{"id":4183,"date":"2017-08-09T04:58:20","date_gmt":"2017-08-09T02:58:20","guid":{"rendered":"http:\/\/gap47.astrosurf.com\/?page_id=4183"},"modified":"2023-08-31T15:21:28","modified_gmt":"2023-08-31T13:21:28","slug":"glossaire-astronomique","status":"publish","type":"page","link":"https:\/\/gap47.astrosurf.com\/index.php\/ressources\/glossaire-astronomique\/","title":{"rendered":"Glossaire astronomique"},"content":{"rendered":"

Ce glossaire sert \u00e0 expliquer ou compl\u00e9ter des informations sur des mots ou des concepts qu’on peut rencontrer souvent en astronomie. Plusieurs mots ou th\u00e8mes seront abord\u00e9s, faites votre choix ! La liste ci-dessous n’est pas limitative, n’h\u00e9sitez pas \u00e0 nous sugg\u00e9rer par e-mail d’autres sujets ou th\u00e8mes que vous souhaiteriez voir dans cette liste. D’autres sujets, plus complexes et\/ou plus volumineux ne seront pas trait\u00e9s dans ce glossaire. Vous pourrez les trouver g\u00e9n\u00e9ralement dans \u00ab nos documents pdf \u00bb.
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Vous pouvez aller directement \u00e0 la section qui vous int\u00e9resse en cliquant sur l’un des choix ci-dessous. Vous pourrez ensuite revenir directement ici avec la fl\u00e8che retour de votre navigateur.<\/em><\/span><\/p>\n

1) Albedo<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 2) Apoapside, P\u00e9riapside – Aph\u00e9lie, P\u00e9rih\u00e9lie<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 3) Assistance gravitationnelle<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 4) Chondrites<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 5) Distances et unit\u00e9s de distance en astronomie<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 6) \u00c9cliptique<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 7) Kelvin<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 8) Kepler (Lois de Kepler)<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 9) G\u00e9ocentrisme contre H\u00e9liocentrisme<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 10) Newton (Lois de Newton sur le mouvement et la gravitation)<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 11) Lagrange (Les points de Lagrange)<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 12) Libration<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 13) Nutation<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 14) Ondes gravitationnelles<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 15) Ph\u00e9mus<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 16) Plan\u00e8tes naines et petits corps (d\u00e9nominations)<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 17) Pr\u00e9cession des \u00e9quinoxes<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 18) Quasi-satellites<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 19) Rotation synchrone (g\u00e9n\u00e9ralement d’un satellite)<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 20) Saturne : pr\u00e9cisions sur les divisions et les \u00ab\u00a0annelets\u00a0\u00bb de la plan\u00e8te<\/a><\/strong><\/span><\/span>
\n 21) Tholins<\/a><\/strong><\/span><\/span>
\n 22) Point vernal, ascension droite, d\u00e9clinaison, coordonn\u00e9es \u00e9quatoriales<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 23) Aurores polaires<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 24) Le diagramme de Hertzsprung-Russel<\/span><\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 25) P\u00e9riode synodique<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 26) Lumi\u00e8re cendr\u00e9e<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 27) Quasars<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 28) Pulsars<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 29) \u00c9toiles \u00e0 neutrons<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n 30) Les trous noirs<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n31) Ast\u00e9ro\u00efdes, ast\u00e9ro\u00efdes g\u00e9ocroiseurs, ast\u00e9ro\u00efdes troyens, centaures<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n32) Analemme<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n33) Le mouvement r\u00e9trograde des plan\u00e8tes<\/a><\/strong><\/span>
\n34) Classification des \u00e9toiles selon leur couleur (et donc leur temp\u00e9rature)<\/a><\/strong><\/span>
\n35) Groupes de galaxies, amas, superamas<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n36) \u00c9toiles filantes, Radiant, M\u00e9t\u00e9ores, Bolides, etc.<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n37) Ann\u00e9e besselienne<\/a><\/span><\/strong><\/span>
\n38) Etoiles Wolf-Rayet<\/a><\/span><\/strong>
\n39) Globules de Bok<\/a><\/span><\/strong>
\n40) Objets Herbig-Haro<\/a><\/span><\/strong><\/p>\n

