plus profondément. Pour que le carbone s’arrange en diamant, il faut des conditions de température et de pression particulièrement élevées : entre 1.000 et 1.500 °C et entre 4,5 et 6 GPa.
Selon les estimations des chercheurs, les diamants se seraient formés il y a plus de 2,5 milliards d’années. Ils sont généralement inclus dans une lave rare, la kimberlite.
Ce diamant synthétique a été fabriqué grâce à la méthode de dépôt chimique en phase vapeur. © Steve Jurvetson, Wikipédia, CC by 2.0
Le diamant de synthèse
Compte tenu à la fois de la rareté de la pierre et de sa dureté extrême, les scientifiques ont cherché à la synthétiser. Objectif : exploiter ses propriétés pour des applications industrielles telles que la découpe, le broyage, le polissage ou encore la gravure. Plus récemment, le diamant a fait son entrée dans le monde des biotechnologies (imagerie médicale, mesure de température, etc.).
Plusieurs techniques sont aujourd’hui employées pour synthétiser du diamant :
La technique « haute pression, haute température ». À la base, un mélange de carbone et de métaux de transition sert de catalyseurs à la réaction.La technique de « dépôt chimique en phase vapeur ». Elle permet de créer le diamant par couches successives.

Diamant

Élément indispensable à la vie et en chimie organique, le carbone forme plus de composés que tous les autres éléments chimiques réunis.
Généralités
Symbole : CNuméro atomique : 6Électrons par niveau d’énergie : 2, 4Masse atomique : 12,011 uIsotopes les plus stables : 12C stable avec six neutrons (98,93 %), 13C stable avec sept neutrons (1,07 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 14, 2, pDensité : entre 1,8 (carbone amorphe) et 3,5 (diamant)Point d’ébullition : 3.825 °C (sublimation)
Historique du carbone
« Carbone » provient du latin carbo, qui signifie « charbon ». Sous forme de suie et de charbon de bois, le carbone est connu depuis la Préhistoire. En 1772, Lavoisier démontra que le diamant est une forme de carbone. Il en sera de même pour le graphite en 1779 par Carl Wilhelm Scheele. C’est à nouveau Lavoisier qui répertoria le carbone comme un élément dans ses œuvres dès 1789.
Le carbone est un élément central dans la vie sur Terre, aussi bien pour les végétaux que pour les animaux. © Elle EPP, Flickr, CC by-nc-sa 2.0
Propriétés du carbone
Le carbone cristallin pur existe dans la nature sous forme de diamant et de graphite. Le carbone élémentaire est inerte et insoluble dans l’eau ou les solvants organiques. À haute température, il s’oxyde pour former du monoxyde et du dioxyde de carbone.
Nous connaissons plus d’un million de composés qui possèdent du carbone lié à l’hydrogène, ainsi qu’un grand nombre de composés inorganiques qui contiennent du carbone. On retrouve le carbone lié à l’hydrogène notamment dans toutes les plantes et tous les animaux. Les dépôts de matière organique issue du vivant fossilisent pour donner divers hydrocarbures. Les carbonates sont inclus dans de nombreux minéraux, le gypse et le marbre pour ne citer qu’eux.
Utilisation du carbone
Sous la forme d’élément libre, le carbone présent dans le diamant sert en joaillerie et dans l’industrie pour sa dureté. Le graphite est employé comme lubrifiant, pour fabriquer des creusets et se retrouve aussi dans les mines de crayon.
Sous forme composée, les applications du carbone sont très nombreuses. Le CO2, par exemple, est notamment employé dans les boissons (pour ajouter des bulles de gaz), dans les extincteurs, ou encore comme réfrigérant, sous forme de glace sèche, dans l’industrie des semi-conducteurs. Le monoxyde de carbone (CO) sert de gaz réducteur dans beaucoup de processus industriels. De nombreux carbures métalliques sont appréciés pour leur grande résistance à la chaleur. Le tétrachlorure de carbone (CCl4) et le disulfure de carbone (CS2) sont d’importants dissolvants. Le chlorofluorocarbure (CCl2F2), aussi appelé Fréon R12, est un gaz employé dans les systèmes de refroidissement.
Effets du carbone sur la santé
Le carbone peut être dangereux sous certaines formes non élémentaires. L’inhalation chronique de charbon noir peut causer des dommages de gravité variée aux poumons comme au cœur. Le carbone 14, radioactif, peut induire un risque accru de cancer, car il peut se lier organiquement aux cellules de l’organisme.
Le disulfure de carbone (CS2) est un liquide extrêmement toxique utilisé pour la vulcanisation. Le monoxyde de carbone peut provoquer l’empoisonnement de l’hémoglobine en cas d’inhalation prolongée. On trouve aussi le carbone dans les ions cyanure (CN-). Les composés qui en contiennent sont hautement toxiques. Quant à l’éventuelle toxicité des nouvelles formes de carbone comme les nanotubes (des feuilles de graphène roulés en cylindres) et le fullerène, elle est actuellement étudiée.

