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Orange et Vert Net et Simple Processus Infographie

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Le système solaire à l'échelle du pixel 

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Le système solaire à l'échelle du pixel 

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Voyage dans le Système solaire à l’echelle

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Toms Guide : actualités high-tech et logiciels

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Accueil " Actualité " Ce site génial vous permet d'explorer l'espace depuis chez vous

La NASA vous permet d'arpenter le système solaire depuis votre écran grâce à son outil Eyes on the Solar System. Un bon moyen d'approfondir ses connaissances de manière ludique.

Un site interactif pour les passionnés d'astronomie - Crédit : NASA

La NASA vient de mettre à jour son site Eyes on the Solar System. Celui-ci permet aux passionnés d'arpenter l'espace à leur guise directement depuis l'écran de leur ordinateur. De quoi leur offrir un aperçu unique du système solaire et de ses planètes. Il est aussi possible de simuler l'atterrissage d'engins comme le rover Perseverance qui a repéré récemment un rocher en forme de chat. La plateforme permet en outre d'en apprendre plus sur les missions passées via des reconstitutions interactives.

Globalement, cette plateforme est une mine d'or pour les étudiants et les férus d'astronomie soucieux d'approfondir leurs connaissances sur le système solaire. Notez toutefois que cet outil ne vient pas juste d'émerger. Il existait déjà depuis belle lurette sous forme d'application. Désormais, il est également disponible sur le site de la NASA. Une bonne chose puisqu'il est plus pratique de l'exploiter sur l'écran d'un ordinateur.

Suivre les missions en cours de la NASA

Le site devrait probablement permettre de garder un œil sur la future mission Artemis I une fois qu'elle aura démarré. Pour rappel, la NASA l'a décalée au 27 septembre. La mise à jour de cet outil semble ainsi coïncider avec le démarrage imminent de la mission. Outre l'exploration du système solaire et de ses planètes, le site de la NASA est ainsi un bon outil pour suivre les manœuvres en cours.

On peut ainsi d'ores et déjà s'intéresser aux missions spatiales déjà enclenchées comme DART qui devrait atteindre son paroxysme à la fin du mois. Celle-ci consistera à envoyer un vaisseau spatial percuter un astéroïde pour tenter de dévier sa trajectoire. Un moyen d'éprouver cette méthode de défense planétaire en cas de véritable menace.

Pour découvrir le site interactif de la NASA, c'est par ici.

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Ce site génial vous permet d'explorer l'espace depuis chez vous

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Accueil " Actualité " Ce site génial vous permet d'explorer l'espace depuis chez vous La NASA vous permet d'arpenter le système solaire depuis votre écran grâce à son outil Eyes on the Solar System. Un bon moyen d'approfondir ses connaissances de manière ludique. La NASA vient de mettre à jour son site Eyes on the Solar System.

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Une étape majeure a été franchie dans la quête de traces de vie ancienne sur Mars avec la collecte d'échantillons "les plus précieux" jusqu'ici.

Le rover Perseverance a franchi une étape majeure dans sa quête de traces de vie ancienne sur Mars avec la collecte des échantillons " les plus précieux " jusqu'ici, contenant de potentielles biosignatures qui devront être confirmées une fois sur Terre, a annoncé la Nasa jeudi 15 septembre. Il ne s'agit pas encore d'une preuve que la vie a un jour existé sur la planète rouge mais de la meilleure chance jusqu'ici de pouvoir un jour arriver à détecter avec certitude une possible ancienne vie microbienne.

Une biosignature potentielle peut avoir été produite par la présence de vie, mais aussi en l'absence de vie. Pour considérer cette biosignature comme définitive, ces échantillons devront être analysés par de puissants instruments de laboratoire, sur Terre. La Nasa prévoit de les rapporter, grâce à une autre mission, d'ici 2033. " Je pense qu'on peut dire qu'il va s'agir, et qu'il s'agit déjà, des échantillons de roche les plus précieux jamais collectés ", a déclaré lors d'une conférence de presse David Shuster, qui travaille sur ces échantillons.

"Éléments de base de la vie"

Deux carottes ont été prélevées en perçant dans une roche baptisée " Wildcat ridge", grande d'environ un mètre et située dans un delta s'étant formé il y a environ 3,5 milliards d'années, à la rencontre d'une rivière et d'un ancien lac. Cette roche est particulièrement intéressante car il s'agit d'une roche sédimentaire, qui semble s'être formée au moment où l'eau du lac s'est évaporée. " Wildcat ridge" a ainsi " un haut potentiel de conservation d'une biosignature ", a déclaré David Shuster, de l'université de Californie à Berkeley.

Analysée séparément par un instrument au bout du bras robotique de Perseverance, la roche a révélé la présence de composés organiques - la plus abondante détectée depuis le début de la mission, il y a un an et demi. Ces composés - faits notamment de carbone, et pouvant aussi contenir de l'hydrogène - " sont les éléments de base de la vie ", a déclaré Ken Farley, en charge de la partie scientifique de la mission.

À lire aussi La persévérance scolaire, un exercice qui s'apprend

Ils ont été détectés en moins grande quantité par le rover lors de précédentes analyses dans le cratère de Jézéro, qui contenait le lac, mais " à mesure que nous progressions dans le delta, les "indices deviennent de plus en plus forts", a résumé Sunanda Sharma, scientifique au Jet Propulsion Laboratory de la Nasa. " Je trouve personnellement ces résultats très émouvants, car il semble que nous soyons au bon endroit, avec les bons instruments, à un moment charnière", a-t-elle déclaré. " Nous ne savons pas encore l'importance de ces trouvailles, mais ces roches sont exactement ce que nous étions venus chercher ", a conclu Ken Farley.

À VOIR AUSSI - "C'est incroyable !": la Nasa confirme le prélèvement d'échantillons de roche sur Mars par Perseverance

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Le rover Perseverance a détecté de potentielles biosignatures sur Mars

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Une étape majeure a été franchie dans la quête de traces de vie ancienne sur Mars avec la collecte d'échantillons "les plus précieux" jusqu'ici. Le rover Perseverance a franchi une étape majeure dans sa quête de traces de vie ancienne sur Mars avec la collecte des échantillons " les plus précieux " jusqu'ici, contenant de potentielles biosignatures qui devront être confirmées une fois sur Terre, a annoncé la Nasa jeudi 15 septembre.

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Vidéo. Pourquoi Pluton n'est plus une planète

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Vidéo - Depuis 2006, Pluton n'est plus une planète : c'est une planète naine. Aujourd'hui, une étude relance la polémique concernant cette rétrogradation. Comment en est-on arrivé là ?

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1. J'utilise d'abord les sites du padlet.

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2. Je remplis la carte d'identité au fur et à mesure 

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2. Je remplis la carte d'identité au fur et à mesure 

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La Terre s’est formée il y a 4,6 milliards d’années

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La Terre s’est formée il y a 4,6 milliards d’années

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!! On évaluera ensemble les sites web utilisés !! 

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!! On évaluera ensemble les sites web utilisés !! 

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La planète Mars est la quatrième planète du système solaire en partant du Soleil. C'est la dernière planète tellurique du système solaire interne. Elle se trouve entre la Terre et la ceinture d'astéroïde.

D'une taille d'à peu près la moitié de celle de la Terre avec un rayon de 3 396 km (contre 6 378 pour la Terre), Mars possède une atmosphère ténue de gaz carbonique et une superficie à peu près équivalente à celle des continents terrestres.

Mars possède les plus grands volcans du système solaire dont le plus haut, Olympus Mons qui culmine à 22,5 km d'altitude ainsi que le plus grand canyon, Valles Marineris, qui fait plus de 3 770 km de long.

Mars possède 2 petits satellites , Phobos et Deimos, d'à peine quelques kilomètres.

Mars fait l'objet de nombreuses études et mission d'exploration et est sans doute la prochaine planète que l'homme ira visiter dans un avenir relativement proche.

Mars est connue depuis toujours et est facilement visible dans le ciel. A l'opposition, c'est à dire au plus proche de la Terre, Mars devient la 2e planète la plus brillante après Jupiter.

L'orbite de Mars a toujours intrigué les astronomes car vue du ciel, elle semble s'arrêter, repartir en arrière pour finalement repartir en avant, ce qui a longtemps été un mystère pour les astronomes jusqu'à ce que le système héliocentrique soit reconnu.

Mars porte le nom du dieu de la guerre dans la mythologie romaine du fait de sa couleur rouge qui évoquerait celle du sang.

Le symbole astronomique de Mars est ♂.

Le jour " Mardi " est le " jour de mars ".

Type d'objet :

Planète, Planète tellurique, Planète rocheuse

Découverte :

Antiquité

----------

Localisation :

Système solaire interne

Demi grand-axe Le demi grand-axe d'une ellipse est le plus long diamètre :

227,9 millions de km (1,5196 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Périhélie Distance minimum au Soleil :

206,644545 millions de km (1,3776 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Aphélie Distance maximum au Soleil :

249,228730 millions de km (1,6615 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Excentricité de l'orbite Plus la valeur est proche de 0, plus l'orbite est circulaire :

0,09341233

Inclinaison de l'orbite Inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique, L'écliptique est l'intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique (plan géométrique contenant l'orbite de la Terre autour du Soleil) :

1,85061 °

Période de révolution Un tour complet autour du Soleil :

686,9601 jours - 1 ans 10 mois 17 j 8 h 22 min 20 s

Vitesse orbitale :

24,077 km/s - de 21,972 à 26,499 km/s

----------

Période de rotation :

1,0258333333333 jours - 1 j 0 h 37 min 12 s

Jour solaire D'un lever de Soleil au suivant :

1,03 - 1 j 0 h 42 min 0 s

Inclinaison axiale :

25,19 °

----------

Diamètre équatorial :

6792,4 km - 0,5326 (Terre=1)

Aplatissement :

0,00589

Volume :

0,151 (Terre=1)

Masse Par rapport à la Terre :

0,107 (Terre=1) - 1/3098708 (Soleil=1)

Densité :

3933,5 kg/m³ - 0,71 (Terre=1) - 3,93 (Eau=1)

Gravité à l'équateur :

0,376 (Terre=1)

Vitesse de libération :

18 108 km/h - 5 030 m/s

Plage topographique :

de -6 000 mètres à 27 000 mètres

Température de surface :

-63 ° C (de -143 ° C à 35 ° C)

Pression au sol :

0,00636 mbar - atmosphères (Terre=1) - Variabilité Variabilité de la pression = 4 à 8,7 mbar

Atmosphère :

Dioxyde de carbone 95,32 %, Azote 2,7 %, Argon 1,6 %, Dioxygène 0,13 %, Monoxyde de carbone 0,07 %, Gaz traces 0,2 %

Moment magnétique Intensité du champs magnétique :

< 0,000025 (Terre=1)

- Observation -

----------

Diamètre apparent Diamètre apparent équatorial au plus loin et au plus près de la Terre :

de 3,5 " à 25,1 "

Magnitude apparente Mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre :

Magnitude à 1 UA Unité Astronomique : 150 000 000 km = 1 UA : -1,52 - de 1,6 à -3

Albédo Fraction de lumière réfléchie par un objet :

Géométrique Indique le rapport entre l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur et celle reçue par l'objet lorsque le Soleil, l'observateur et l'objet sont alignés, Indique la proportion de lumière réfléchie par rapport à celle théoriquement réfléchie par un disque blanc parfaitement diffusant, : 0,15 - Bond Indique le rapport entre la totalité de l'énergie radiante réfléchie par un astre dans toutes les directions et l'énergie radiante qu'il reçoit : 0,25

- Satellites -

----------

Nombre de satellites :

2

Paramètres orbitaux de Mars

Rotation de la planète Mars

Mars fait un tour complet sur elle-même en 1 jours 0 heures 37 minutes 12 secondes . C'est proche de la période de rotation de la Terre.

En revanche, la rotation de Mars n'est pas stabilisée comme l'est celle de la Terre par la Lune. Par conséquent, l'inclinaison de l'axe de rotation de Mars varie sur des périodes estimées à 120 000 ans.

Actuellement, l'axe de rotation de Mars est incliné à 25,19 ° ce qui est comparable à l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre qui est de 23,44 °.

Révolution de la planète Mars

Mars se trouve à une distance du Soleil comprise entre 206,644545 millions de kilomètres et 249,228730 millions de kilomètres soit environ 1,38 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km à 1,66 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km.

L'excentricité de l'orbite de Mars est de, 0,093 contre 0,017 pour la Terre.

Mars effectue une révolution autour du Soleil en 686,96 jours soit 1 ans 10 mois 17 jours 8 heures 22 minutes 20 secondes sur un plan incliné à 1,85061 ° par rapport au plan de l'écliptique.

La distance entre la Terre et mars varie entre 55,7 et 401,3 millions de kilomètres ce qui est relativement proche quand Mars est à l'opposition.

Voir la position de la planète Mars en ce moment

Variations de l'axe d'inclinaison et saisons

Mars connaît des variations de l'inclinaison de son axe de rotation sur des périodes de 120 000 ans du fait des interactions gravitationnelles avec les autres planètes et notamment Jupiter qui se trouve relativement proche de Mars ainsi qu'à des phénomènes de résonance orbitales entres les objets du système solaire.

Selon des simulations informatiques, l'obliquité de Mars pourrait donc varier entre 11° et 49° suivant les configurations planétaires mais il se pourrait qu'il y ait es variations encore plus marquées pouvant presque atteindre les 90°.

Quelque soient les valeurs exactes, les variations d'inclinaison ont des conséquences sur le climat martien et notamment sur les zones polaires qui pourraient périodiquement être bien plus exposées à la chaleur du Soleil qu'aujourd'hui. Par conséquent, les pôles de Mars qui sont actuellement recouvert de glace d'eau et de dioxyde de carbone pourraient, suivant l'inclinaison de Mars, fondre et cette eau pourrait se répartir différemment sur la planète, notamment en allant vers les zones équatoriales.