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1) Albedo<\/span><\/strong> : L’alb\u00e9do ou albedo (sans accent), est le pouvoir r\u00e9fl\u00e9chissant d’une surface, soit le rapport de l’\u00e9nergie lumineuse r\u00e9fl\u00e9chie \u00e0 l’\u00e9nergie lumineuse incidente. C’est une grandeur sans dimension, comparable \u00e0 la r\u00e9flectivit\u00e9, mais d’application plus sp\u00e9cifique, utilis\u00e9e notamment en astronomie et climatologie ainsi qu’en g\u00e9ologie. Le mot, d’origine latine signifiant blancheur<\/em>, a \u00e9t\u00e9 introduit au XVIIIe<\/sup> si\u00e8cle en optique et en astronomie par le math\u00e9maticien et astronome suisse Johann Heinrich Lambert. L’alb\u00e9do, dans sa d\u00e9finition la plus courante dite alb\u00e9do de Bond, est une valeur comprise entre 0 et 1 : un corps noir parfait, qui absorberait toutes les longueurs d’onde sans en r\u00e9fl\u00e9chir aucune, aurait un alb\u00e9do nul, tandis qu’un miroir parfait, qui r\u00e9fl\u00e9chirait toutes les longueurs d’onde, sans en absorber une seule, aurait un alb\u00e9do \u00e9gal \u00e0 1. D’autres d\u00e9finitions, dont celle de l’alb\u00e9do g\u00e9om\u00e9trique, peuvent donner des valeurs sup\u00e9rieures \u00e0 1.<\/span><\/p>\n

L’alb\u00e9do est utilis\u00e9 en astronomie pour avoir une id\u00e9e de la composition d’un corps trop froid pour \u00e9mettre sa propre lumi\u00e8re, en mesurant la r\u00e9flexion d’une source lumineuse externe, comme le Soleil. On peut diff\u00e9rencier ainsi facilement les plan\u00e8tes gazeuses, qui ont un fort alb\u00e9do, des plan\u00e8tes telluriques qui ont elles, un alb\u00e9do faible. Les astronomes ont affin\u00e9 cette d\u00e9finition en distinguant d’une part l’alb\u00e9do de Bond, correspondant \u00e0 la r\u00e9flectivit\u00e9 globale d’un astre pour toutes les longueurs d’onde et tous angles de phase confondus, et d’autre part l’alb\u00e9do g\u00e9om\u00e9trique, correspondant au rapport entre l’intensit\u00e9 \u00e9lectromagn\u00e9tique r\u00e9fl\u00e9chie par un astre \u00e0 angle de phase nul et l’intensit\u00e9 \u00e9lectromagn\u00e9tique r\u00e9fl\u00e9chie \u00e0 angle de phase nul par une surface \u00e9quivalente \u00e0 r\u00e9flectance id\u00e9alement lambertienne (c’est-\u00e0-dire isotrope quel que soit l’angle de phase) : cons\u00e9quences de ces d\u00e9finitions, l’alb\u00e9do de Bond est toujours compris entre 0 et 1, tandis que l’alb\u00e9do g\u00e9om\u00e9trique peut \u00eatre sup\u00e9rieur \u00e0 1.<\/span><\/p>\n

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2) Apoapside, P\u00e9riapside – Aph\u00e9lie, P\u00e9rih\u00e9lie<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

a) Apoapside  et <\/strong>p\u00e9riapside<\/strong> :<\/strong><\/span><\/p>\n

Un diagramme de Kepler des \u00e9l\u00e9ments orbitaux. <\/em>F<\/strong> est le p\u00e9riapse, H<\/strong> est l\u2019apoapse, <\/em><\/span>la ligne rouge entre eux est la ligne des apsides. \u2193<\/span>
\n<\/em><\/span><\/p>\n

\"\"<\/a>L’apoapside<\/span><\/strong>, apoapse, apside sup\u00e9rieure ou apocentre est le point de l’orbite d’un objet c\u00e9leste o\u00f9 la distance est maximale par rapport au foyer de l’orbite (point H sur la figure ci-contre).<\/span><\/p>\n

Son antonyme est p\u00e9riapside<\/strong>, p\u00e9riapse<\/em>, ou p\u00e9ricentre<\/em> (point F sur la figure ci-contre). Ces deux points extr\u00eames (p\u00e9riapside<\/em> et apoapside<\/em>) sont d\u00e9sign\u00e9s ensemble sous le terme g\u00e9n\u00e9rique de apsides. Attention, le \u00ab Foyer \u00bb de l\u2019orbite d\u2019un astre n\u2019est g\u00e9n\u00e9ralement pas le centre de l\u2019ellipse de sa r\u00e9volution autour de son \u00e9toile ou de sa plan\u00e8te. On utilise g\u00e9n\u00e9ralement ces termes pour des satellites (naturels ou pas), car dans le cas d\u2019une plan\u00e8te autour de son \u00e9toile on parlera d\u2019aph\u00e9lie<\/strong> et de p\u00e9rih\u00e9lie<\/strong> (en grec h\u00e9lios veut dire soleil<\/em>).<\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

b) Aph\u00e9lie et p\u00e9rih\u00e9lie <\/strong>:<\/span><\/p>\n

Le p\u00e9rih\u00e9lie<\/strong> est le point de la trajectoire d’un objet c\u00e9leste en orbite h\u00e9liocentrique (autour du soleil) qui est le plus proche de l’\u00e9toile autour de laquelle il tourne.<\/span><\/p>\n