Carbone

Avec notamment l’état solide et l’état gazeux, l’état liquide fait partie des différents états de la matière. Dans l’état liquide, ions, atomes ou molécules sont faiblement liés les uns aux autres. De quoi rendre la matière facilement déformable. Toutefois, les atomes d’un liquide restent liés et ne peuvent pas s’éloigner à volonté les uns des autres.
Différence entre état liquide et état gazeux
À l'échelle microscopique, l’état liquide possède une cohésion que ne présente pas l’état gazeux. La proximité entre les atomes de liquide fait également que, comme pour les solides, celui-ci reste difficilement compressible.
Différence entre état liquide et état solide
À l'échelle macroscopique, un liquide ne présente pas de forme propre et ne peut pas être saisi, à la différence d'un solide. C’est un fluide qui s’adapte à la forme du récipient dans lequel il est placé. Transvasé dans un autre récipient, un liquide conserve tout de même son volume. Un liquide possède donc bien un volume propre. Au repos, la surface libre d’un liquide est plane et horizontale.
La viscosité d'un liquide
La viscosité est l’une des caractéristiques essentielles d’un liquide. Elle rend compte de l’attachement des atomes entre eux. Plus sa viscosité est grande, plus un liquide résiste à un corps qui voudrait le traverser.

Liquide

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Les images en fausses [popupdefinition id=4126]couleurs[/popupdefinition] r&eacute;alis&eacute;es par le [popupdefinition id=971]t&eacute;lescope[/popupdefinition] [popupdefinition id=2534]Hubble[/popupdefinition] mettent en valeur des bandes nuageuses de [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition] compos&eacute;es d'[popupdefinition id=14495]hydrog&egrave;ne[/popupdefinition], d'[popupdefinition id=4813]h&eacute;lium[/popupdefinition] et de m&eacute;thane. Des [popupdefinition id=14560]vents[/popupdefinition] violents (qui atteignent 2.000 kilom&egrave;tres &agrave; l'heure) sont &agrave; l'origine de la formation de ces bandes. &copy; [popupdefinition id=2468]Nasa[/popupdefinition]/L. Sromovsky

Ceintures de nuages pour Neptune

Le vent correspond au déplacement d’une masse d’air consécutif à des différences locales de température et de pression. D’une légère brise à une forte tempête, la vitesse et l’amplitude géographique des vents peuvent être très variables dans l’espace et dans le temps. Parfois destructeur, le vent participe à de nombreux processus sur Terre, comme l’oxygénation des océans et des rivières, ou l’érosion des sols et le déplacement de minéraux. L'Homme l’utilise aujourd’hui comme source d’énergie : l’éolien.
Principe de formation du vent
Deux paramètres principaux contribuent à la formation des vents à la surface de la Terre : la température et la pression. Par exemple, lorsqu’une masse d’air se réchauffe, elle s’élève en altitude au-dessus des couches plus froides, ce qui génère une diminution de la pression. Pour combler le vide, la masse d’air voisine va s’engouffrer dans l’espace laissé vacant : ce mouvement crée le vent.
Un exemple concret : celui de la brise de mer et la brise de terre. Le jour, la terre se réchauffe plus vite que la mer. L’air au-dessus de la terre s’élève et crée une dépression, compensée par l’air surplombant la mer, générant ainsi une brise qui circule de la mer vers le continent. À l’inverse, la nuit, l’eau conserve mieux sa chaleur et l’air de la terre se refroidit plus vite. Cette différence thermique génère un courant d’air de la terre vers la mer : une brise de terre.
La rotation de la Terre sur elle-même contribue également à la formation des vents, à leur localisation et à leur orientation, par la force de Coriolis. À cela, il faut également rajouter la topographie des continents qui peut favoriser les rencontres entre les masses d’air
La mesure du vent
La vitesse du vent se mesure à l’aide d’un anémomètre. Des échelles ont été établies afin d’estimer l’intensité des vents. L’échelle de Beaufort s’étale de 0 à 12. Elle repose sur la vitesse moyenne des vents sur une durée de 10 minutes, utilisée en association avec l’état de la mer qui en découle. Au niveau 0, le vent est nul, tandis qu’au niveau 12, les vents d’un ouragan soufflent à plus de 118 km/h, générant une mer déchaînée. L’échelle de Fujita se limite quant à elle à la classification des tornades, phénomène climatique générant les vents les plus violents à l’échelle de la Terre, mais sur une petite zone géographique.
L’éolien, l’énergie tirée du vent
Le vent fait également office d’énergie renouvelable et devient de plus en plus prisé afin de compenser les énergies fossiles, accusées de contribuer au réchauffement climatique, ou le nucléaire, du fait des potentiels dangers que cette source énergétique représente. En 2012 par exemple, en France, le vent a généré 14,9 térawattheures (TWh) d’électricité. En 2011, 459,9 TWh d’électricité ont été produits par l’énergie éolienne dans le monde.