La fonte de la glace et son évaporation pourrait aussi avoir des conséquences sur la masse et la densité de l'atmosphère de Mars et donc sur la pression atmosphérique ainsi que sur la température de la Planète.

Structure interne de Mars

Mars étant deux fois plus petite que la Terre, elle s'est refroidit beaucoup plus vite.

Mars serait constituée

d'un noyau de fer et de nickel liquide à 2000° faisant environ 1 480 kilomètres de diamètre

d'un manteau de silicates comparable à celui de la terre faisant dans les 1 860 kilomètres environ

d'une écorce d'une cinquantaine de kilomètres d'épaisseur qui est plus épaisse dans l'hémisphère sud que dans l'hémisphère nord avec 92 kilomètres dans la région de Syria Planum et à peine 3 kilomètres dans le bassin d'impact d'Isidis Planitia et une dizaine de kilomètres dans la région d'Utopia Planitia

L'absence d'étude sismiques in situ sur Mars rend pour l'instant cette structure interne spéculative cependant la mission Insight de 2016 devrait justement permettre de déterminer avec beaucoup plus de précisions la structure interne de Mars.

Conditions de surface de Mars

Habitabilité

Mars est actuellement la seule planète sur laquelle il est envisageable d'implanter des colonies humaines malgré la faible pression, l'absence d'eau liquide et d'oxygène, l'absence de champs magnétique protecteur substantiel et les températures négatives. En effet, les conditions à la surface de Mars ne sont finalement pas si hostiles que celles des autres astres potentiels et la proximité entre Mars et la Terre pourrait permettre une implantation durable.

Toutefois, pour le moment, nous recherchons encore des traces d'une éventuelle ancienne vie sur Mars et nous pensons que Mars aurait pu connaître dans le passé des conditions favorables à l'apparition de la vie avec notamment une température plus élevée, une atmosphère plus dense, un champs magnétique plus intense et de l'eau liquide sous certaines latitudes.

Malgré la multiplication des indices, pour l'instant, aucune vie martienne n'a encore été détectée malgré le grand nombre de missions d'exploration.

Température et pression sur Mars

Même si Mars est un peu plus éloignée du Soleil que la Terre, elle est tout de même à une distance qui lui permet de recevoir une quantité d'énergie solaire relativement élevée. Bien que la température moyenne à la surface de Mars soit de -63 ° C, elle peut monter à des valeurs de 35 ° C. La température minimal mesurée est de -143 ° C.

La pression atmosphérique est très faible, de l'ordre d'un centième de celle ressentie sur Terre et connait une variation saisonnière du fait de la variation de quantité de vapeur de dioxyde de carbone contenu dans l'atmosphère et qui provient des calottes polaires.

Surface

La surface de Mars est observable à distance car l'atmosphère martienne est suffisamment ténue et transparente pour permettre une observation directe de la surface, en dehors des périodes de tempêtes planétaire.

Bien que Mars se trouve très proche de la terre tous les 2 ans, on ne peut pas observer en détail sa surface depuis la Terre, on ne peut que distinguer les calottes polaires et quelques très vastes structures.

Depuis la mission Mars Global Surveyor dans les années 1990, Mars a pu être cartographiée dans son intégralité en très haute résolution.

Dichotomie nord-sud

La surface de Mars est caractérisée par une dichotomie entre l'hémisphère nord et l'hémisphère sud.

L'hémisphère nord a une altitude moyenne bien plus basse que l'hémisphère sud

L'hémisphère nord est une sorte d'immense plaine très peu accidentée dont l'altitude est d'environ 6 kilomètres sous le niveau de référence.

L'hémisphère sur quand à lui est composé de plateaux relativement élevés présentant de nombreux reliefs marqués.

La surface de Mars en très haute résolution

Cliquez et déplacez l'image avec votre souris pour faire défiler l'image. Molette pour zoomer. Voir les cartes interactives de Mars

Structure géologiques remarquables

Mars possède des zones géographiques remarquables :

Le renflement Tharsis : une immense zone élevée, de plus de 5 500 km de diamètre, qui présente de nombreux volcans éteins dont :

Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire, avec près de 22,5 km d'altitude

Les tois autres gigantesques volcans : Malea, Hesperia et Elysium qui sont eux aussi des reliefs parmi les plus élevés du système solaire

Des hauts plateaux comme Syria Planum et Solis Planum

Un gigantesque canyon : Valles Marineris

Des failles et autres canyons : Noctis Labyrinthus

Les immenses bassins d'impact

Hellas Planitia, dans l'hémisphère sud, qui est la zone la plus basse de la planète avec 8,2 kilomètre sous le niveau de référence

Argyre Planitia, toujours dans l'hémisphère sud

Utopia Planita dans l'hémisphère nord

Deux calottes polaires de glace carbonique et de glace d'eau

Volcanisme de Mars

Mars possède les volcans les plus élevés du système solaire dont le plus célèbre car le plus haut : Olympus Mons (le Mont Olympe) avec près de 22,5 kilomètres d'altitude entre sa base et son point le plus élevé. Alba Mons est quand à lui le plus large volcan du système solaire avec 1600 kilomètres de diamètres à sa base.

Il y a aussi de nombreux autres volcans boucliers, des centaines de stratovolcans beaucoup plus petits et de très nombreux autres volcans de quelques centaines de mètres de diamètres.

Les volcans de Mars sont les témoins d'un ancien volcanisme intense mais qui, contrairement aux volcans martiens, n'a pas pour origine la tectonique des plaques puisque Mars n'a pas eu de phénomène de tectonique de plaques.

Les volcans de Mars sont donc des zones situées au dessus de points chauds qui contrairement à ce qui se passe sur Terre où ils se déplacent, restent fixe. Le point chaud ne bougeant pas par rapport à la croûte, le volcan qui se forme au dessus, à la surface, reste toujours au dessus et grandit sans cesse jusqu'à la disparition du point chaud.

Aucun volcans n'étant actif à la surface de Mars de nos jours, on en a déduit que l'écorce s'était complètement solidifiée et l'intérieur de Mars refroidit au point de ne plus pouvoir maintenir de volcanisme actif ni de champ magnétique.

Cliquez pour afficher la carte interactive.
Les plus grands volcans de Mars, les volcans boucliers, sont tellement grand que l'on ne les remarquerait même pas si on se trouvait sur leurs flancs à la surface de Mars. Leur pente est très faible et leur cratères et caleras sont tellement larges que l'on n'en verrait pas les bords.

Les cinq plus grands volcans de Mars (qui sont aussi les plus grands du système solaire) sont :

Olympus Monsavec 21 229 mètres d'altitude et 648 km de large, au nord ouest du renflement de Tharsis ;

Ascraeus Mons avec 18 225 mètres d'altitude, dans Tharsis Montes ;

Pavonis Mons avec 14 058 mètres d'altitude, dans Tharsis Montes ;

Arsia Mons avec 17 761 mètres d'altitude, dans Tharsis Montes ;

Elysium Mons avec 14 028 mètres d'altitude, principal volcan d'Elysium Planitia.

Notons aussi Alba Mons qui n'est certes pas parmi les plus élevés avec seulement 6 600 mètres d'altitude mais qui fait 1 600 km de large ce qui en fait le volcan le plus large du système solaire

Mars présente aussi de nombreuses plaines volcaniques que l'on peut voir des bassins d'impact comme Argyre Planitia et Hellas Planitia ou dans les régions de Malea Planum, Hesperia Planum et Syrtis Major Planum, qui forment des plateaux de basaltes.

De l'eau sur Mars ?

La surface de Mars présente de nombreux signe de présence d'eau liquide dans le passé et sa surface montre des marques d'écoulement d'eau à grande échelle.

La variation de l'axe de rotation provoquerait périodiquement la fonte des calottes polaires et un réchauffement global conduisant à une fonte des glaces contenues dans le sous sol ce qui provoquerait de gigantesques inondations qui forgeraient des canyons, des lits de rivières et des lacs. C'est en tout cas ce qui a du arriver dans le passé mais on ne sait pas si ces phénomènes pourraient encore arriver dans le futur.

On détecte d'ailleurs toujours à l'heure actuelle de probables écoulements de liquides à la surface comme en attestent certains clichés réalisés par les sondes en orbite autour de Mars.

On sait aussi que le sous-sol de Mars serait gorgé d'eau glacée et aurait même de vastes lacs d'eau dans les régions proches de la calotte polaire du pôle sud. Les pôles contiennent eux aussi de grande quantité d'eau : 1,6 millions de km3 chacun.

La présence d'eau à l'état liquide à la surface de Mars est empêchée par d'une part la température très basse et d'autre part la pression insuffisante pour que l'eau puisse se maintenir à l'état liquide. L'eau passe directement de l'état glacé à l'état gazeux, ce qu'on appelle la sublimation. Il semblerait toutefois que l'eau puisse rester liquide pendant de courts laps de temps lorsque des conditions bien spécifiques sont réunies, notamment quand les températures sont relativement élevées, la pression plus importante (dans des zones d'altitude inférieure au niveau de référence) et avec des composition de la glace sous formes de saumures.

Atmosphère de la planète Mars

L'atmosphère de Mars est ténue et transparente. Sa température moyenne est de -63 ° C. Son épaisseur est toutefois de 11 km ce qui est supérieur à l'épaisseur de l'atmosphère de la Terre (7 km) ce qui est dû à la faible gravité de Mars. La pression atmosphérique va de seulement 30 Pa au point le plus élevé (sur le Mont Olympe) à 1 155 Pa dans le bassin Hellas Planitia qui est l'endroit le plus bas de la planète, la pression moyenne est de 610 Pa, c'est 1/100 e de la pression terrestre.

Elle est composée de

Dioxyde de carbone (95,32 %),

Azote (2,7 %)

Argon (1,6 %)

Dioxygène (0,13 %),

Monoxyde de carbone (0,07 %)

Gaz traces (0,2 %) : monoxyde d'azote, infimes traces de néo, de krypton, de formol, de xénon, d'ozone et de méthane

La présence de méthane est étonnante car sa durée de vie est relativement courte ce qui implique qu'il y ait un renouvellement constant de la production de ce gaz or c'est généralement un sous produit de formes de vie ce qui a été interprété comme la preuve de l'existence d'une vie sur Mars. Toutefois, d'autres hypothèses purement chimiques sont aussi envisageables.

Nuages

Mars a des nuages mais pas de précipitations. Ces nuages sont constitués de cristaux de glace et se forment à très haute altitude, entre 10 et 20 kilomètres. Leur apparence est similaire aux cirrus terrestres.

D'autres nuages constitués de dioxyde de carbone se forment à des altitudes encore plus élevées.

Poussières et tourbillons de poussière

L'atmosphère de Mars est chargée de très fines poussières (comparable à de la fumée de cigarette) qui restent d'autant plus facilement en suspensions dans l'air que la gravité est faible.

Combinées à une pression très faible et à des variations de températures, des tourbillons de poussières semblables à de petites tornades se forment soulevant encore plus de poussières. Ces tourbillons, nommées " Dust devils ", parcourent les vastes et plates plaines martiennes laissant sur la surface la trace de leur passage.

Tempêtes de poussières

Mars connaît des tempêtes de poussière à l'échelle planétaire comme nous l'avons observé en 2001 lorsque toute la surface de la planète a été prise dans une tempête qui a duré plusieurs mois. On ne connaît pas précisément les conditions et le mode de formation des tempêtes planétaires mais on pense qu'il s'agit en fait de la réunion de tempêtes locales plus modestes.

Les tempêtes plus modestes et localisées se forment par l'effet combiné de variation de la pression atmosphérique et de la température au gré des changements saisonniers et du réchauffement des calottes polaires.

Ces tempêtes peuvent élever les poussières à plus de 50 km d'altitude et masquer complètement les rayons du Soleil au niveau du sol.

Ces tempêtes modifient la température au sol ce qui contribuerait à provoquer leur disparition en causant un refroidissement.

Bien que gigantesques, ces tempêtes ont des vents de 60 km/h en moyenne avec des pointes à 100 km/h. Ceci combiné à une pression atmosphérique très faible, on ne ressentirait quasiment pas le vent si on était pris dans l'une de ces tempêtes.

Calottes polaires

Mars possède deux calottes polaires bien visible et qui évoluent au fil des saisons.

Elles sont composées de dioxyde de carbone et d'eau sous forme de glace.

Ces calottes sont composées d'une zone permanente, dite " calotte résiduelle " ou " calotte estivale " qui persiste tout au long de l'année et qui ne disparaît jamais et d'une zone éphémère dite " calotte hivernale " ou calotte " saisonnière " qui vient recouvrir la calotte permanente pendant l'hiver de la planète.

Les variations saisonnières sont donc responsable du changement de morphologie des calottes, lesquelles influencent le climat martien et crée les tempêtes à l'intersaison et font varier la pression atmosphérique.

La calotte sud étant moins longtemps exposée au Soleil que la calotte nord, l'hiver dans l'hémisphère sud dure plus longtemps que dans l'hémisphère nord et la calotte saisonnière sud est plus étendue que celle du nord.

Pendant l'hiver, le dioxyde de carbone présent dans l'atmosphère se condense en glace carbonique très pure et translucide de quelques mètres à quelques dizaines de mètres d'épaisseur. Ceci se produit au dessus de 55° de latitude dans l'hémisphère sur et au dessus de 65° de latitude dans l'hémisphère nord.

La calotte polaire résiduelle sud conserve une couche de glace carbonique de plusieurs dizaines de mètres d'épaisseur contrairement à la calotte polaire résiduelle nord qui n'est constituée que de glace d'eau.

Les calottes résiduelles sont cependant très différentes des calottes saisonnières. Elles sont constituées de glace d'eau mélangée avec de la poussière martienne et sont constituées de strates de plusieurs kilomètres d'épaisseur à certains endroits. Les calottes ont une forme de spirales à cause de la force de coriolis et sont marquées par des failles profondes et larges nommées " chasmata " ou " casma " au singulier.