L\u2019<\/strong>aph\u00e9lie<\/strong> est, au contraire, le point de la trajectoire d’un objet c\u00e9leste en orbite h\u00e9liocentrique qui est le plus \u00e9loign\u00e9 de l’\u00e9toile autour de laquelle il tourne.<\/span><\/p>\n

On a ci-dessous le sch\u00e9ma simplifi\u00e9 de l’orbite de la Terre autour du Soleil, montrant ces deux points particuliers que sont l’aph\u00e9lie<\/em> et le p\u00e9rih\u00e9lie.<\/em> \"\"<\/span><\/p>\n

L’ellipticit\u00e9 est volontairement exag\u00e9r\u00e9e sur ce sch\u00e9ma, l’orbite de la Terre \u00e9tant en pratique tr\u00e8s proche d’un cercle. En effet, \u00e0 son p\u00e9rih\u00e9lie la Terre est \u00e0 0,9833 UA du soleil contre 1,0167 UA \u00e0 l\u2019aph\u00e9lie, soit 3,2 % de diff\u00e9rence de distance.<\/span><\/p>\n

Le p\u00e9rih\u00e9lie se situe dans le temps terrestre entre le 2 et le 5 janvier et l\u2019aph\u00e9lie entre le 3 et le 7 juillet.<\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

Il existe de nombreux mots sp\u00e9cifiques pour qualifier les points les plus pr\u00e8s (p\u00e9ri-<\/strong>) et les plus loins (apo-<\/strong>) d’objets en rotation elliptique autour d’autres objets. Exemple, dans le cas d’un objet (par exemple un satellite) en orbite elliptique autour de Neptune, on parlera de \u00ab\u00a0p\u00e9ripos\u00e9ide\u00a0\u00bb au plus pr\u00e8s et \u00ab\u00a0d’Apopos\u00e9ide\u00a0\u00bb au plus loin. Notons que ces mots sont tr\u00e8s rarement employ\u00e9s dans la pratique. \u00c0 titre de curiosit\u00e9, les voici :<\/span><\/p>\n

Points les plus proches, pr\u00e9fixe P\u00e9ri-<\/strong><\/span><\/em><\/p>\n

Galaxie : P\u00e9rigalacticon<\/span>
\nTrou noir : P\u00e9rim\u00e9lasme<\/span>
\n\u00c9toile : P\u00e9riastre<\/span>
\nSoleil : P\u00e9rih\u00e9lie<\/span>
\nMercure : P\u00e9riherme<\/span>
\nV\u00e9nus : P\u00e9ricyth\u00e8re<\/span>
\nTerre : P\u00e9rig\u00e9e<\/span>
\nLune : P\u00e9ris\u00e9l\u00e8ne<\/span>
\nMars : P\u00e9riar\u00e9e<\/span>
\nJupiter : P\u00e9riz\u00e8ne<\/span>
\nSaturne : P\u00e9rikrone<\/span>
\nUranus : P\u00e9riourane<\/span>
\nNeptune : P\u00e9ripos\u00e9ide<\/span>
\nPluton : P\u00e9rihade<\/span><\/p>\n

 <\/p>\n

Points les plus lointains, pr\u00e9fixe Apo-<\/strong><\/span><\/em><\/p>\n

Galaxie : Apogalacticon<\/span>
\nTrou noir : Apom\u00e9lasme<\/span>
\n\u00c9toile : Apoastre<\/span>
\nSoleil : Aph\u00e9lie<\/span>
\nMercure : Apherme<\/span>
\nV\u00e9nus : Apocyth\u00e8re<\/span>
\nTerre : Apog\u00e9e<\/span>
\nLune : Apos\u00e9l\u00e8ne<\/span>
\nMars : Apoar\u00e9e<\/span>
\nJupiter : Apoz\u00e8ne<\/span>
\nSaturne : Apokrone<\/span>
\nUranus : Apourane<\/span>
\nNeptune : Apopos\u00e9ide<\/span>
\nPluton : Aphade<\/span><\/p>\n