Vent

L’hélium inaugure le groupe des gaz rares dans le tableau périodique. Presque inerte, il est le deuxième élément le plus abondant dans l’univers après l’hydrogène.
Généralités
Symbole : HeNuméro atomique : 2Électrons par niveau d’énergie : 2Masse atomique : 4,003 uIsotopes les plus stables : 3He stable avec 1 neutron (0,000137 %), 4He stable avec 2 neutrons (99,999863 %)Série : gaz rareGroupe, période, bloc : 18, 1, sDensité : 0,125 (liquide)Point de fusion : -272,2 °C (sous 26 atmosphères)Point d’ébullition : -268,93 °C
Historique de l’hélium
La première manifestation connue de l’hélium a été mise en évidence par une raie à 547,49 nanomètres dans le spectre de la chromosphère solaire en 1869 par Jules Janssen, attribuée à tort au sodium. La même année, Norman Lockyer observait à son tour une raie dans le spectre solaire, qu’il attribua à un élément inconnu sur Terre. Edward Frankland et Norman Lockyer le nommèrent d’après helios, le mot grec pour le Soleil. C’est en 1895 que Norman Ramsay isolera l’hélium sur Terre.
Tore Supra, le tokamak du Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives (CEA), utilise des aimants supraconducteurs refroidis à l'hélium liquide. © CEA
Propriétés de l’hélium
L'hélium est transparent, sans odeur et n'est pas un gaz toxique. Il est moins soluble dans l'eau que tout autre gaz. Il s'agit aussi de l'élément le moins réactif. La densité et la viscosité des vapeurs d'hélium sont très faibles tandis que la conductivité thermique et la chaleur spécifique sont très élevées. Il est possible de liquéfier l'hélium mais sa température de condensation est la plus basse parmi toutes les substances connues.
Utilisation de l’hélium
L'hélium a été le premier gaz utilisé pour remplir les ballons et les dirigeables et il est toujours employé pour les ballons météo notamment. Son application principale reste le travail en atmosphère inerte. Un grand champ d'application lui est réservé, celui du refroidissement à des températures très basses, en deçà de 15 K, notamment pour la supraconductivité, car il subsiste à l’état gazeux ou liquide.
On s'en sert aussi comme gaz pressurisant pour les carburants des fusées, dans les bouteilles de plongée mélangé à l'oxygène, dans le refroidissement de certains réacteurs nucléaires ou encore en chromatographie. Il sert aussi à gonfler les ballons de baudruche.
Sur Terre, l'hélium est formé par la radioactivité d'éléments plus lourds. Une fois en surface, l'hélium migre dans l'atmosphère avant de s'en échapper à peu près au même rythme qu'il apparaît en surface.
Hélium et effets sur la santé
L'hélium peut être absorbé dans le corps par inhalation. Ses effets sont nombreux : il donne une voix aiguë, étourdit et provoque des maux de tête. Présent en trop grande quantité dans une pièce, il peut provoquer la suffocation. On le trouve ordinairement à l'état de traces dans le sang.