La calotte polaire sud fait près de 1000 kilomètres de diamètres alors que la calotte polaire nord n'en fait que le tiers, soit dans les 300 kilomètres de diamètres.

L'évaporation des calottes saisonnières contribue à faire varier la pression atmosphérique de plus de 30% et augmente notablement la proportion de vapeur d'eau contenue dans l'atmosphère de Mars.

D'après les observations, il semblerait que Mars connaisse actuellement un réchauffement localisé dans l'hémisphère sud et une diminution progressive de sa calotte polaire australe mais on ne connaît pas encore la périodicité de cette variation et donc si il s'agit d'une évolution sur le long terme ou sur des périodes plus courtes non significatives.

Il existe un échange entre la calotte nord et la calotte sud rythmé par les saisons. Le dioxyde de carbone qui se sublime en été dans l'hémisphère nord migre vers la calotte sud pour s'y condenser et vice et versa.

Champ magnétique

Mars n'a qu'un champ magnétique résiduel très faible et n'a pas de magnétosphère ce qui expose la surface aux rayonnement cosmiques et aux vents solaires. La radioactivité moyenne à la surface de Mars est donc nettement plus élevée qu'à la surface de la Terre, de l'ordre de 60 fois plus. De plus, la faible atmosphère et l'absence de magnétosphère ne protègent pas la planète des variations et pics de rayonnements dus aux éruptions solaires notamment.

Il existe toutefois des zones avec un magnétisme rémanent jusqu'à 30 fois plus important que celui de la Terre, en particulier dans les régions de Terra Cimmeria et Terra Sirenum. Ces zones seraient une sorte de paléo-magnétisme, des traces d'un champ magnétique ancien fossilisé dans certaines régions anciennes de la croûte martienne. En revanche, les régions géologiques plus récents, les zones volcaniques et les bassins ou cratères d'impact récents sont quand à eux totalement dépourvus de traces de champ magnétique.

L'absence de champ magnétique martien conduit à penser que la planète Mars ne contient pas de noyau liquide produisant un effet dynamo.

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Mars est une planète plus petite que la Terre. Mars est située entre la Terre et la ceinture d'astéroïde, vient ensuite Jupiter. Mars possède une atmosphère ténue et une gravité plus faible que la Terre mais c'est une destination majeure de missions d'exploration spatiale.

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La planète Jupiter est une planète géante gazeuse comme Saturne. C'est non seulement la plus grosse et la plus massive des planètes du système solaire mais elle est aussi à elle seule plus massive que toutes les autres planètes réunies.

Jupiter est la 5 e planète en partant du Soleil, elle se trouve après Mars, entre la ceinture d'astéroïdes et Saturne, et constitue la première planète du système solaire externe.

Jupiter possède une atmosphère très dynamique et colorée. On distingue notamment, même depuis la Terre, plusieurs bandes nuageuses couleurs différentes et un anticyclone gigantesque, la " Grande tâche rouge " qui pourrait contenir 3 fois la Terre.

Les vents dans la partie supérieure de l'atmosphère atteignent les 600 km/h.

Jupiter est entourée par de fins anneaux découverts en 1979.

Jupiter possède 4 grands satellites découverts en 1610 par Galilée, les " satellites galiléens ", visibles depuis la Terre et plus de 63 autres satellites plus petits.

Jupiter est visible à l'œil nu depuis la Terre, c'est même l'un des objets les plus brillants du ciel après le Soleil, la Lune et Vénus. Parfois, Jupiter est même plus brillante que Vénus.

Dans la mythologie romaine, Jupiter est le dieu qui gouverne le Ciel, la Terre et tous les êtres vivants. C'est aussi le maître de tous les autres dieux.

Le jour " jeudi " fait référence à Jupiter, le " jour de Jupiter ".

Le symbole astronomique de Jupiter est ♃.

Type d'objet :

Planète, Planète géante, Planète géante gazeuse

Découverte :

Antiquité

----------

Localisation :

Système solaire externe

Demi grand-axe Le demi grand-axe d'une ellipse est le plus long diamètre :

778,3 millions de km (5,1887 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Périhélie Distance minimum au Soleil :

740,52 millions de km (4,9368 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Aphélie Distance maximum au Soleil :

816,62 millions de km (5,4441 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Excentricité de l'orbite Plus la valeur est proche de 0, plus l'orbite est circulaire :

0,04839266

Inclinaison de l'orbite Inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique, L'écliptique est l'intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique (plan géométrique contenant l'orbite de la Terre autour du Soleil) :

1,3053 °

Période de révolution Un tour complet autour du Soleil :

11 ans 10 mois 13 j 7 h 38 min 16 s

Vitesse orbitale :

13,0572 km/s - de 12,44 à 13,72 km/s

----------

Période de rotation :

0,4125 jours - 9 h 54 min 0 s

Inclinaison axiale :

3,1 °

----------

Diamètre moyen :

139 822 km

Diamètre équatorial :

142 984 km - 11,209 (Terre=1)

Diamètre polaire :

133 728 km

Aplatissement :

0,06487

Volume :

1321,3 (Terre=1)

Masse Par rapport à la Terre :

317,83 (Terre=1) - 1/1047,5654 (Soleil=1)

Densité :

1 326 kg/m³ - 0,24 (Terre=1) - 1,33 (Eau=1)

Gravité à l'équateur :

2,358 (Terre=1)

Vitesse de libération :

214 200 km/h - 59 500 m/s

Température à 0,1 bar :

-161 ° C

Température à 1 bar :

-108 ° C

Température centrale :

20 000 K

Densité à 1 bar :

Vitesse du vent :

0 à 150 m/s

Atmosphère :

Hydrogène 89,6 %, Hélium 10 %, Méthane 0,3 %, Amoniac 0,026 %, Gaz traces 0,074 %

Moment magnétique Intensité du champs magnétique :

20 000 (Terre=1)

- Observation -

----------

Diamètre apparent Diamètre apparent équatorial au plus loin et au plus près de la Terre :

de " à 50,1 "

Magnitude apparente Mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre :

Magnitude à 1 UA Unité Astronomique : 150 000 000 km = 1 UA : -9,4 - de -1,6 à -2,94

Albédo Fraction de lumière réfléchie par un objet :

Géométrique Indique le rapport entre l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur et celle reçue par l'objet lorsque le Soleil, l'observateur et l'objet sont alignés, Indique la proportion de lumière réfléchie par rapport à celle théoriquement réfléchie par un disque blanc parfaitement diffusant, : 0,342 - < : 0,343

----------

Nombre d'anneaux :

3 principaux

Rayon planétaire :

1,4 à 3,8 (rayon planétaire=1)

Rayon :

100 000 à 270 000 kilomètres

Epaisseur :

30 à 300 kilomètres

Taille des particules :

< 0,000001 m

Diamètre du satellite de masse :

10 kilomètres

- Satellites -

----------

Nombre de satellites :

> 79

Paramètres orbitaux de Jupiter

Rotation de la planète Jupiter

L'inclinaison de l'axe de rotation de Jupiter est faible, seulement 3,13° c'est pourquoi il n'y a que très peu d'effets saisonniers constatés.

Jupiter a une rotation très rapide, la plus rapide de toutes les planètes du système solaire. En effet, elle effectue une rotation en moins de 10 heures seulement toutefois l'atmosphère ayant une rotation différenciée, certaines zones tournent plus vites que d'autres.

Cette rotation rapide entraîne une force centrifuge qui se manifeste au niveau de l'équateur par un renflement équatorial et un aplatissement au niveau des pôles.

Révolution de la planète Jupiter

Jupiter se trouve à une distance du Soleil comprise entre 740,52 millions de kilomètres et 816,62 millions de kilomètres soit environ 4,94 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km à 5,44 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km.

L'excentricité de l'orbite de Jupiter est de 0,048 contre 0,017 pour la Terre.

Jupiter effectue une révolution autour du Soleil en 11 ans 10 mois 13 jours 7 heures 38 minutes 16 secondes sur un plan incliné à 1,3053 ° par rapport au plan de l'écliptique.

L'excentricité de l'orbite fait varie la distance avec le Soleil de plus de 76 millions de km entre le périhélie et l'aphélie, les points de l'orbite les plus proches et les plus éloignés du Soleil.

Voir la position de la planète Jupiter en ce moment

Structure interne de Jupiter

un noyau rocheux dense et solide d'environ 12 000 km de diamètre.

un manteau d'hydrogène et d'hélium métalliques liquides d'environ 111 500 km d'épaisseur

une couche d'hydrogène qui passerait progressivement à l'état liquide pour parvenir à l'état gazeux dans les 1600 km derniers kilomètres, ce qu'on désigne comme l'atmosphère.

Caractéristiques physiques de Jupiter

Masse et dimensions

Le barycentre de Jupiter, c'est-à-dire le centre de l'orbite autour du Soleil est en réalité situé à l'extérieur du Soleil tellement Jupiter est massive.

A elle seule, Jupiter est deux fois et demi plus massive que l'ensemble des autres planètes.

Comparée à la Terre, le diamètre équatorial de Jupiter qui est de 142 984 kilomètres (12 756 kilomètres pour la Terre) est près de 11 fois supérieur mais bien qu'ayant un volume 1 321 fois plus important, sa masse n'est que de 318 fois celle de la Terre.

L'énorme masse de Jupiter a été déterminante dans la formation du système solaire. Elle est responsable de la ceinture d'astéroïdes située entre elle et Mars et elle protège les planètes du système solaire interne de la plupart des gros objets qui pourraient les percuter en les attirants. On considère à ce titre Jupiter comme un gardien protecteur.

Malgré tout, Jupiter n'est pas une étoile ratée comme on le dit parfois. Elle aurait dû être 13 fois plus massive pour être une naine brune et 75 fois plus massive pour prétendre être une étoile.

A sa formation, Jupiter était deux fois plus grande et beaucoup plus chaude qu'aujourd'hui. Elle continue à rétrécir de 2 cm par an et se refroidi lentement.

Renflement équatorial

La rotation rapide de cette planète géante produit une déformation de la planète dont le diamètre équatorial mesure 142 984 km tandis qu'il ne fait plus que 133 728 km au niveau des pôles, soit une différence de l'ordre de 6%.

Cette forme est visible dans un petit télescope depuis la Terre, tout comme la rotation rapide qui peut être constatée sur quelques minutes seulement, un effet bien connu des astronomes amateurs et surtout des astrophotographes.

L'étude de ce renflement équatorial a montré que Jupiter devait posséder un noyau dense d'une masse équivalente à 12 fois la masse terrestre.

Composition interne de Jupiter

L'atmosphère de Jupiter est composée en grande majorité d'hydrogène qui constitue 75 %de la masse totale de l'atmosphère et d'hélium pour 24 %. Le reste est constitué de traces de méthane, de vapeur d'eau, d'ammoniac, très petites quantités de carbone, d'éthane, de sulfure d'hydrogène, de néon, d'oxygène, d'hydrure de phosphore, de soufre, de benzène et d'autres hydrocarbures. Des cristaux d'ammoniac sont présents dans la partie externe de l'atmosphère.

En profondeur, l'atmosphère est moins riche en hydrogène (71 %) et contient plus d'éléments lourds (5 %) mais étant donné que jamais aucune sonde n'a pu faire d'analyse dans l'atmosphère de Jupiter, les proportions exactes de ces éléments lourds ne sont pas connues. Peut-être la sonde Juno pourra-t-elle répondre à certaines de ces questions

On pense que Jupiter ne possède pas de surface solide sous son atmosphère, en tout cas pas dans le sens où on l'entend habituellement. En effet, la pression et la température sont telles que la matière change d'état et devient liquide.

La structure interne de Jupiter serait la suivante :

un noyau rocheux composé de silicates et de fer d'une taille équivalente à la Terre mais entre 10 et 15 fois plus massif.

cette graine serait recouverte d'une couche d'hydrogène métallique, un état particulier comparable au mercure dû à la pression et à la température, situé entre 14 000 et 60 000 km de profondeur. Cette couche représenterait 78 % du rayon de la planète.

ensuite viendrait progressivement une couche d'hydrogène en phase liquide à quelques centaines de km de profondeur

puis une dernière couche d'hydrogène à l'état gazeux d'une épaisseur de 1 600 km.

Ces différentes couches ne seraient pas clairement séparées les unes des autres, l'état de l'hydrogène changeant de façon progressive.

Champ magnétique de la planète Jupiter

Le champs magnétique de Jupiter serait causé par la composition interne particulière de Jupiter et notamment à l'hydrogène liquide présent en grande quantité, le tout associé à sa rotation rapide ce qui générerait un effet dynamo très puissant.

Jupiter, bien qu'étant appelée " planète gazeuse " serait donc en fait majoritairement constituée de liquide.

Au niveau des pressions et des températures, l'hydrogène métallique apparaît à 3000 K avec une pression de 140 GPa (1,4 Mbar).
Au niveau du noyau, la température atteindrait les 15 000 K et la pression 3 000 à 4 500 GPa (30-45 Mbar).
Au centre de Jupiter, la température dépasserait les 11 000 K et la pression serait de 70 Mbar.

Les températures mesurées en " surface ", c'est-à-dire sur la haute atmosphère, sont de -189 ° C à 0,1 bar de pression et -139 ° C à 1 bar.

Comme Saturne, Jupiter émet plus de chaleur que ce que lui apporte le Soleil.

L'atmosphère de Jupiter en très haute résolution

Cliquez et déplacez l'image avec votre souris pour faire défiler l'image. Molette pour zoomer.

Atmosphère de la planète Jupiter

L'atmosphère de Jupiter, épaisse d'environ 1 600 km, peut être divisée en trois couches :

la couche externe formée de nuages de glace d'ammoniac ;

la couche médiane située en dessous formée de nuages d'hydrogénosulfure d'ammonium (NH4HS) ;

la couche inférieure composées de nuages d'eau et de glace.

Les mouvements importants de l'atmosphère de Jupiter produit des orages électriques géants et des décharges de foudre d'une puissance 1000 fois supérieure à ce que l'on peut observer sur Terre.