NB : Les suffixes correspondent g\u00e9n\u00e9ralement \u00e0 l’\u00e9tymologie des noms des dieux grecs associ\u00e9s aux plan\u00e8tes du syst\u00e8me solaire.<\/span><\/em><\/strong>
\n-H\u00e9lie, Helios le Soleil en grec, Sol chez les romains.<\/span>
\n-Herme, le dieu grec Herm\u00e8s, Mercure chez les romains.<\/span>
\n -Cyth\u00e8re, lieu de naissance de la d\u00e9esse grecque Aphrodite, V\u00e9nus chez les romains.<\/span>
\n– G\u00e9e, la Terre chez les grecs (ou G\u00e9 ou Ga\u00efa), Tellus chez les romains.<\/span>
\n-Ar\u00e9e, Ar\u00e8s le dieu grec de la guerre, Mars chez les romains.<\/span>
\n-Z\u00e8ne, vient du dieu grec Zeus, Jupiter chez les romains.<\/span>
\n-Krone, du dieu grec Kronos ou Cronos, Saturne chez les romains.<\/span>
\n-Ourane, dieu grec Ouranos, Uranus chez les romains.<\/span>
\n-Pos\u00e9ide, du dieu grec de la mer, Pos\u00e9idon, Neptune chez les romains.<\/span>
\n-Hade, du dieu grec des enfers Had\u00e8s, Pluton chez les romains.<\/span><\/p>\n

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<\/a>–<\/p>\n

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3) Assistance gravitationnelle<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

Quand on envoie des sondes dans l’espace, notamment vers des plan\u00e8tes plus ou moins lointaines, on est confront\u00e9 \u00e0 deux probl\u00e8mes : la vitesse de d\u00e9placement de la sonde qui nous fera arriver plus t\u00f4t ou plus tard vers l’objectif choisi et la consommation de carburant.
\n<\/span><\/p>\n

Les sondes spatiales, une fois lanc\u00e9es dans l’espace n’ont pas besoin de consommer beaucoup de carburant pour avancer car elles sont dans le vide, rien ne les ralentit, elles sont en vol \u00ab\u00a0ballistique\u00a0\u00bb, \u00e0 vitesse constante. Le principal probl\u00e8me est d’\u00e9chapper \u00e0 l’attraction terrestre, puis d’acc\u00e9l\u00e9rer suffisamment pour atteindre une vitesse suffisante pour r\u00e9ussir la mission. La fus\u00e9e lanceuse doit faire fonctionner ses moteurs gr\u00e2ce \u00e0 du carburant. Mais la fus\u00e9e est g\u00e9n\u00e9ralement \u00e9norme (et donc lourde) et elle doit emporter la sonde et beaucoup de carburant pour effectuer des corrections de trajectoire puis, \u00e0 la fin, pour d\u00e9c\u00e9l\u00e9rer et se mettre en orbite autour de la plan\u00e8te cible. Ces grandes quantit\u00e9s de carburant g\u00e9n\u00e8rent aussi un surpoids et donc une surconsommation de carburant : c’est un cercle vicieux !<\/span> <\/span><\/p>\n

Les ing\u00e9nieurs de diff\u00e9rents pays ont trouv\u00e9 une astuce qui va permettre d’acc\u00e9l\u00e9rer la sonde en ne d\u00e9pensant qu’un minimum de carburant : l’acc\u00e9l\u00e9ration gravitationnelle<\/strong>.<\/span><\/p>\n

Cette m\u00e9thode consiste \u00e0 passer tr\u00e8s pr\u00e8s d’une plan\u00e8te en arrivant derri\u00e8re elle dans le sens de son orbite pour b\u00e9n\u00e9ficier de l’attraction de la plan\u00e8te (loi de Newton) qui va donner \u00e0 la sonde une vitesse suppl\u00e9mentaire. On pourrait croire que cette attraction va jouer dans les deux sens et donc s’annuler car la sonde acc\u00e9l\u00e8re quand elle est derri\u00e8re la plan\u00e8te et la rattrape, mais elle va \u00eatre ralentie une fois la plan\u00e8te d\u00e9pass\u00e9e, car l’attraction va jouer n\u00e9gativement ! C’est parfaitement exact, ces deux phases s’annulent et le gain serait nul si la plan\u00e8te \u00e9tait immobile ! Mais c’est oublier un troisi\u00e8me facteur qui est la vitesse de la plan\u00e8te elle-m\u00eame dans sa r\u00e9volution autour du Soleil; c’est cette vitesse qui va produire l’acc\u00e9l\u00e9ration d\u00e9sir\u00e9e.<\/span><\/p>\n

Dans la premi\u00e8re phase on aura un total de vitesse sonde + effet de la gravit\u00e9 + vitesse plan\u00e8te. Dans la seconde on aura un total de vitesse sonde – effet de la gravit\u00e9 + vitesse plan\u00e8te. On est donc gagnant. Ce bonus est d’autant plus important que l’on passe le plus pr\u00e8s possible de la plan\u00e8te.<\/span><\/p>\n