Hélium

La Nasa (National Aeronautics and Space Administration) est une agence gouvernementale américaine, chargée d’exécuter le programme spatial civil. Aujourd’hui encore, elle est considérée comme un leader dans le domaine de l’aérospatiale. À son palmarès figurent les missions Apollo qui ont permis l’envoi des premiers Hommes sur la Lune, l’exploration de Mars par Curiosity ou encore les découvertes du télescope spatial Hubble.
Fondée le 29 juillet 1958 par le président Eisenhower, la Nasa vient remplacer le Naca (National Advisory Committee for Aeronautics), opérationnel depuis 1915. Guerre froide oblige, sa mission est alors de concurrencer le programme spatial soviétique. © Nasa
De nos jours, la Nasa emploie environ 20.000 personnes réparties dans une vingtaine d’institutions, comme le Goddard Space Flight Center, le Jet Propulsion Laboratory, le Langley Research Center ou encore le Kennedy Space Center. Elle accomplit des missions d’exploration et de recherche dans le domaine spatial et aérospatial par divers moyens : sondes, satellites, missions robotisées, etc. L’agence possède également un volet sciences de la Terre, pour étudier en particulier les effets du changement climatique.
Le Kennedy Space Center, en Floride, est une base de lancement située à proximité de Cap Canaveral. © Nasa
Les missions marquantes en cours et les projets futurs
La Nasa exploite la Station spatiale internationale (ISS), en coopération avec d’autres agences gouvernementales, où sont réalisées des recherches en astronomie, en sciences des matériaux et en biologie. Depuis 1990, l’agence exploite le célèbre télescope spatial Hubble, à l’origine d’avancées importantes dans notre connaissance de l’univers. Le très attendu James Webb Space Telescope viendra lui prêter main-forte en 2019.
Pour explorer Mars, la Nasa a lancé le programme Mars Science Laboratory (MSL), connu pour son rover Curiosity parcourant depuis 2012 le sol de la planète rouge à la recherche de traces de vie ancienne. Curiosity devrait être rejoint par l’atterrisseur InSight (lancement en mai 2018), puis viendra le rover Mars 2020, prévu pour le début des années 2020.
Dans le reste du Système solaire, des missions d’exploration étudient les géantes gazeuses, telle la sonde spatiale Cassini qui a plongé dans l’atmosphère de Saturne mi-septembre 2017 et la sonde New Horizons, toujours en activité, la première à avoir survolé Pluton et poursuit son exploration de la ceinture de Kuiper.

Nasa

Élément le plus léger dans l’univers et premier élément dans le tableau périodique, l’hydrogène est aussi le plus abondant, constituant les étoiles comme les nuages moléculaires. Il compose aussi l’une des molécules vitales pour la vie : l’eau.
Généralités
Symbole : H Numéro atomique : 1Électrons par niveau d’énergie : 1Masse atomique : 1,008 uIsotopes les plus stables : 1H stable avec 0 neutron (99,985 %), 2H (deutérium) stable avec 1 neutron (0,015 %)Série : non-métauxGroupe, période, bloc : 1, 1, sDensité : 0,00009, 0,07 (liquide et solide) Point de fusion : -259,14 °C (dihydrogène)Point d’ébullition : -252,8 °C (dihydrogène)
Historique de l’hydrogène
En 1671, Robert Boyle décrivit la réaction entre le fer et des acides dilués, qui produit du dihydrogène. La substance sera appelée « air inflammable » par Cavendish en 1766, à qui on attribue également la découverte de l'hydrogène en tant qu'élément. Lavoisier fixa le nom « hydrogène » en 1783, de « hydro », « eau », et « gène », « engendrer ».
 L’hydrogène et l’oxygène sont beaucoup utilisés dans les moteurs-fusées à propergols liquides. © Nasa, DP
Propriétés de l’hydrogène
Le dihydrogène se présente comme un gaz transparent aux conditions normales de température et de pression. De nombreux métaux ont la propriété d'absorber l'hydrogène, ce qui peut les rendre cassants, pour l'acier notamment.
La plupart du temps, l'hydrogène est présent sous forme diatomique mais il peut exister en atomes seuls à haute température. C'est un puissant agent réducteur. Il réduit notamment certains sels pour former leur état métallique (NaH, KH, H2S, etc.). L'hydrogène atomique produit en outre avec l'oxygène du peroxyde, H2O2.
En réagissant avec l'oxygène, l'hydrogène peut donner de l'eau au cours d'une réaction très lente à température ambiante mais qui peut devenir violente si elle est réalisée avec un catalyseur.
Utilisation de l’hydrogène
L’une des principales applications de l’hydrogène consiste en la production d’ammoniac et de nombreux composés organiques. 
L’hydrogène a été largement utilisé comme gaz pour gonfler les dirigeables, jusqu’à l’accident du Hindenburg en 1937, puis remplacé par l’hélium. Deux isotopes de l’hydrogène, le deutérium 2H et le tritium 3H, sont utilisés pour les expériences de fusion nucléaire, un noyau de chaque donnant un noyau d’hélium et un neutron. L'hydrogène est également employé dans les bombes à hydrogène ou bombes H, l'élément fusionnant là aussi pour donner de l'hélium.
Dans les moteurs-fusées à propergols liquides, le dihydrogène et le dioxygène liquides sont employés comme ergols cryotechniques. L’hydrogène est également pressenti comme un carburant du futur, notamment dans les piles à combustible.
Risques de l’hydrogène sur la santé
L’hydrogène est extrêmement inflammable et produit des composés qui le sont eux aussi. Leur simple chauffage peut provoquer de violentes explosions.