La rotation différentielle de l'atmosphère externe de Jupiter fait que la rotation st de 5 minutes plus lente au niveau des pôles qu'à l'équateur.

On voit aussi des bandes de nuages de couleur blanche qui se déplacent dans le sens opposé à une vitesse de l'ordre de 360 km/h.

Les différences de vitesse de rotation des différentes bandes créent des turbulences, des orages, des tourbillons et tout un tas d'autres phénomènes dont notamment d'énormes anticyclones comme la Grande tache rouge

Cet énorme anticyclone qui perdure depuis probablement plus de 350 ans mesure dans les 12 000 km par 25 000 km. D'autres grandes tâches du même type apparaissent régulièrement et durent parfois plusieurs mois.

Les différences de couleurs des nuages visibles dans la haute atmosphère sont dues à la composition de ces derniers mais aussi à leur température et à leur altitude.

Tous ces systèmes nuageux sont en perpétuel changement et évoluent en permanence. Malgré tout, la structure générale des bandes de nuages est stable sur de longues périodes.

L'inclinaison particulièrement faible de l'axe de Jupiter a pour conséquence que les régions polaires reçoivent peu d'énergie solaire tandis que les régions équatoriales en reçoivent plus. Cette différence entre les régions polaires froides et l'équateur chaud causerait des mouvement de convections importants et serait à l'origine de l'activité importante de l'atmosphère de Jupiter.

Grande tache rouge et autres taches

L'une des caractéristiques les plus remarquable de Jupiter est un gigantesque anticyclone appelé la " Grande Tache rouge " qui se trouve à 22° par rapport à l'équateur de Jupiter dans sa partie sud. Cette tempête persiste depuis au moins 350 ans et probablement plus. Sa stabilité est due à l'absence de frottement avec une couche inférieure qui pourrait lui faire perdre de l'énergie. Au contraire, elle est constamment alimentée en énergie et c'est probablement une formation stable caractéristique de l'atmosphère de Jupiter.

La forme de la Grande Tache rouge et un ovale qui fait 12 000 km de haut par 24 000 km de large voire 40 000 km si on prend en compte la périphérie. On pourrait y loger près de 3 fois la planète Terre !

Cette formation nuageuse colossale monte jusqu'à 8 km au-dessus des nuages alentours.

Les nuages à l'intérieur sont en rotation sur une période de 6 jours et la vitesse des vents atteint les 400 km/h sur la partie extérieure.

On peut voir des formations du même genre dans l'atmosphère de Jupiter mais aussi dans celle de Saturne et de Neptune, mais Jupiter est la planète qui en possède le plus.

Il y a différents types d'anticyclones comparables à la Grande Tache rouge mais d'une taille inférieure. La couleur varie du blanc aux rouges-bruns, oranges marrons, jaunes-beiges.

La couleur est déterminée par la composition et la température, par exemple, les blancs sont plutôt froid par rapport à leur environnement tandis que les bruns sont plus chaud.

Ces tâches apparaissent et disparaissent sur des durées allants de quelques heures à plusieurs jours, semaines, mois voir années. Elles se forment à cause des turbulences causées par les rotations différentielles des différentes bandes nuageuses. L'interaction entre les bandes crée des tourbillons qui se transforment en anticyclones plus ou moins stables. Parfois, les tâches se rassemblent et fusionnent pour former de nouvelles tâches plus grandes.

En 2000, une autre tempête un peu plus petite que la Grande Tache rouge, surnommée la " Petite Tache rouge " s'est formée après que plusieurs petits anticyclones aient fusionné. Il a donc été possible d'observer la formation d'une turbulence géante comparable à la Grande Tache rouge et d'en observer l'évolution, notamment le changement de couleur qui est passé du blanc au rouge en quelques années.

Anneaux de Jupiter

Jupiter possède un système composé de 4 principales structures :

un " Halo " en forme de tore relativement épais

un " Anneaux principal "

un anneau diffus très étendus dit " Anneau Gossamer"

il y aurait aussi un 4e anneau externe, très diffus après l'anneau Gossamer

Consultez notre page spéciale et notre carte interactive des anneaux de Jupiter
En savoir plus sur les anneaux de Jupiter

Magnétosphère

Le champs magnétique de Jupiter est très intense, c'est le plus intense de toutes les planètes du système solaire ce qui n'est pas surprenant vu la densité, la composition et notamment la teneur en hydrogène métallique et la vitesse de rotation de Jupiter.

Le champ magnétique de Jupiter est 14 fois plus puissant que celui de la planète Terre.

La magnétosphère de Jupiter est très étendue. Elle a une forme de poire pointue très allongée dans le sens opposé à la direction du Soleil.

La partie qui est du côté du Soleil détourne les vents solaires à une distance d'environ 3 millions de km.

La partie arrière, nommé magnéto-queue, fait plus de 650 millions de km et atteint même l'orbite de Saturne. C'est presque autant que la distance entre Jupiter et le Soleil.

Les 4 satellites galiléens sont située dans la magnétosphère et sont donc protégés du vent solaire et des rayonnements cosmiques.

Au-delà de la magnétosphère on trouve la magnétogaine avec entre les 2 la magnétopause.

L'intense champ magnétique de Jupiter provoque des aurores polaires d'une impressionnante intensité ainsi que des émissions d'ondes radio polaires très importantes.

La magnétosphère de Jupiter capture des ions provenant de son plus proche satellite, Io, et forme un tore d'un diamètre de l'ordre de 140 000 à 150 000 km qui forme une ceinture tout autour de Jupiter.

La rotation de Io en interagissant avec le tore de Jupiter engendre un courant électrique de plusieurs millions d'ampères qui circulent entre les pôles de Jupiter et Io le long des lignes de champs magnétique.

Observation de la planète Jupiter

Jupiter est l'un des objets les plus brillants du ciel nocturne, plus brillant même que Vénus.

Le diamètre apparent est comprit entre " et 50,1 ".

La magnitude apparente varie de -1,6 à -2,94. La magnitude apparente à 1 UA est de -9,4.

L'albédo géométrique est de 0,342 et l'albédo de Bond est de 0,343.

On ne peut pas observer de phases de Jupiter car c'est une planète externe toujours éclairée par le Soleil de notre point de vue.

L'observation de Jupiter dans un petit télescope est très intéressante car l'on peut y voir les principales caractéristiques de son atmosphère, les bandes de nuages de différentes couleurs et la Grande tâche rouge. On perçoit aussi sa forme oblongue et l'on peut constater sa rotation rapide sur quelques minutes. Une rotation complète ne durant pas plus de 10h, on peut observer la totalité de l'atmosphère de Jupiter en à peine 5h.

L'autre aspect intéressant est l'observation de ses 4 satellites principaux lesquels apparaissent comme de petites étoiles ponctuelles très brillantes. On ne peut pas observer la surface des satellites depuis la Terre mais on peut constater leur changement de position par rapport à Jupiter d'une nuit à l'autre. Les 3 satellites les plus proches effectuant des orbites autour de Jupiter en quelques jours à peine, leur déplacement est facile à observer.

Ressources

JUNO

GALILEO

Wikipedia

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Planète Jupiter 3D HD - Planète Astronomie

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La planète Jupiter est une planète géante gazeuse comme Saturne. C'est non seulement la plus grosse et la plus massive des planètes du système solaire mais elle est aussi à elle seule plus massive que toutes les autres planètes réunies.

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Mercure est la planète la plus proche du Soleil, la plus petite en taille et la moins massive du Système solaire.

Mercure est une planète tellurique, comme les planètes Vénus, la Terre et Mars. Sans atmosphère, sa surface grêlée de cratères météoritiques, de bassins, de crêtes et de montagnes ressemble beaucoup à celle de notre satellite naturel, la Lune. Comme Vénus, Mercure est quasiment sphérique. Mercure est presque 3 fois plus petite et 20 fois moins massive que la Terre mais pourtant aussi dense qu'elle avec une gravité de surface quasiment égale à celle de Mars.

Mercure n'a pas de satellites naturels.

Mercure est visible à l'œil nu depuis la Terre, elle est connue depuis que les hommes s'intéressent au ciel nocturne mais est difficile a observer du fait de sa proximité avec le Soleil.

Mercure est le messager des dieux et le dieu protecteur des commerçants, des médecins et des voleurs dans la mythologie romaine.

Le symbole astronomique de Mercure est ☿.

Le jour "Mercredi" ("Mercurii dies"), fait référence à Mercure.

Type d'objet :

Planète, Planète tellurique, Planète rocheuse

Découverte :

Antiquité

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Localisation :

Système solaire interne

Demi grand-axe Le demi grand-axe d'une ellipse est le plus long diamètre :

57,9 millions de km (0,3861 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Périhélie Distance minimum au Soleil :

46,001272 millions de km (0,3067 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Aphélie Distance maximum au Soleil :

69,816900 millions de km (0,4654 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Excentricité de l'orbite Plus la valeur est proche de 0, plus l'orbite est circulaire :

0,20563069

Inclinaison de l'orbite Inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique, L'écliptique est l'intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique (plan géométrique contenant l'orbite de la Terre autour du Soleil) :

7,005 °

Période de révolution Un tour complet autour du Soleil :

87,96934 jours - 2 mois 27 j 2 h 17 min 38 s

Vitesse orbitale :

47,362 km/s - de 38,86 à 58,98 km/s

----------

Période de rotation :

58,65 jours - 1 mois 28 j 5 h 6 min 54 s

Jour solaire D'un lever de Soleil au suivant :

175,94 - 5 mois 23 j 18 h 10 min 30 s

Inclinaison axiale :

0,0352 °

----------

Diamètre équatorial :

4879,4 km - 0,383 (Terre=1)

Aplatissement :

0

Volume :

0,056 (Terre=1)

Masse Par rapport à la Terre :

0,055 (Terre=1) - 1/6023600 (Soleil=1)

Densité :

5 427 kg/m³ - 0,984 (Terre=1) - 5,43 (Eau=1)

Gravité à l'équateur :

0,38 (Terre=1)

Vitesse de libération :

15 480 km/h - 4 300 m/s

Plage topographique :

de -2 500 mètres à 4 600 mètres

Température de surface :

167 ° C (de -180 ° C à 430 ° C)

Pression au sol :

<0,00001 mbar - <0,00000001 atmosphères (Terre=1) - Variabilité Variabilité de la pression = 0 mbar

Atmosphère :

Oxygène 42 %, Sodium 29 %, Hydrogène 22 %, Hélium 6 %, Gaz traces 1 %

Moment magnétique Intensité du champs magnétique :

0,0007 (Terre=1)

- Observation -

----------

Diamètre apparent Diamètre apparent équatorial au plus loin et au plus près de la Terre :

de 4,5 " à 13 "

Magnitude apparente Mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre :

Magnitude à 1 UA Unité Astronomique : 150 000 000 km = 1 UA : -0,42 - de 5,7 à -2,6

Albédo Fraction de lumière réfléchie par un objet :

Géométrique Indique le rapport entre l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur et celle reçue par l'objet lorsque le Soleil, l'observateur et l'objet sont alignés, Indique la proportion de lumière réfléchie par rapport à celle théoriquement réfléchie par un disque blanc parfaitement diffusant, : 0,106 - Bond Indique le rapport entre la totalité de l'énergie radiante réfléchie par un astre dans toutes les directions et l'énergie radiante qu'il reçoit : 0,119

- Satellites -

----------

Nombre de satellites :

0

Paramètres orbitaux de Mercure

Rotation de la planète Mercure

La période de rotation de Mercure a été mesurée précisément en 1974 par la sonde Mariner 10 à 58,65 jours (1 mois 28 jours 5 heures 6 minutes 54 secondes ) ce qui est égal aux 2/3 de la révolution de Mercure autour du Soleil ; Mercure est en résonance 3:2 sur son orbite. C'est donc près de 59 fois moins rapide que la rotation de la Terre.

Mercure a une inclinaison de son axe de rotation sur son plan orbital de seulement 0,0352 °, c'est l'inclinaison la plus faible de toutes les planètes du système solaire, ceci fait que Mercure n'a pas de cycles saisonniers causés par cette inclinaison contrairement à la Terre.

Mercure ne présente pas toujours la même face au Soleil mais elle présente longtemps la même face vers le Soleil, le jour solaire (durée entre deux passage du Soleil au méridien local) dure 175,9417 jours terrestres, c'est-à-dire deux années mercuriennes.

Une journée ou une nuit sur Mercure durent exactement une année chacune, soit quasiment 88 jours terrestres.

Révolution de la planète Mercure

Mercure tourne autour du Soleil en un peu moins de 88 jours (87,96934 jours exactement) ce qui fait 2 mois 27 jours 2 heures 17 minutes 38 secondes .

Sa période de révolution est de 1,5 fois sa période de rotation qui est de 58,65 jours (1 mois 28 jours 5 heures 6 minutes 54 secondes ), ce qui correspond à la moitié d'un jour solaire (175,9417 jours).

Sa distance au Soleil varie de 46,001272 millions de kilomètres à 69,816900 millions de kilomètres soit d'environ 0,31 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km à 0,47 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km.

L'orbite elliptique de Mercure est inclinée de 7,005 ° par rapport à l'équateur solaire.

Voir la position de la planète Mercure en ce moment

Excentricité de l'orbite de Mercure

Mercure a actuellement une orbite qui n'est pas du tout circulaire, elle est elliptique, très allongée, c'est ce qu'on appelle l'excentricité orbitale. Cette excentricité est chaotique et fait fait varier sa distance au Soleil de 46,001272 à 69,816900 millions de kilomètres (entre 0,31 et 0,47 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km).

L'excentricité de l'orbite de Mercure varie de 0 (orbite circulaire) à une valeur très importante de 0,46 sur plusieurs millions d'années. L'excentricité orbitale actuelle de 0,20563069 est plus de douze fois supérieure à celle de la Terre ; c'est l'excentricité la plus élevée de toutes les planètes du système solaire.

Structure interne de Mercure

Un énorme noyau qui représente 75 % du rayon de celui de la planète soit dans les 1800 à 2000 km.