\"\"<\/a><\/p>\n

Prenons le cas de la sonde Cassini-Huygens, partie le 15\/10\/1997 de Cap Kennedy, en route vers Saturne. Malgr\u00e9 la puissance de son lanceur, Cassini-Huygens ne peut pas parvenir sur sa seule lanc\u00e9e jusqu’\u00e0 Saturne. Pour y parvenir, il aurait \u00e9t\u00e9 n\u00e9cessaire que la fus\u00e9e Titan puisse acc\u00e9l\u00e9rer la sonde spatiale \u00e0 une vitesse de 15,1 km\/s <\/span>or, compte tenu de la masse de celle-ci, le lanceur n’a pu lui communiquer qu’une vitesse de 12,4<\/span> km\/s<\/span>. Les concepteurs de la mission ont donc pr\u00e9vu d’obtenir la vitesse manquante en utilisant l’assistance gravitationnelle de V\u00e9nus (deux fois) et de la Terre. Une derni\u00e8re assistance gravitationnelle de Jupiter est utilis\u00e9e pour raccourcir la dur\u00e9e du voyage. La sonde spatiale se dirige d’abord vers V\u00e9nus. Comme elle se rapproche du Soleil, la vaste parabole de l’antenne grand gain est interpos\u00e9e entre l’astre et le corps de l’engin spatial, pour limiter l’\u00e9chauffement. Le 27 avril 1998, Cassini fr\u00f4le la plan\u00e8te en passant \u00e0 287 km de la surface, ce qui lui permet d’infl\u00e9chir sa trajectoire de 70\u00b0, acc\u00e9l\u00e8re de 3,7<\/span> km\/s<\/span> (dans le r\u00e9f\u00e9rentiel h\u00e9liocentrique) et la place sur une orbite dont l’aph\u00e9lie se situe au-del\u00e0 de Mars. Le 3 d\u00e9cembre 1998 la propulsion principale est utilis\u00e9e pour effectuer une importante correction de vitesse (et donc de trajectoire) de 452 m\/s<\/span><\/abbr>, qui ram\u00e8ne la sonde spatiale pour la deuxi\u00e8me fois au-dessus de V\u00e9nus, le 24 juin 1999 \u00e0 603 km d’altitude. Avec l’acc\u00e9l\u00e9ration obtenue (3,1<\/span> km\/s<\/span> dans le r\u00e9f\u00e9rentiel h\u00e9liocentrique), la sonde spatiale survole la Terre seulement 56 jours plus tard, \u00e0 une altitude de 1 166 km le 18 ao\u00fbt 1999. L’assistance gravitationnelle li\u00e9e \u00e0 ce survol procure \u00e0 son tour une acc\u00e9l\u00e9ration suppl\u00e9mentaire de 4,1<\/span> km\/s<\/span>, et porte la vitesse de la sonde spatiale \u00e0 19,1<\/span> km\/s<\/span>, ce qui lui permet d\u00e9sormais, apr\u00e8s avoir encore acc\u00e9l\u00e9r\u00e9 au passage de Jupiter, d’atteindre Saturne le 1er<\/sup> juillet 2004, soit en un peu moins de sept ans. <\/span><\/p>\n

D\u00e9roulement du parcours de la sonde Cassini-Huygens \u2193<\/em><\/span>\"\"<\/p>\n

 <\/p>\n

Il faut aussi noter, et c’est tr\u00e8s important, que l’assistance gravitationnelle peut aussi servir dans un autre cas : celui o\u00f9 l’on cherche \u00e0 ralentir une sonde.<\/strong><\/em> Les cas les plus connus concernent surtout les sondes envoy\u00e9es vers les plan\u00e8tes \u00ab\u00a0int\u00e9rieures\u00a0\u00bb, V\u00e9nus et Mercure. En effet, quand on essaie de gagner du temps pour aller vers l’une de ces deux plan\u00e8tes et que l’on veut se mettre en orbite autour de l’une d’elles, il faut tr\u00e8s fortement ralentir pour pouvoir le faire. C’est d’autant plus essentiel que l’on se rapproche du Soleil, dont l’influence gravitationnelle devient \u00e9norme. <\/span><\/p>\n

Ici, contrairement \u00e0 l’acc\u00e9l\u00e9ration o\u00f9 l’on d\u00e9passe la plan\u00e8te dans le sens de son mouvement orbital pour b\u00e9n\u00e9ficier de sa vitesse propre, on va la prendre \u00ab\u00a0\u00e0 l’envers\u00a0\u00bb… On ne va pas d\u00e9passer la plan\u00e8te, mais la croiser \u00e0 contre-sens. De cette fa\u00e7on la vitesse de la plan\u00e8te ne s’ajoutera pas \u00e0 celle de la sonde, mais, au contraire, va se retrancher !<\/span><\/strong><\/em><\/span><\/p>\n