Hydrogène

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

Télescope

La première idée d’un télescope spatial en orbite date de 1923 quand Hermann Oberth, un des pionniers de l’astronautique, publia un article. L’idée est reprise en 1946 par l’astronome Lyman Spitzer puis prend forme en 1975 avant que le Congrès américain donne son feu vert en 1977 au programme du Large Space Telescope (LST). Pendant son développement, ce programme sera rebaptisé « Hubble » du nom de Edwin Hubble (1889–1953), l’un des grands pionniers de l’astronomie moderne.En 1977, l’Agence spatiale européenne (ESA) et la Nasa officialiseront leur partenariat dans le cadre d'un accord au terme duquel l’ESA fournira la caméra pour objets faiblement lumineux (FOC) et les panneaux solaires. En échange de cette contribution, l’ESA aurait dû recevoir 15 % du temps d’utilisation d’Hubble mais dans les faits, en raison de la qualité des demandes d’observation des astronomes européens, la part allouée aux scientifiques européens a été d'environ 20 %.Hubble, le plus célèbre de tous les observatoires spatiauxHubble est un télescope spatial de long de 13,2 mètres, d'un diamètre de 4,2 mètres et doté d’un miroir primaire de 2,4 mètres. À son lancement, sa masse était d’environ 11,1 tonnes. Initialement prévu en 1983 et reporté en 1985, puis 1986, il sera finalement placé en orbite autour de la Terre le 24 avril 1990 par la navette spatiale Discovery. Le report de 1986 s’explique par la perte de la navette Challenger qui explose lors de son décollage le 28 janvier 1986.Polissage du miroir primaire d'Hubble d'un diamètre de 2,4 mètres. © Perkin-Elmer CorporationHubble : dans les coulisses du télescope spatial avec Roger-Maurice BonnetAujourd’hui, Hubble évolue à plus ou moins 543 kilomètres d’altitude. Il fait le tour de la Terre en seulement 96 minutes en se déplaçant à 28.000 kilomètres par heure ! Depuis sa mise en service, un total de 12 instruments aura été installé à son foyer et six sont en service aujourd’hui. Les six autres ont été remplacés au gré de quatre missions de service.Ces missions sont un des points forts du programme et expliquent la longévité du satellite. Dès sa conception, le télescope a été pensé pour permettre à des astronautes de lui rendre des visites d’entretien et de service pour remplacer des instruments scientifiques et réparer ou changer des éléments techniques comme cela a été le cas avec les panneaux solaires et les gyroscopes par exemple. La première mission de service se déroulera seulement trois ans après son lancement pour installer le dispositif pour corriger le grave défaut d’optique dont souffrait le miroir.Bloc "Le saviez-vous ?"En matière d’avancées scientifiques, un article ne suffirait évidemment pas pour toutes les décrire. Après 30 ans d’activité, les observations d’Hubble et les données acquises ont révolutionné presque tous les domaines de l’astronomie, de la science planétaire à la cosmologie !Au 1er avril 2020, Hubble aura réalisé plus de 1,4 million d’observations et fourni des données que les astronomes du monde entier ont utilisé pour rédiger plus de 17.000 publications scientifiques à comité de lecture. Cela en fait l’un des observatoires spatiaux les plus prolifiques de l’histoire de l’astronomie. La quantité des données acquises et celles qui seront acquises d’ici 2025, date à laquelle Hubble sera désorbité (faute de carburant), est telle qu’elle va alimenter les futures recherches en astronomie pour de nombreuses années encore. Champ lexical : hubble | télescope spatial