Un manteau de silicate qui fait entre 500 et 700 km d'épaisseur.

Une croûte externe solide pauvre en métaux, d'une épaisseur de 100 à 300 km

Des incertitudes concernant le noyau, notamment le fait de savoir dans qu'elle proportions il est partiellement liquide et l'épaisseur des différentes couches demeurent. La mission BepiColombo tentera d'y répondre.

Composition interne de la planète Mercure

Le noyau métallique de Mercure, composé de fer et de nickel, représente 55 % de la masse de la planète. Comparé à la Terre, le noyau est proportionnellement plus gros (33 % pour la Terre). Le noyau métallique représente 42 % du volume de la planète (17 % pour la Terre) et 75 % du rayon de celui de la planète soit dans les 1800 à 200 km.

Le noyau de Mercure serait solide en son centre et liquide dans sa partie externe.

La planète est composée de 70 % de métaux qui sont concentrés en quasi totalité dans le noyau et de 30 % de silicates dans son manteau.

La densité moyenne est comparable à celle de la Terre : 0,984 (Terre=1). Elle est de 5 427 kg/m ³ (5 514 kg/m ³ pour la Terre).

La quantité de fer de Mercure est proportionnellement deux fois plus importante que celle des autres planètes dans le Système solaire, c'est pourquoi Mercure est aussi appelée " la planète métallique " ou " la planète de fer ".

Le noyau est recouvert d'un manteau de silicate qui fait entre 500 et 700 km d'épaisseur.

Enfin, une couche externe solide, une croûte pauvre en métaux, d'une épaisseur de 100 à 300 km, qui recouvrirait une couche de sulfure de fer cristallisé.

Du fait de son important noyau ferreux et de son importante densité, Mercure est à peu près aussi dense que la Terre mais la croûte de Mercure a une très faible densité.

Mercure est très massive pour sa taille. Ganymède, satellite de Jupiter, qui est pourtant un peu plus grande que Mercure a une masse deux fois moins importante.

Conditions de surface de Mercure

Atmosphère de la planète Mercure

L'atmosphère de Mercure est si ténue à cause de la proximité avec le Soleil, la température très élevée de la surface et de faible gravité de la planète que l'on peut considérer qu'elle n'en a pas. La pression est <0,00001 mbar.

On ne détecte que quelques traces infimes d'Oxygène (42 %), de Sodium (29 %), d'Hydrogène (22 %), d'Hélium (6 %) et des traces d'autres gaz tels que l'argon et le néon.

Mariner 10 a détecté une ionosphère équivalente à un cent-millième de celle de la Terre.

On parle d'exosphère de Mercure plus que d'atmosphère.

Températures à la surface de Mercure

La température moyenne à la surface de Mercure est de 167 ° C ce qui en fait une planète très chaude.

L'amplitude des températures sur Mercure est très importantes. Du côté exposé au Soleil, la température peut monter jusqu'à 430 ° C. Du côté de la planète qui n'est pas exposé au Soleil, la température est de -180 ° C. Les zones polaires ne reçoivent pas ou peu de chaleur du fait de la faible inclinaison de la planète ce qui permet d'avoir des températures inférieures à -223 °C au fond de certains cratères polaires que la lumière solaire n'atteint jamais. Il se pourrait que ces cratères contiennent de la glace.

Sur Mercure, le Soleil apparaît entre 2,1 et 3,3 plus gros que depuis la Terre suivant sa position sur son orbite et la quantité de lumière reçue est environ 7 fois plus intense que sur Terre (9 126,6 W/m2).

Géologie de Mercure

Caractéristiques schématiques

La surface de Mercure peut être caractérisée par :

des cratères issue d'impact météoritiques

des régions dont la luminosité varie appelées Albedos

des crêtes appelées Dorsa

des montagnes appelées Montes

des plaines appelées Planitiae

des escarpements appelées Rupes

des vallées appelées Valles

On note aussi des escarpements lobés issus de la contraction de la planète lors de son refroidissement. En refroidissant, Mercure s'est contractée ce qui a réduit son rayon d'environ 2 km. Cette contraction a créé des cassures dans la croûte, et formé des crêtes et des plis. Ces escarpements, qui peuvent atteindre 500 km de long et parfois les 4000 m de hauteur, parcourent la planète à travers les cratères, les montagnes et les vallées.

L'âge de ces formations prouve que la planète Mercure n'a pas connu d'activité tectonique depuis très longtemps et que sa morphologie globale actuelle est proche de celle qu'elle avait peu de temps après sa formation.

La surface de Mercure en très haute résolution

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Champ magnétique de la planète Mercure

Mercure possède un faible champs magnétique qui représente un peu moins d'1/60e du champ magnétique de la Terre.

C'est ce champs magnétique qui permet de penser que le noyau de Mercure est encore liquide et chaud malgré la faible rotation trop lente pour pouvoir générer un champs magnétique par effet dynamo de la planète et sa petite taille.

Comme celle de la Terre, la magnétosphère de Mercure possède une queue séparée en deux par une couche neutre.

Observation de la planète Mercure

Mercure est visible à l'oeil nu mais c'est une planète difficile à observer depuis la Terre, même avec des télescopes, car elle est proche du Soleil qui empêche de l'observer clairement.

De plus, Mercure n'est visible que tôt le matin avant que le Soleil ne se lève, ou au crépuscule après le coucher du Soleil et seulement quelques moments dans l'année quand elle se trouve de part et d'autre du Soleil par rapport à la Terre. Le reste du temps elle est soit devant, soit derrière le Soleil. Le fait qu'on ne puisse l'observer qu'au lever ou au coucher du Soleil, juste au dessus de l'horizon, fait qu'elle n'est visible qu'à travers une épaisse couche d'atmosphère ce qui gêne considérablement les observations depuis la Terre du fait des turbulences atmosphériques importantes.

Mercure orbitant à une distance proche du Soleil - son élongation maximale est de 28,3° - c'est une planète difficile à observer à cause de sa proximité avec le Soleil dont la luminosité empêche de bien l'observer.

Le diamètre apparent est comprit entre 4,5 " et 13 ".

La magnitude apparente varie de 5,7 à -2,6. La magnitude apparente à 1 UA est de -0,42.

L'albédo géométrique est de 0,106 et l'albédo de Bond est de 0,119.

Structures géologiques remarquables

Bassin Caloris

La zone la plus remarquable est le Bassin Caloris d'un diamètre d'environ 1 550 km. " Caloris " signifie chaleur en latin.

Ce bassin est issu d'un impact météoritique, il y a 3,85 milliards d'années, avec un astéroïde qui devait mesurer dans les 150 km de diamètre.

Le cratère créé par l'impact devait faire près de 130 km de profondeur.

Lors du choc, du fait de la pression très importantes et de la température très élevée, le manteau a dû entrer en fusion et est ensuite remonté, comblant le cratère.

Cette collision a formé une grande dépression circulaire, avec des anneaux concentriques et de gigantesques éjectas. L'impact a dû créer des écoulement de roches en fusion et de lave provenant du manteau qui ont lissé sa surface.

L'impact aurait provoqué des ondes de choc qui ont traversé la planète, causant des plissements, des fractures et des élévations du sol de 800 m à 1 000 m à l'opposé de l'impact.

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Ressources

MESSENGER

Bepi-Colombo

Wikipedia

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Planète Mercure 3D HD - Planète Astronomie

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Mercure est la planète la plus proche du Soleil, la plus petite en taille et la moins massive du Système solaire. Mercure est une planète tellurique, comme les planètes Vénus, la Terre et Mars. Sans atmosphère, sa surface grêlée de cratères météoritiques, de bassins, de crêtes et de montagnes ressemble beaucoup à celle de notre satellite naturel, la Lune.

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La Terre est la troisième planète du Système solaire en partant du Soleil.

La Terre est une planète tellurique, comme les planètes Mercure, Vénus et Mars. C'est la planète la plus massive des 4 planètes rocheuses du système solaire interne.

La Terre est la seule planète connue à abriter des formes de vie, sa faune et sa flore sont très riche au point qu'aujourd'hui nous n'en mesurons pas encore toute l'étendue et que de nombreuses espèces végétales et animales sont encore inconnues.

Sa pression atmosphérique lui permet d'avoir de l'eau liquide à sa surface. Son atmosphère riche en oxygène est issue d'une transformation causée par les formes de vies qui s'y sont développées. La planète abrite des millions d'espèces vivantes, des virus, des bactéries, ainsi qu'une population croissante d'humains qui façonne sa surface et modifie la composition de son atmosphère. La Terre possède des types de paysages et des écosystèmes très variés. Sa surface est caractérisée par des océans d'eau liquide salée (70%) et de continents en grande partie recouverts de végétation (à l'exception des hautes montagnes, des zones polaires et des déserts).

La Terre possède une couche d'ozone et un champ magnétique qui la protège des radiations cosmiques et des rayonnements solaire.

Les zones polaires sont essentiellement constituées de glace et de neige.

Les climats dépendent de multiples facteurs comme la topographie, et la position par rapport à l'équateur. Les courants marins influent aussi énormément sur les types de climats que l'on y trouve.

Type d'objet :

Planète, Planète tellurique, Planète rocheuse

Découverte :

Antiquité, Epoque hellénistique, par Aristarque de Samos, puis Ératosthène

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Localisation :

Système solaire interne

Demi grand-axe Le demi grand-axe d'une ellipse est le plus long diamètre :

149,6 millions de km (0,9973 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Périhélie Distance minimum au Soleil :

147,098074 millions de km (0,9807 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Aphélie Distance maximum au Soleil :

152,097701 millions de km (1,014 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Excentricité de l'orbite Plus la valeur est proche de 0, plus l'orbite est circulaire :

0,01671022

Inclinaison de l'orbite Inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique, L'écliptique est l'intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique (plan géométrique contenant l'orbite de la Terre autour du Soleil) :

0 °

Période de révolution Un tour complet autour du Soleil :

365,25696 jours

Vitesse orbitale :

29,783 km/s - de 29,291 à 30,287 km/s

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Période de rotation :

0,9958 jours

Jour solaire D'un lever de Soleil au suivant :

1 jours

Inclinaison axiale :

23,4373 °

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Diamètre équatorial :

12756,274 km - 0

Aplatissement :

0,0033529

Masse :

1/332946,05 (Soleil=1)

Densité :

5 514 kg/m³ - - 5,515 (Eau=1)

Vitesse de libération :

40 270 km/h - 11186,1111 m/s

Plage topographique :

de -10 911 mètres à 8,848 mètres

Température de surface :

15 ° C (de -90 ° C à 50 ° C)

Pression au sol :

1 014 mbar - 1 atmosphères (Terre=1) - Variabilité Variabilité de la pression = 870 à 1085 mbar

Atmosphère :

Azote 78,084 %, Oxygène 20,946 %, Argon 0,934 %, Dioxyde de carbone 0,039 %, Gaz traces 0,006 %

Moment magnétique Intensité du champs magnétique :

1 (Terre=1)

- Observation -

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Albédo Fraction de lumière réfléchie par un objet :

Géométrique Indique le rapport entre l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur et celle reçue par l'objet lorsque le Soleil, l'observateur et l'objet sont alignés, Indique la proportion de lumière réfléchie par rapport à celle théoriquement réfléchie par un disque blanc parfaitement diffusant, : 0,367 - Bond Indique le rapport entre la totalité de l'énergie radiante réfléchie par un astre dans toutes les directions et l'énergie radiante qu'il reçoit : 0,306

- Satellites -

----------

Nombre de satellites :

1

La croûte terrestre est constituées de grandes plaques rocheuses solides, nommées " plaques lithosphériques " qui " flottent " sur la couche externe du manteau constitué de magma liquide. Ces plaques ce déplacent lentement à la surface et se poussent et s'entrechoquent les unes les autres. Ce phénomène est appelé " tectonique des plaques ". Les plaques sont séparées par des zones dites de subduction quand une plaque plonge sous une autre, et par des dorsales qui, au contraire, sont des zones d'émergence de matériaux.

Le long des bords des plaques se trouvent de nombreuses zones d'activité volcanique.

La Terre est une planète active qui possède un noyau interne de fer solide appelée " la graine " entourée d'un noyau externe constitué de métal liquide qui est à l'origine d'un champs magnétique, le tout est recouvert d'un manteau rocheux de plusieurs milliers de kilomètres.

La Terre possède un satellite naturel, la Lune, qui est issue de la collision de la Terre primitive (nommée Gaïa) avec un objet de la taille de Mars (nommée Théia) au tout début de la formation du système solaire il y a 4,5 milliards d'années.

La Lune est responsable des marées océaniques et permet de stabiliser l'axe de rotation de la Terre. Elle a aussi permis de ralentir la vitesse de rotation de la Terre pour la faire passe de 6 h à 24 h aujourd'hui.

Comparaison entre la Terre et Vénus

La ressemblance morphologique entre la Terre et Vénus permet de supposer que Vénus a connu une période pendant laquelle ses conditions de surface étaient proches de celles de la Terre avec peut-être même des océans et une température modérée à sa surface. Vénus aurait ensuite connu en emballement de son effet de serre conduisant à l'évaporation de ses océans et à une augmentation considérable de la densité de son atmosphère jusqu'à atteindre les valeurs excessives d'aujourd'hui. C'est pourquoi bien qu'ayant certaines caractéristiques en commun comme leur dimension, leur inclinaison et la présence d'une atmosphère, ces deux planètes n'ont plus vraiment de point commun.

Paramètres orbitaux de la Terre

Rotation de la planète la Terre

La période de rotation de la terre et de 23 heures 56 minutes et 4 secondes.

L'inclinaison de l'axe de rotation de la terre et de 23,44°. Grâce à cette inclinaison, la Terre connaît des saisons marquées.

Grâce à la Lune qui joue le rôle de balancier, la rotation de la terre est stabilisée ce qui favorise des conditions climatiques stables en empêchant l'axe de rotation de varier au cours du temps.