Un excellent exemple en cours est celui de la sonde lanc\u00e9e en octobre 2018 par l’ESA (agence spatiale europ\u00e9enne) et la JAXA (agence spatiale japonaise), BepiColombo<\/strong>, une grosse sonde de 4.100 kg. Cette sonde doit am\u00e9liorer dans beaucoup de domaines notre connaissance de Mercure, la plan\u00e8te la plus petite et la plus proche du Soleil. Elle devrait se mettre en orbite fin 2025. Du fait de la proximit\u00e9 du Soleil la sonde spatiale est soumise \u00e0 des temp\u00e9ratures oscillant entre \u2212180 \u00b0C<\/span> et +450 \u00b0C <\/span>qui n\u00e9cessitent le recours \u00e0 diff\u00e9rentes dispositifs (bouclier thermique) pour la prot\u00e9ger. Par ailleurs pour parvenir \u00e0 se mettre en orbite autour de Mercure, BepiColombo doit \u00e9norm\u00e9ment r\u00e9duire sa vitesse : pour remplir cet objectif la sonde spatiale utilise une propulsion ionique, seule capable de produire une telle d\u00e9c\u00e9l\u00e9ration sans imposer une trop grande masse d’ergols. Elle suit par ailleurs une trajectoire complexe d’une dur\u00e9e de 7,2 ans, durant laquelle elle survolera une fois la Terre, 2 fois V\u00e9nus et 6 fois Mercure, dont l’assistance gravitationnelle compl\u00e8te l’action de la propulsion. Notons que sur les six survols de Mercure par BepiColombo, les trois derniers ne sont pas r\u00e9ellement des assistances gravitationnelles mais bien plut\u00f4t des pr\u00e9parations \u00e0 la mise en orbite mercurienne.<\/span><\/p>\n

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\u2191  Vitesse (km\/s) et distance (millions km) par rapport \u00e0 Mercure de BepiColombo entre le 20 octobre 2018 (lancement) et fin 2025 (insertion en orbite autour de la plan\u00e8te) durant son transit entre la Terre Mercure. Les cercles rouges correspondent aux survols de plan\u00e8te (avec assistance gravitationnelle).<\/span><\/em><\/span><\/p>\n

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4) Chondrites<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

C\u2019est un terme utilis\u00e9 en plan\u00e9tologie pour d\u00e9signer un certain type de m\u00e9t\u00e9orites pierreuses (moins de 35 % de m\u00e9tal). Cette cat\u00e9gorie renferme les m\u00e9t\u00e9orites les plus primitives et est elle-m\u00eame divis\u00e9e en plusieurs sous-groupes de m\u00e9t\u00e9orites : notamment les chondrites ordinaires<\/em>, les chondrites carbon\u00e9es<\/em> et les chondrites \u00e0 enstatite<\/em>. La caract\u00e9ristique des chondrites est de contenir des chondres. Ceux-ci sont des billes submillim\u00e9triques, majoritairement form\u00e9es de silicates; le mod\u00e8le standard de leur formation initiale est qu’ils sont engendr\u00e9s lors de la condensation de la n\u00e9buleuse solaire, sous l’effet de d\u00e9charges \u00e9lectriques au sein du nuage proto-solaire de poussi\u00e8re cosmique. Ces roches sont les plus anciennes du Syst\u00e8me solaire d’une part en raison de l’\u00e2ge auquel leurs diff\u00e9rents \u00e9l\u00e9ments se sont rassembl\u00e9s, d’autre part en raison du peu de transformation qu’ont subi ces \u00e9l\u00e9ments depuis qu’ils ont form\u00e9 des min\u00e9raux. Les chondrites sont consid\u00e9r\u00e9es comme les premiers \u00e9l\u00e9ments \u00e0 partir desquels se sont form\u00e9es les plan\u00e8tes. Les m\u00e9t\u00e9orites pierreuses de type chondrite proviennent de la surface de petits ast\u00e9ro\u00efdes qui ne se sont pas diff\u00e9renci\u00e9s depuis leur formation il y a 4,56 milliards d’ann\u00e9es, en m\u00eame temps que le Syst\u00e8me solaire. Les m\u00e9t\u00e9orites provenant d’ast\u00e9ro\u00efdes plus gros, voire de plan\u00e8tes comme Mars ou la Lune sont des roches dites fortement diff\u00e9renci\u00e9es, c’est-\u00e0-dire dont la composition chimique et\/ou min\u00e9ralogique a \u00e9t\u00e9 compl\u00e8tement modifi\u00e9e par rapport au mat\u00e9riau primitif<\/em> que repr\u00e9sentent les chondrites; elles sont class\u00e9es comme achondrites. Les m\u00e9t\u00e9orites pierreuses sont assez proches des roches terrestres, en ce sens qu\u2019elles contiennent en majorit\u00e9 des silicates, lesquels composent la plus grande partie des roches de notre plan\u00e8te. Certaines chondrites contiennent des min\u00e9raux hydrat\u00e9s (argiles), des inclusions min\u00e9rales riches en calcium et en aluminium r\u00e9fractaires (CAI pour Ca-Al-rich Inclusion<\/em>, dont l’\u00e2ge radio-chronm\u00e9triquement mesur\u00e9 montre qu’ils sont parmi les premiers objets form\u00e9s dans le syst\u00e8me solaire dont nous avons la trace) et des grains pr\u00e9-solaires. Le tout est noy\u00e9 dans une matrice silicat\u00e9e amorphe.<\/span><\/p>\n