Télescope spatial Hubble

La couleur, c'est ce qui permet de différencier deux objets de formes et de structures identiques, par exemple le drapeau italien du drapeau français. C'est aussi ce qui n'est ni blanc, ni gris, ni noir. Le blanc et le noir étant les bornes de la gamme des gris neutres.
Quelquefois, la couleur est utilisée pour désigner un objet, comme dans le cas d’un tube de rouge pour parler du rouge à lèvres, par exemple. La couleur est aussi parfois confondue avec la tonalité. Par exemple dans un ton vert, il y a plusieurs couleurs vertes, plus ou moins claires ou foncées. Une couleur est unique.
Il existe deux systèmes trichromatiques (trois couleurs primaires) :
par synthèse additive, dont les couleurs primaires sont rouge, vert et bleu (RVB) ;et par synthèse soustractive, dont les couleurs primaires sont cyan, magenta et jaune (CMJ).
La couleur du physicien
La couleur, c’est aussi la sensation produite par un rayonnement physiquement défini appelé stimulus. Celui-ci pénètre dans l'œil et est capté par des millions de cônes répartis dans la rétine mais surtout concentrés dans sa partie centrale, la fovéa, siège de la vision la plus distincte.
Pour le physicien, le terme de couleur renvoie donc à la couleur spectrale, c’est-à-dire à la perception sensorielle de l’œil humain en fonction de la longueur d’onde de la lumière qu’il reçoit. Ainsi, une lumière de longueur d’onde 550 nm est perçue comme étant de couleur verte. Le spectre visible est composé des sept couleurs de l’arc-en-ciel, soit rouge, orange, jaune, vert, bleu, indigo et violet. Le vert étant la couleur à laquelle l’œil humain est le plus sensible.
 L’œil humain peut différencier près de huit millions de nuances de couleurs. Pourtant, cet organe si avancé ne donne que peu d’informations à notre cortex pour créer une image. Alors que se passe-t-il exactement lorsque nous voyons ? Unisciel et l’université de Lille 1 nous expliquent, avec le programme Kézako, le fonctionnement de ce surprenant organe. © Unisciel
La production des couleurs
C’est en interagissant (absorption, diffusion, réfraction, interférences ou diffraction) avec la matière que la lumière produit des couleurs. La couleur bleue du ciel est ainsi le résultat d'une combinaison de plusieurs de ces phénomènes.
L’absorption de lumière est l’un des principaux mécanismes qui entrent dans le jeu des couleurs dans la vie courante. En effet, la plupart des matériaux ont pour particularité d’absorber certaines longueurs d’ondes de la lumière. Si, par exemple, les carottes nous apparaissent orange, c’est qu’elles contiennent du bêtacarotène qui absorbe les longueurs d’ondes comprises entre le violet et le vert et réfléchit la partie du spectre allant du rouge au vert.
La couleur du physicien des particules
Le physicien des particules utilise le terme « couleur » pour désigner un nombre quantique attribué aux quarks et aux gluons. Ainsi, les quarks existent en trois couleurs : rouge, bleu et vert. Les hadrons, quant à eux, sont de couleur neutre, c’est-à-dire blancs. Cependant, aucun rapport ici avec une perception visuelle que nous pourrions en avoir.
La notion de charge de couleur a été introduite pour expliquer la coexistence des quarks au sein des hadrons, tout en satisfaisant le principe d’exclusion de Pauli. Aujourd’hui, la chromodynamique quantique joue un rôle important dans le modèle standard de la physique des particules.

Couleur

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Cette repr&eacute;sentation d'artiste nous montre un coucher de [popupdefinition id=3693]Neptune[/popupdefinition] vu depuis la surface du satellite [popupdefinition id=3695]Triton[/popupdefinition]. &copy; Nasa

Un monde glacé

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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.

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