Sphère de Hill

La sphère d'influence gravitationnelle de la Terre, nommée Sphère de Hill a un rayon d'environ 1 500 000 kilomètres. La Sphère de Hill correspond à la distance maximale d'influence gravitationnelle de la Terre, quand la gravite terrestre et supérieure à la gravité solaire.

Inclinaison de l'axe et saisons

Les saisons sur Terre ne sont pas causées par la variation de la distance entre la Terre et le Soleil mais par l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre. Cette inclinaison fait varier l'angle d'incidence des rayons du Soleil sur la surface de la Terre en un point donné causant les saisons.

En été dans l'hémisphère nord, les rayons du Soleil sont plus perpendiculaires qu'en hiver, au contraire, dans l'hémisphère sud, c'est l'hiver car les rayons solaires arrivent de façon plus oblique. Par conséquent, les jours sont plus longs en été et le Soleil monte plus haut dans le ciel alors qu'en hivers les jours raccourcissent et le Soleil monte moins haut dans le ciel.

Durant l'été dans l'hémisphère nord, le pôle nord est en permanence éclairé, le Soleil ne se couche jamais et une journée dure 6 mois. A l'inverse, en hivers, c'est une nuit permanente. C'est bien évidement l'inverse dans l'hémisphère sud avec le pôle sud.

Révolution de la planète Terre

La distance entre la Terre et le Soleil est de 150 millions de km en moyenne.

La Terre met 365,2564 jours à une vitesse de 29,8 km/s soit 107 000 km/h pour effectuer une orbite complète autour du Soleil. Notre calendrier ne comportant que 365 jours, alors que la durée d'une année est en réalité un peu supérieure, 365 jour et 1 quart, nous ajoutons 1 jour tous les 4 ans afin de compenser partiellement ce décalage.

Voir la position de la planète Terre en ce moment

Solstices et équinoxes

Les saisons sont déterminées par les solstices et les équinoxes.

Un solstice correspond à la position de la Terre sur son orbite où l'inclinaison de l'axe de rotation est maximale par rapport au Soleil. Il y a 2 solstices dans l'année, le solstice d'été le 21 juin et le solstice d'hiver le 21 décembre (dans l'hémisphère nord, c'est l'inverse dans l'hémisphère sud).

Une équinoxe correspond à la position de la Terre sur son orbite où les rayons du Soleil sont perpendiculaires à l'équateur, ce sont les périodes intermédiaires entre 2 solstices. A ce moment là, le Soleil est au plus haut dans le ciel au niveau de l'équateur. L'équinoxe de printemps est aux alentour du 20 mars tandis que l'équinoxe d'automne a lieu vers le 21 septembre (là encore dans l'hémisphère nord, c'est l'inverse dans l'hémisphère sud).

Grâce à la Lune, l'inclinaison de la Terre est relativement stable mais pas complètement. La variation de l'angle d'inclinaison de la Terre est appelé " la nutation " et se produit sur une période de 18,6 ans.

De plus, l'axe de rotation de la Terre que l'on compare souvent à celui de l'axe d'une toupie, n'est pas parfaitement stable et connaît lui aussi des variations nommée " précession des équinoxes " sur une durée de 25 771 ans. Il s'agit d'une variation de l'orientation de l'axe de rotation de la Terre.

Ces mouvements sont la conséquence des forces de marées qu'exercent la Lune et le Soleil sur le renflement équatorial de la Terre.

On note aussi une variation de l'axe de rotation de la Terre par rapport à sa surface sur une période de 14 mois, celle oscillation et appelée " oscillation de Chandler ".

À l'époque moderne, le périhélie de la Terre a lieu vers le 3 janvier et l'aphélie vers le 4 juillet. Ces dates évoluent au cours du temps du fait de la précession et d'autres facteurs orbitaux qui suivent un schéma cyclique connu sous le nom de paramètres de Milanković.

Structure interne de la Terre

La Terre est structurée de la façon suivante :

un noyau de fer et de nickel solide aussi appelé " graine "

un noyau extérieur composé de fer et de nickel à l'état liquide

un manteau de roches de silicates solides qui représente 84 % du volume de la planète

une croûte de silicates et de basaltes ; cette couche comprend la lithosphère qui est composée de plaques tectoniques qui " flottent " sur une couche de magma liquide ce qui est à l'origine de la dérive des continents et de la tectonique des plaques.

Composition interne de la planète Terre

La Terre est une planète rocheuse composées d'un noyau métallique et d'un manteau de roches et de silicates. C'est la planète tellurique la plus grande, la plus massive, celle possédant la gravité de surface la plus élevée et le champs magnétique le plus puissant. Toutefois, Mercure possède un plus gros noyau et Vénus possède une atmosphère plus importante.

La croûte terrestre, c'est-à-dire la partie externe de la planète, sa surface, est constituée de plaque de roche, dites plaques tectoniques, qui " flottent " sur la partie externe du manteau qui est constitué de roche en fusion liquide. Ceci permet aux plaques de se déplacer lentement à la surface de la planète.

Près des ¾ de la surface de la Terre est recouvert d'océans, 71 % de la planète est submergée, les 29 % restants sont des continents et des îles parcourues par des cours d'eau et parsemées de lacs.

La Terre est composée :

de 32,1 % de fer

de 30,1 % d'oxygène

de 15,1 % de silicium

de 13,9 % de magnésium

de 2,9 % de soufre

de 1,8 % de nickel

de 1,5 % de calcium

de 1,4 % d'aluminium

le reste est composé de traces d'une multitude d'autres éléments

La Terre étant une planète différenciée - c'est-à-dire que lors de sa formation, elle était entièrement en fusion ce qui a permis aux éléments de se dissocier les uns des autres et aux plus lourds de migrer vers l'intérieur de la planète, vers le centre - la répartition des éléments n'est pas uniforme.

Les éléments les plus lourds et les plus dense sont plutôt concentrés au centre de la planète c'est pourquoi le noyau est composé de fer à 88,8 %, de nickel à 5,8 % et de souffre à 4,5 %.

La croûte est constituée de silicates, c'est-à-dire d'oxydes de silicium, d'aluminium, de fer, de calcium, de magnésium, de potassium et de sodium.

Forme

La Terre n'est pas tout à fait sphérique, elle est aplatie au niveau des pôles.

La rotation terrestre relativement rapide et sa composition non rigide a permis la formation d'un petit renflement équatorial qui crée une différence 43 km entre le diamètre équatorial et le diamètre polaire. En moyenne, la Terre a un diamètre de 12 742 km.

Conditions de surface de la Terre

La Terre est la seule planète, de notre point de vue d'être humain, à avoir des conditions de surface suffisamment modérées pour pouvoir abriter la vie.

Mars aussi a des conditions plutôt favorables même si son atmosphère n'est pas assez dense et qu'il n'y a pas d'eau à l'état liquide à sa surface.

Habitabilité

La Terre présente plusieurs caractéristiques à qui l'on attribue sa capacité à être habitable et donc à abriter la vie.

Tout d'abord, on estime que la Terre se trouve dans ce qu'on appelle la " zone d'habitabilité " à une distance au Soleil qui la positionne ni trop loin ni trop près du Soleil afin de recevoir une quantité d'énergie solaire équilibrée et d'avoir des températures douces (15° C en moyenne) et appropriées pour des organismes vivants. Cette position dans un système planétaire est considérée comme un critère déterminant pour pouvoir abriter la vie même si on pense de plus en plus que d'autres facteurs pourraient compenser le fait de ne pas se trouver dans cette fameuse zone.

La Terre possède par ailleurs un champs magnétique qui la protège des rayonnements cosmiques et solaires et protège aussi son atmosphère et les molécules organiques ce qui permet non seulement à la vie d'apparaître mais aussi de perdurer.

La Terre est aussi suffisamment massive pour retenir une atmosphère dense. Cette atmosphère est une enveloppe permettant d'avoir une pression suffisamment élevée pour que l'eau puisse se maintenir à l'état liquide.

Par ailleurs, cette atmosphère protège la surface des impacts météoritiques en freinant les objets qui entrent dans l'atmosphère avant qu'ils ne percutent la surface, réduisant les dégâts.

Une couche d'ozone en haute atmosphère protège aussi la Terre de certains rayonnements solaires nocifs.

La stabilité de l'axe de rotation de la Terre (grâce à la Lune), la faible excentricité de son orbite, son axe de rotation incliné et sa durée de rotation sont autant de facteurs favorisant des conditions d'habitabilité.

Ceci étant, on considère qu'il est possible pour des formes de vies d'apparaître dans des conditions très différentes de celles que connaît la Terre. L'étude des formes de vies dites "extrêmophiles" sur Terre amènent à penser que la vie pourrait très bien se contenter de peu de critères pour émerger et subsister, le seul éléments que l'on considère comme indispensable est l'eau à l'état liquide. Pour le reste, un apport d'énergie quel qu'il soit et des réactions chimiques même basiques pourraient suffire pour que des formes de vies puissent métaboliser.

Températures à la surface de la Terre

La température moyenne à la surface de la Terre est de 15 ° C mais cette température varie beaucoup en fonction des saisons, du climat local, de l'altitude et du moment de la journée.

Les zones polaires connaissent des températures pouvant descendre à -40, -50 -60 et jusqu'à -80 ° C tandis que les zones les plus chaudes proches de l'équateur peuvent monter à 40, voir plus de 50 ° C.

Géologie et surface de la Terre

La surface de la Terre est en majorité caractérisée par des océans liquides d'eau salée. Ces océans couvrent 70,8% de la surface totale terrestre et ont une profondeur moyenne de 3 682 mètres. Sous la surface des océans, on trouve des dorsales océaniques sur des milliers de kilomètres. Ces zones sont des endroits d'où le plancher océanique est renouvelé et ce sont ces zones qui éloignent petit à petit les plaques tectoniques. On trouve aussi sous l'eau des montagnes, des vallées, des falaises, des plateaux, des canyons, des plaines abyssales, des fosses très profondes (comme la Challenger Deep de la fosse des Mariannes qui plonge à 10 911 mètres sous la surface) et des volcans actifs.

Cliquez pour faire tourner la Terre. Molette pour zoomer.

La surface de la Terre est aussi caractérisée par des continents et des zones émergées qui représentent 29,2 %. Ces zones sont des montagnes, des plateaux, des plaines et des vallées, des lacs, des rivières, des marécages, des forêts, des cultures, des déserts, des étendues glacées, etc. Il existe une très grande variété de topologies.

L'altitude moyenne des terres émergées est de 840 mètres. La zone émergée la plus basse par rapport au niveau de la mer est de -418 mètres dans la Mer morte et la plus élevée et de 8 848 mètres au sommet du mon Everest.

La surface terrestre subit une érosion importante du fait des courants marins, des vents, des pluies, du gel et du dégel, des saisons, des réactions chimiques et des modifications de l'environnement causées par les végétaux, les animaux et les activités humaines. Ainsi, la surface de la Terre est très jeune et en constante évolution et renouvellement.

Par ailleurs, l'activité volcanique et la tectonique des plaques modifient la configuration des continents et des océans sur le long terme, créant ou détruisant de nouveaux continents ou de nouveaux océans.

Occasionnellement, des impacts météoritiques causent aussi des modifications radicales malgré la protection atmosphériques. Certains objets sont suffisamment gros et massifs pour percer la défense que constitue l'atmosphère terrestres et parviennent jusqu'au sol provoquant d'énormes dégâts sur de grandes surfaces. L'impact sur les conditions d'habitabilité et le climat peut aussi être affecté et conduire à des modifications de la biosphère.

Hydrosphère

La caractéristique principale et unique de la Terre est de posséder de l'eau à l'état liquide. On appelle cela l'hydrosphère. L'hydrosphère comprend non seulement les mers et les océans qui couvrent près de 71 % de la surface et représentent 97,5 % de toute l'eau de la planète mais aussi les 2,5 % d'eau douces constitués par les lacs, les eaux glacées, la banquise, les fleuves et les rivières ainsi que toutes les eaux souterraines.

La surface de la Terre en très haute résolution

Atmosphère de la planète la Terre

L'atmosphère est une couche de gaz retenue par gravitation qui enveloppe la Terre.

L'atmosphère de la Terre est composée :

d'azote à 78,08 % (N)

d'oxygène à 20,95 % (O2)

d'argon à 0,93 % (Ar)

de dioxyde de carbone à 0,039 % (CO2)

de divers autres gaz pour moins de 0,001 % : méthane (CH4), oxyde nitreux (N2O), monoxyde de carbone (CO), ozone (O3), sulfates (SO4), dioxyde d'azote (NO2), radical hydroxyle (OH)

Cette composition est très fortement liée à l'activité de la biosphère primitive de la Terre qui a permis de synthétiser de l'oxygène.

L'atmosphère contient des gaz comme la vapeur d'eau, le dioxyde de carbone, le méthane et l'ozone qui permettent un effet de serre. Cet effet de serre permet à l'atmosphère de conserver une quantité de chaleur suffisante pour réguler la température, en effet, sans cet effet de serre, la température moyenne sur Terre serait de 33° C inférieure aux 15° C actuels. Sur Vénus, l'atmosphère a connu un emballement de l'effet de serre et son atmosphère principalement composée de dioxyde de carbone emprisonne la chaleur et fait monter les températures jusqu'à 470° C.

L'atmosphère s'étend jusqu'à plusieurs centaines de kilomètres dans l'espace et n'a pas de limite précise, sa densité diminue avec l'éloignement. Toutefois, 75% de l'atmosphère terrestre est comprise dans les 11 premiers kilomètres et au-delà de 100km on ne compte plus que quelques particules par volume.

L'atmosphère peut être divisées en couches :

La troposphère qui représente 80% de l'atmosphère est comprise entre 0 et 8 kilomètres au niveau des pôles et peut aller jusqu'à 17 kilomètres au niveau l'équateur.
La tropopause située à 18 km d'altitude est la frontière entre la troposphère et la stratosphère.