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5) Distances et unit\u00e9s de distance en astronomie<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n

En astronomie on utilise, selon les cas, diff\u00e9rentes unit\u00e9s de distance :<\/span><\/p>\n

a) Le kilom\u00e8tre (km), on est vite d\u00e9pass\u00e9 par le nombre de z\u00e9ros qu’on doit mettre derri\u00e8re, mais c’est une unit\u00e9 qui parle \u00e0 tout le monde. On s’en sert pour pr\u00e9ciser le diam\u00e8tre d’une plan\u00e8te ou d’un satellite, l’\u00e9paisseur d’une atmosph\u00e8re ou encore la distance Terre-Lune.<\/span><\/p>\n

b) L’unit\u00e9 astronomique (ua ou UA) qui est une unit\u00e9 qui sert essentiellement aux distances dans le syst\u00e8me solaire ou dans les syst\u00e8mes plan\u00e9taires d’autres \u00e9toiles que la n\u00f4tre.<\/span><\/p>\n

c) L’ann\u00e9e-lumi\u00e8re (al ou AL), (unit\u00e9 de distance et pas de temps!) utile pour les tr\u00e8s grandes distances galactiques, \u00e9toiles de la Voie Lact\u00e9e, etc.<\/span><\/p>\n

d) Le Parsec enfin, tr\u00e8s utilis\u00e9 par les astronomes professionnels et les astrophysiciens.<\/span><\/p>\n

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a) Le kilom\u00e8tre<\/strong> : nul besoin d’explication, c’est 1.000 fois l’unit\u00e9 de distance internationale (le m\u00e8tre), l’unit\u00e9 est connue de tous.<\/span><\/p>\n

b) L’unit\u00e9 astronomique (ua)<\/strong> est tr\u00e8s utile pour comparer les distances dans le syst\u00e8me solaire. Il n’est pas tr\u00e8s \u00ab\u00a0parlant\u00a0\u00bb \u00e0 l’esprit de dire que Neptune est en moyenne \u00e0 4.503.443.661 kilom\u00e8tres du Soleil…
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On a donc invent\u00e9 l’unit\u00e9 astronomique pour \u00e9viter ces chiffres \u00e0 rallonges. Une unit\u00e9 astronomique c’est la distance moyenne entre la Terre et le Soleil, soit environ 150 millions de km (exactement 149 597 870 700<\/span> m\u00e8tres ou 149 597 870,7 km). Retenez l’arrondi de 150 millions de km.
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c) l’ann\u00e9e-lumi\u00e8re (al)<\/strong>, qui est bien une distance : c’est la distance que parcourt la lumi\u00e8re dans le vide en une ann\u00e9e. La lumi\u00e8re se d\u00e9place \u00e0 pr\u00e8s de 300.000 kilom\u00e8tres par seconde (299 792,458 km\/s exactement). Il suffit de faire la multiplication pour arriver \u00e0 : 365,25 j\/an x 86 400 s\/j x 299 792 458 m\/s = 9 460 730 472 580 800 m\u00e8tres par an, soit environ 9 460 milliards de kilom\u00e8tres ! Difficilement concret au niveau de notre cerveau. Pourtant cette mesure est bien utile dans les galaxies et les espaces inter-galactiques. Il suffit de savoir que notre galaxie (la Voie Lact\u00e9e) a un diam\u00e8tre d’environ 100 000 al et une \u00e9paisseur de 15 000 al pour se rendre compte de l’impossibilit\u00e9 de mettre un chiffre en kilom\u00e8tres ou m\u00eame en ua pour mesurer une galaxie. C’est \u00e9galement parlant pour les \u00e9toiles : savoir que V\u00e9ga (de la Lyre) est \u00e0 25 al, alors que sa voisine Deneb (du Cygne) est \u00e0 1 550 al nous montre que le ciel est en 3D, m\u00eame si nous ne le voyons optiquement qu’en 2D.
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d) le parsec<\/strong>, (symbole pc<\/strong>) est une unit\u00e9 de longueur utilis\u00e9e en astronomie. Son nom vient de la contraction de \u00ab par<\/strong>allaxe-sec<\/strong>onde \u00bb.<\/span><\/p>\n