Entre 18 km et 50 km d'altitude se trouve la stratosphère dans laquelle se trouve la couche d'ozone qui bloque une partie des rayons ultraviolets du Soleil.

La mésosphère débute à 50 km et monte jusqu'à la thermosphère à 80 km d'altitude.

Entre 80 et 100 km d'altitude se trouve la ionosphère.
On établie arbitrairement la limite entre l'atmosphère et l'espace à 100 km d'altitude, cette frontière est appelée "ligne de Kármán".

A partir de 120km, on considère que les effets de l'atmosphère en cas de rentrée terrestre deviennent suffisamment importants pour être considérés comme non négligeable.

Les orbites les plus basses qui ne peuvent tenir plus de quelques jours sont au minimum à 200 km d'altitude. C'est l'orbite des satellites d'observation militaires par exemple qui ont besoin d'une résolution maximale.

Une orbite stable sur plusieurs années doit être au minimum à 350 km d'altitude, c'est l'orbite des stations spatiales comme MIR ou l'ISS.

La frontière entre la thermosphère et l'exosphère est à 690 km d'altitude.

Au delà, on parle d'exosphère. C'est là que l'on rencontre le champ magnétique terrestre qui interagit avec le vent solaire.

Observation de la planète la Terre

Pendant longtemps, l'humanité n'a pas su quelle était la forme de la Terre ni comment elle évoluait dans son environnement.

Aujourd'hui nous savons que la Terre est une sphère de 12 756 km de diamètre en rotation sur elle même en 23 h 56 m qui orbite à près de 150 millions de kilomètres du soleil en 365 jours et 6 h environ.

L'observation de la Terre est donc très récente car nous ne connaissons l'intégralité de sa surface que depuis quelques dizaines d'années, les zones polaires n'ayant été explorées que très récemment.

En fait, on peut même considérer que nous ne pouvons pleinement observer la surface de la Terre dans sa globalité que depuis l'avènement de l'ère spatiale et l'envoi des premiers satellites d'observation en orbite autour de la Terre, ce qui ne représente que quelques dizaines d'années à peine. Toutefois, les zones sous-marines restent pourtant très mal connues ce qui fait dire à certains que nous connaissons mieux la surface de la Lune et de Mars que nous ne connaissons celle de notre propre planète, la Terre.

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Planète Terre 3D HD - Planète Astronomie

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La Terre est la troisième planète du Système solaire en partant du Soleil. La Terre est une planète tellurique, comme les planètes Mercure, Vénus et Mars. C'est la planète la plus massive des 4 planètes rocheuses du système solaire interne.

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La planète Neptune est une planète géante de glace, comme Uranus, leurs compositions internes et leurs atmosphères sont similaires.

Neptune est la 8 e planète du Système solaire en partant du Soleil et c'est aussi la plus éloignée.

Neptune est de couleur bleue et présente des turbulences atmosphériques bien plus marquées qu'Uranus. En outre, Neptune présente des bandes nuageuses blanches et de gigantesques ouragans similaires à la Grande tâche rouge de Jupiter bien qu'ils n'aient pas la même couleur.

Neptune possède 5 anneaux planétaires ténus et peu brillants ainsi que 14 satellites naturels dont 1 seul, Triton, est de taille significative avec 2707 km de diamètre, tous les autres satellites font moins de 500 km.

Neptune connaît les vents les plus rapides du système solaire avec des vitesses pouvant aller jusqu'à 2100 km/h ! C'est près de 6 fois la vitesse du son sur Terre !

La planète Neptune est la seule planète a avoir été découverte par le calcul uniquement avant d'être observée formellement pour la première fois le 23 septembre 1846. Le français Urbain Le Verrier avait calculé sa position à 1° de la position à laquelle elle a réellement été trouvée par l'allemand Johann Gottfried Galle.

Neptune n'a pour l'instant été visité qu'une seule fois en 1989 par la sonde Voyager 2 et aucune autre mission d'exploration n'est prévue pour l'instant.

Dans la mythologie romaine, Neptune est le dieu des eaux vives, des sources et plus généralement des océans.

Type d'objet :

Planète, Planète géante, Planète géante de glace

Découverte :

23 septembre 1846 par Urbain Le Verrier (calcul), Johann Gottfried Galle (observation) - Epoque moderne

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Localisation :

Système solaire externe

Demi grand-axe Le demi grand-axe d'une ellipse est le plus long diamètre :

4504,5 millions de km (30,0297 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Périhélie Distance minimum au Soleil :

4452,940833 millions de km (29,6863 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Aphélie Distance maximum au Soleil :

4553,946490 millions de km (30,3596 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Excentricité de l'orbite Plus la valeur est proche de 0, plus l'orbite est circulaire :

0,00858587

Inclinaison de l'orbite Inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique, L'écliptique est l'intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique (plan géométrique contenant l'orbite de la Terre autour du Soleil) :

1,76917 °

Période de révolution Un tour complet autour du Soleil :

164 ans 8 mois 8 j 10 h 41 min 20 s

Vitesse orbitale :

5,4317 km/s - de 5,385 à 5,479 km/s

----------

Période de rotation :

0,6708 jours - 16 h 6 min 0 s

Inclinaison axiale :

28,31 °

----------

Diamètre moyen :

49 244 km

Diamètre équatorial :

49 528 km - 3,883 (Terre=1)

Diamètre polaire :

48 682 km

Aplatissement :

0,0171

Volume :

57,5 (Terre=1)

Masse Par rapport à la Terre :

17,147 (Terre=1) - 1/19416,3 (Soleil=1)

Densité :

1 638 kg/m³ - 0,30 (Terre=1) - 1,64 (Eau=1)

Gravité à l'équateur :

1,14 (Terre=1)

Vitesse de libération :

84 600 km/h - 23 500 m/s

Température à 0,1 bar :

-218 ° C

Température à 1 bar :

-201 ° C

Température centrale :

7 000 K

Densité à 1 bar :

Vitesse du vent :

0 à 580 m/s

Atmosphère :

Hydrogène 79,5 %, Hélium 18,5 %, Méthane 1,5 %, Gaz traces 0,5 %,

Moment magnétique Intensité du champs magnétique :

25 (Terre=1)

- Observation -

----------

Diamètre apparent Diamètre apparent équatorial au plus loin et au plus près de la Terre :

de " à 2,11 "

Magnitude apparente Mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre :

Magnitude à 1 UA Unité Astronomique : 150 000 000 km = 1 UA : -6,87 - de 8,02 à 7,78

Albédo Fraction de lumière réfléchie par un objet :

Géométrique Indique le rapport entre l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur et celle reçue par l'objet lorsque le Soleil, l'observateur et l'objet sont alignés, Indique la proportion de lumière réfléchie par rapport à celle théoriquement réfléchie par un disque blanc parfaitement diffusant, : 0,41 - < : 0,29

----------

Nombre d'anneaux :

5 principaux

Rayon planétaire :

1,7 à 2,54 (rayon planétaire=1)

Rayon :

42 000 à 62 900 kilomètres

Epaisseur :

? kilomètres

Taille des particules :

? m

Diamètre du satellite de masse :

10 kilomètres

- Satellites -

----------

Nombre de satellites :

> 14

Paramètres orbitaux de Neptune

Rotation de la planète Neptune

Comme toutes les planètes gazeuses, il est difficile de mesurer la vitesse de rotation car il n'existe pas de point fixe de référence à leur surface. De plus, la rotation de l'atmosphère connaît des vitesses variables en fonction des latitudes.

La vitesse de rotation de l'atmosphère varie de 12 heures au niveau des pôles à 18 heures au niveau de l'équateur. Le champs magnétique quand à lui tourne en 16,1 heure.

Inclinaison de l'axe de rotation de Neptune

Neptune est inclinée à 28,32° ce qui comme pour la Terre et Mars lui permet de connaître des saisons cependant la très grande distance de Neptune fait que les changements saisonniers s'opèrent sur des périodes d'environ 40 années terrestres !

Révolution de la planète Neptune

Neptune fait un tour complet autour du Soleil en presque 165 ans à une distance moyenne de 4 498 253 000 km (quatre milliards quatre cent quatre-vingt-dix-huit millions deux cent cinquante-trois mille kilomètres) ! C'est 2 fois plus lent et presque 2 fois plus éloigné qu'Uranus.

Son orbite est presque circulaire avec une excentricité très faible de l'ordre de 0,0085 en revanche le plan de l'orbite est incliné à 1,7692° par rapport au plan orbital de la Terre.

Voir la position de la planète Neptune en ce moment

Structure interne de Neptune

Neptune serait composée :

D'un noyau de fer et de silicates solide equivalent à une masse terrestre au minimum.

Un manteau composé de roches en fusion dans les basses couches et allant vers des zones fluides d'eau, de méthane et d'ammoniac gelées composées de glaces,

Une épaisse atmosphère d'hydrogène et d'hélium

Une haute atmosphère

Composition interne de Neptune

La composition interne de Neptune est comparable à celle d'Uranus mais est différent de celle de Jupiter et de Saturne, c'est pourquoi on parle de " planètes géantes de glace " ou " planètes géantes glacées " pour Uranus et Neptune et de " planètes géantes de gaz " pour Jupiter et Saturne.

Les éléments constituants Neptune seraient :

84 % Dihydrogène,

12 % Hélium,

1,5 % Méthane,

traces d'ammoniac, d'éthane, d'acétylène, de monoxyde de carbone, de sulfure d'hydrogène

Caractéristiques physiques de Neptune

Masse et dimensions

Neptune a un diamètre équatorial de 49 922 km représente 17 fois la masse de la Terre.

Bien qu'étant légèrement plus petite qu'Uranus, Neptune est plus massive que cette dernière ce qui laisse penser que son noyau est plus massif.

Température et pression

On estime la température maximale à 7000 K avec une pression pouvant atteindre les 6 millions d'atmosphères terrestres.

Comme pour Uranus, le méthane prendrait la forme de carbone métallique qui formerait un genre d'océans sur lequel flotterait du carbone à l'état de diamant solide... Cette couche métallique serait l'origine du champ magnétique.

La température moyenne est de 55 K soit -218 °C.

Magnétosphère

Neptune possède, comme Uranus, une forte inclinaison de son champ magnétique (47° par rapport à son axe de rotation) ainsi qu'un décentrement de 13 500 km par rapport au centre géométrique de la planète. Ce décalage des champs magnétiques d'Uranus et de Neptune est aujourd'hui encore mal expliqué, les astrophysiciens supposent un effet lié à la composition de la couche inférieure de l'atmosphère qui serait composée d'eau et d'ammoniaque à l'origine du champ magnétique des 2 planètes.

Malgré cette inclinaison et le décentrage du champs magnétique de Neptune, sa magnétosphère ne présente pas d'anomalies.

Atmosphère de la planète Neptune

Neptune posséderait une atmosphère de près de 8 000 km d'épaisseur composée de :

en grande majorité d'hydrogène

d'hélium,

de glaces d'eau,

d'ammoniac

de méthane

de traces d'hydrocarbures

La structure des nuages serait composée de nuages d'eau dans les couches les basses couches tandis que la partie extérieure de la haute atmosphère serait composée de nuages de méthane.

La majeure partie du reste de l'atmosphère est composée d'hydrogène et d'hélium

L'atmosphère reposerait sur une couche d'ammoniac, d'eau et de méthane.

La transition entre l'atmosphère et la couche inférieure serait progressive à mesure que la pression et la température augmentent.

On distingue 3 couches dans l'atmosphère d'Uranus :

la troposphère située entre 300 km sous la surface et 50 km d'altitude dont la pression va de 100 à 0,1 bar

la stratosphère située entre 50 km et 4 000 km avec une pression comprise entre 0,1 et 1 millionième de bar ;

la thermosphère aussi appelée la couronne qui s'étend de 4 000 km et va jusqu'à 50 000 km d'altitude à partir de la surface.

Climat de Neptune

Neptune montre des signes de perturbation météorologiques similaires à celles de Saturne et de Jupiter dans une moindre mesure avec des grandes tâche sombre comme celle qui a été observée par la sonde Voyager 2 en 1989 et qui a disparue depuis.

L'aspect le plus étonnant de Neptune tient à la vitesse des vents qui ont été mesurés, lesquels pourraient atteindre les 2 100 km/h ce qui en fait les vents atmosphériques les plus rapides de tout le système solaire.

Le fait que Neptune soit connue depuis relativement peu de temps et qu'on ne puisse l'observer en détail que très difficilement depuis encore moins longtemps implique que nous n'avons pas encore pu étudier les changements saisonniers sur plusieurs cycles (ni même sur 1 seul d'ailleurs...).

Anneaux de Neptune

Neptune possède un système composé de 4 principales structures :

deux anneaux de 2000 et 4000 km de large

deux anneaux très fins de quelques dizaines de kilomètres de large seuleemnt

Consultez notre page spéciale et notre carte interactive des anneaux de Neptune
En savoir plus sur les anneaux de Neptune

Observation de la planète Neptune

Neptune n'est pas visible à l'œil nu depuis le Terre.

Comme pour toutes les planètes externes, on n'observe pas de phases.

Avec un télescope puissant, on voit Neptune comme un petit disque bleu semblable à Uranus mais on ne peut pas distinguer de détails de sa surface à cause de son très grand éloignement et de sa petite taille apparente.

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Planète Neptune 3D HD - Planète Astronomie

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La planète Neptune est une planète géante de glace, comme Uranus, leurs compositions internes et leurs atmosphères sont similaires. Neptune est la 8 e planète du Système solaire en partant du Soleil et c'est aussi la plus éloignée. Neptune est de couleur bleue et présente des turbulences atmosphériques bien plus marquées qu'Uranus.

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La planète Saturne est une planète géante gazeuse comme Jupiter mais elle est un petit plus petit en taille et beaucoup moins dense. C'est la deuxième planète la plus grosse et la plus massive du système solaire.

Saturne est la 6 e planète en partant du Soleil, elle se trouve entre Jupiter et Uranus.