Le parsec \u00e9tait d\u00e9fini historiquement comme \u00e9tant la distance \u00e0 laquelle une unit\u00e9 astronomique (ua) sous-tend un angle d\u2019une seconde d’arc. Un parsec vaut 3,085 678\u00d71016<\/sup> m, soit environ 206 265 unit\u00e9s astronomiques ((1\/tan(1″)) ua exactement) ou 3,2616 ann\u00e9es-lumi\u00e8re. La nouvelle d\u00e9finition officielle de 2012 de l’UAI (Union Astronomique Internationale) est l\u00e9g\u00e8rement diff\u00e9rente, mais on arrive au m\u00eame chiffre. Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment souvent les distances des objets astronomiques en parsecs plut\u00f4t qu\u2019en ann\u00e9es-lumi\u00e8re. Cette unit\u00e9 permet une conversion directe des valeurs observ\u00e9es en distance : si la parallaxe annuelle d\u2019une \u00e9toile est mesur\u00e9e en secondes d\u2019arc, alors la distance entre cette \u00e9toile et le Soleil, exprim\u00e9e en parsecs, est \u00e9gale \u00e0 l\u2019inverse de cette valeur. La magnitude absolue et le module de distance sont deux unit\u00e9s d\u00e9riv\u00e9es du parsec, et l’expression des distances en parsecs facilite la manipulation de ces donn\u00e9es.<\/span><\/p>\n

Cette unit\u00e9 r\u00e9sulte de l\u2019utilisation d\u2019une m\u00e9thode trigonom\u00e9trique dite \u00ab m\u00e9thode de la parallaxe \u00bb, servant \u00e0 d\u00e9terminer la distance s\u00e9parant un observateur d\u2019un objet \u00e9loign\u00e9 quelconque, \u00e0 la mesure de la distance des objets c\u00e9lestes<\/span><\/p>\n\n\n\n
\"\" <\/td>\nSur la figure, (d\u2019\u00e9chelle tr\u00e8s r\u00e9duite et ne respectant pas les valeurs angulaires), S est le Soleil, T la Terre et P un objet situ\u00e9 \u00e0 un parsec du Soleil : par d\u00e9finition, l\u2019angle du haut est \u00e9gal \u00e0 une seconde d\u2019arc (1\u2033) et la distance TS vaut une unit\u00e9 astronomique (1 UA). Gr\u00e2ce aux r\u00e8gles de trigonom\u00e9trie, il est possible de calculer SP :<\/span><\/p>\n

SP = TS\/tan 1\u2019\u2019 soit environ 206 264,80624548 UA<\/span>
\nComme 1 UA = 1,49597870700 x 1011<\/sup> m<\/span>
\non a 1 pc = 206 264,80624548 x 1,49597870700 x 1011<\/sup> m<\/span>
\net donc 1 pc = 3,0856775814672 x 1016<\/sup> m<\/span>
\n donc 1 pc = 3,2616 ann\u00e9es-lumi\u00e8re<\/span><\/p>\n

Le choix d’une d\u00e9finition arbitraire mais d\u00e9sormais fixe de l’unit\u00e9 astronomique explique la pr\u00e9cision des valeurs pr\u00e9c\u00e9dentes, qui pourrait surprendre a priori, et est toute th\u00e9orique; les mesures astronomiques, en particulier celles des parallaxes, \u00e9tant en pratique bien rarement meilleures qu’\u00e0 1 % pr\u00e8s.<\/span><\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

L\u2019\u00e9toile la plus proche du Soleil, \u03b1 Cen C (Proxima Centauri), se trouve \u00e0 1,316 parsec (4,28 ann\u00e9es-lumi\u00e8re). Les distances des autres objets c\u00e9lestes n\u2019appartenant pas au syst\u00e8me solaire sont bien plus grandes et se mesurent couramment en kiloparsecs (symbole kpc<\/strong>) ou m\u00e9gaparsecs (symbole Mpc<\/strong>). Les parallaxes ont des valeurs faibles : 0,76\u2033 pour Proxima Centauri; aussi, la m\u00e9thode parallactique ne permet gu\u00e8re de d\u00e9terminer des distances stellaires sup\u00e9rieures \u00e0 100 parsecs environ, ce qui correspond \u00e0 des mesures de parallaxe inf\u00e9rieures \u00e0 10 millisecondes d\u2019arc. Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lanc\u00e9 par l\u2019Agence spatiale europ\u00e9enne, a mesur\u00e9 la parallaxe d\u2019environ 100 000 \u00e9toiles avec une pr\u00e9cision sup\u00e9rieure \u00e0 la milliseconde d\u2019arc, ce qui a permis de d\u00e9terminer la distance d\u2019\u00e9toiles \u00e9loign\u00e9es de nous de plus d\u2019un kiloparsec.<\/span><\/p>\n

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En r\u00e9sum\u00e9 :<\/span><\/strong><\/span><\/p>\n