Sa principale caractéristique tient à ses anneaux constitués de poussières et de glace. Ils sont très étendus et très brillants au point qu'ils sont même visibles depuis la Terre.

L'atmosphère de Saturne, bien que calme en apparence en comparaison de celle de Jupiter, produit des vents qui peuvent aller jusqu'à la vitesse incroyable de 1800 km/h !

Le système de Saturne est composé de nombreux satellites, 63 confirmés, dont Titan qui est le 2 e plus gros satellite du système solaire, après Ganymède, et qui a la particularité d'avoir une atmosphère épaisse. Une sonde, Huygens de la mission Cassini-Huygens s'est même posé à sa surface en 2005.

Le jour " samedi " fait référence à Saturne, " Saturni dies " ou le " jour de Saturne ".

Dans la mythologie romaine, Saturne est le dieu de l'agriculture et du temps.

Le symbole astronomique de Saturne est ♄.

Type d'objet :

Planète, Planète géante, Planète géante gazeuse

Découverte :

Antiquité

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Localisation :

Système solaire externe

Demi grand-axe Le demi grand-axe d'une ellipse est le plus long diamètre :

1429,4 millions de km (9,5293 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Périhélie Distance minimum au Soleil :

1349,467375 millions de km (8,9964 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Aphélie Distance maximum au Soleil :

1503,983449 millions de km (10,0266 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Excentricité de l'orbite Plus la valeur est proche de 0, plus l'orbite est circulaire :

0,0541506

Inclinaison de l'orbite Inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique, L'écliptique est l'intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique (plan géométrique contenant l'orbite de la Terre autour du Soleil) :

2,48446 °

Période de révolution Un tour complet autour du Soleil :

29 ans 5 mois 13 j 12 h 28 min 15 s

Vitesse orbitale :

9,6446 km/s - de 9,137 à 10,183 km/s

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Période de rotation :

0,4394 jours - 10 h 32 min 45 s

Inclinaison axiale :

26,73 °

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Diamètre moyen :

116 464 km

Diamètre équatorial :

120 536 km - 9,4492 (Terre=1)

Diamètre polaire :

108 718 km

Aplatissement :

0,09796

Volume :

757 (Terre=1)

Masse Par rapport à la Terre :

95,152 (Terre=1) - 1/3498,77 (Soleil=1)

Densité :

687,3 kg/m³ - 0,125 (Terre=1) - 0,69 (Eau=1)

Gravité à l'équateur :

1,064 (Terre=1)

Vitesse de libération :

127 800 km/h - 35 500 m/s

Température à 0,1 bar :

-189 ° C

Température à 1 bar :

-139 ° C

Température centrale :

11 000 K

Densité à 1 bar :

Vitesse du vent :

0 à 400 m/s

Atmosphère :

Hydrogène 96,3 %, Hélium 3,2 %, Méthane 0,2 %, Vapeur d'eau 0,1 %, Gaz traces 0,2 %

Moment magnétique Intensité du champs magnétique :

600 (Terre=1)

- Observation -

----------

Diamètre apparent Diamètre apparent équatorial au plus loin et au plus près de la Terre :

de " à 20,8 "

Magnitude apparente Mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre :

Magnitude à 1 UA Unité Astronomique : 150 000 000 km = 1 UA : -8,88 - de -0,241 à -1,47

Albédo Fraction de lumière réfléchie par un objet :

Géométrique Indique le rapport entre l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur et celle reçue par l'objet lorsque le Soleil, l'observateur et l'objet sont alignés, Indique la proportion de lumière réfléchie par rapport à celle théoriquement réfléchie par un disque blanc parfaitement diffusant, : 0,47 - < : 0,342

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Nombre d'anneaux :

Plus de 1000 dont 7 principaux

Rayon planétaire :

1,09 à 8 (rayon planétaire=1)

Rayon :

66 900 à 480 000 kilomètres

Epaisseur :

< 1 kilomètres

Taille des particules :

0,01 à 10 m

Diamètre du satellite de masse :

450 kilomètres

- Satellites -

----------

Nombre de satellites :

> 62

Paramètres orbitaux de Saturne

Rotation de la planète Saturne

Saturne a un axe de rotation incliné à 26,73 °, c'est un peu plus que l'inclinaison de la Terre (23,44 °) ce qui provoque des phénomènes saisonniers.

Tout comme Jupiter, Saturne a une période de rotation très courte ce qui provoque un renflement équatorial et un aplatissement au niveau des pôles.

La rotation différentielle de l'atmosphère fait que certaines zones tournent plus vite que d'autres.

Par ailleurs, on a remarqué un changement de la durée de la rotation de Saturne qui est passé de 10 h 39 min 22,3 s lors du passage des sondes Voyager dans les années 1980 à 10 h 45 min 45 s lors de la mesure effectuée par la sonde Cassini en 2004. La raison de cette variation de la vitesse de rotation de Saturne est encore inconnue mais on suspecte des interactions électromagnétiques entre l'atmosphère de Saturne et les émissions de vapeur d'eau des geysers d'Encelade, l'un de ses principaux satellites ce qui conduirait à une modification du champs magnétique et donc à une variation de la vitesse de rotation de Saturne.

Une nouvelle méthode du calcul de la vitesse de rotation de Saturne a déterminé une vitesse de 10 heures 32 minutes 45 secondes .

Révolution de la planète Saturne

Saturne se trouve à une distance du Soleil comprise entre 1349,467375 millions de kilomètres et 1503,983449 millions de kilomètres soit environ de 9 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km à 10,03 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km.

L'excentricité de l'orbite de Saturne est de 0,054 contre 0,017 pour la Terre.

Saturne effectue une révolution autour du Soleil en 10757,737 jours soit 29 ans 5 mois 13 jours 12 heures 28 minutes 15 secondes sur un plan incliné à 2,48446 ° par rapport au plan de l'écliptique.

Malgré la distance, on peut facilement percevoir la variation de l'inclinaison des anneaux de Saturne par rapport à la Terre en fonction de leurs positions respectives autour du Soleil.

Voir la position de la planète Saturne en ce moment

Structure interne de Saturne

On pense que Saturne a une composition interne similaire à Jupiter. On y trouverait :

un noyau rocheux de silicates et de fer représentant entre 10 et 20 fois la masse de la Terre,

une couche d'hydrogène métallique, entourerait cette graine

une couche d'hydrogène liquide recouvrirait l'hydrogène métallique

une couche d'hydrogène à l'état gazeux constituerait la couche externe, l'atmosphère.

Composition interne de Saturne

L'hydrogène est le principal constituant de la haute atmosphère de Saturne avec près de 96,3 % suivi de l'hélium à hauteur de 3,2 % d'hélium, le reste est constitué de traces de méthane (0,2 %), d'éthane (0,1 %), de vapeur d'eau (0,2 %), d'ammoniac, et d'autres gaz sous forme de traces comme l'acétylène et la phosphine.

La couche la plus externe de l'atmosphère contient des cristaux d'ammoniac, les couches en dessous contiennent de l'hydrosulfure d'ammonium NH4SH ou de l'eau.

On ne connaît pas bien la composition interne de la planète et notamment les constituant les plus lourds situés dans le noyau mais ce dernier serait de 20 à 30 fois plus massif que la planète Terre.

Comme pour Jupiter, les différentes couches ne seraient pas clairement séparées, au contraire, les changements d'état de l'hydrogène seraient progressifs en fonction de la pression et de la température. Il n'y aurait donc pas de surface solide.

Températures

La température à l'intérieur de Saturne pourrait atteindre les 11 000 K au cœur du noyau.

Comme Jupiter, Saturne émet plus de chaleur que ce que lui apporte le Soleil.

Saturne étant très éloignée du Soleil, elle ne reçoit que peu d'énergie solaire, beaucoup moins que Jupiter.

Les températures mesurées en " surface ", c'est-à-dire sur la haute atmosphère, sont de -189 ° C à 0,1 bar de pression et -139 ° C à 1 bar.

Caractéristiques physiques de Saturne

Masse et dimensions

Saturne est la deuxième planète la plus massive du système solaire après Jupiter. Elle est 95 fois plus massive que la Terre et son diamètre est plus de 9,5 fois plus grand que le diamètre terrestre. On pourrait loger 760 planètes Terre à l'intérieur de Saturne. Bien que sa taille soit proche de celle de Jupiter, elle est toutefois 3,3 fois moins massive que cette dernière et 5,5 fois plus que Neptune.

Saturne a la particularité d'avoir une masse volumique moyenne inférieure à celle de l'eau (0,69 (Eau=1)), autrement dit, elle pourrait flotter si l'on pouvait la poser sur un océan suffisamment grand mais ceci est dû à son atmosphère d'hydrogène très épaisse qui contrebalance un noyau très dense et très lourd.

Renflement équatorial

De par sa vitesse de rotation élevée, Saturne a une forme ovale, aplatie aux pôles avec un renflement à l'équateur du fait de la force centrifuge. La différence est encore plus marquée que pour Jupiter puisque les diamètres équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10%. Le diamètre a l'équateur étant de 120 536 km alors que le diamètre polaire n'est que de 108 718 km.

Cette morphologie particulière est visible dans un petit télescope depuis la Terre.

Magnétosphère

La magnétosphère de Saturne, bien que plus étendue que celle de la Terre est toutefois beaucoup plus faible que celle de Jupiter.

Atmosphère de la planète Saturne

L'atmosphère de Saturne connaît une rotation différentielle qui fait que certaines zones tournent plus vite que d'autres engendrant quelques phénomènes atmosphériques dans la haute atmosphère, cependant ils sont beaucoup moins visibles que sur Jupiter mais les vents qu'on y mesure atteignent parfois les 1800 km/h !

L'atmosphère est composée de bandes nuageuses comme pour Jupiter mais elles ne présentent que très peu de nuances de couleurs ce qui les rend indiscernables depuis la Terre dans un télescope d'amateur.

Le télescope spatial Hubble a pu photographier un nuage blanc très étendu dans la haute atmosphère puis un second en 1994. On peut aussi observer des orages et des tourbillons comme sur Jupiter mais en moins contrasté. Ces tâches blanches sont comparables aux grandes tâches de Jupiter comme la Grande tâche rouge. Il semblerait que ces formations nuageuses aient une période d'une trentaine d'années.

Récemment, la sonde Cassini a pu observer un système d'orages très étendu dans l'hémisphère nord de la planète, une formation blanche très étendue

Les pôles semblent émettre de la chaleur, ce qui est unique pour l'instant dans le système solaire.

La sonde a aussi pu observer les zones polaires de Saturne et notamment une formation hexagonale centrée autour du pôle nord, avec des bords ayant des longueurs de plus de 13 800 km, qui avait déjà été détectée par les sondes Voyager. Ce phénomène n'est pas encore expliqué avec certitude. Il pourrait s'agir d'ondes de résonance dues à la rotation de l'atmosphère ou à des interactions magnétiques ou encore à des aurores polaires particulières.

Le pôle sud ne présente pas ce type de structure hexagonale. En revanche il possède depuis au moins 2006 un ouragan de 2 000 km de diamètre dont la vitesse des vents dépasse les 530 km/h. Il semble rester en position stationnaire au dessus du pôle sud comme un vortex. C'est le seul possédant un œil cyclonique net.

Un courant jet est aussi visible au niveau du pôle sud.

La sonde Cassini observe régulièrement la formation et l'évolution complète de nouveaux systèmes orageux, de leur apparition à leur disparition sur des périodes de plusieurs moins. Ces formations orageuses pouvant atteindre 3000 km de long sont principalement observées dans une zone surnommée " l'allée des tempêtes ", à des latitudes comprises entre 30° et 40° dans l'hémisphère sud.

Hexagone au pôle nord de Saturne

Cette image montre l'hexagone du pôle nord avec le courant-jet nord de Saturne de couleur légèrement jaune sur l'image. Au dessus du pôle, on voit un ouragan avec son oeil au centre. Les vents atteignent les 350 km/h sur les côtés de l'hexagone.

Tempête dans l'hémisphère nord

La sonde Cassini a observé une gigantesque tempête qui s'est développée en 2011 dans l'hémisphère nord, la plus grande jamais observé. Elle mesurait 15 000 km de large sur 300 000 km de long et couvrait une surface de 5 milliards de km²...!

Anneaux de Saturne

Saturne possède un système d'anneaux complexe et remarquable.

Consultez notre page spéciale et notre carte interactive des anneaux de Saturne
En savoir plus sur les anneaux de Saturne

Observation de la planète Saturne

Saturne est visible à l'œil nu depuis le Terre.

En tant que planète externe, on n'observe pas de phases comme sur Vénus ou Mercure.

Le diamètre apparent est comprit entre " et 20,8 ".

La magnitude apparente varie de -0,241 à -1,47. La magnitude apparente à 1 UA est de -8,88.

L'albédo géométrique est de 0,47 et l'albédo de Bond est de 0,342.

Avec de simples jumelles, il est déjà possible de distinguer les anneaux et dans un télescope on les voit très distinctement. On surnomme Saturne le " joyaux " du système solaire et c'est bien souvent la planète dont l'observation est la plus impressionnante à cause de ses anneaux et c'est le plus souvent elle qui transmet le " virus de l'astronomie " aux astronomes en herbe.

Depuis la Terre, seul Titan, son plus gros satellite (le 2 e plus gros après Ganymède) est visible sous la forme d'un petit point brillant.

Ressources

JUNO

GALILEO

Wikipedia

# data[].attributes.attachment_link.description
La planète Saturne est une planète géante gazeuse comme Jupiter mais elle est un petit plus petit en taille et beaucoup moins dense. C'est la deuxième planète la plus grosse et la plus massive du système solaire. Saturne est la 6 e planète en partant du Soleil, elle se trouve entre Jupiter et Uranus.

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Planète Uranus 3D HD - Planète Astronomie

# data[].attributes.attachment_link.description
Uranus est située entre Saturne et Neptune. Cette planète a une rotation très inclinée sur son axe : elle roule sur son orbite un peu comme un ballon. Uranus possède de nombreux satellites.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Vénus est la deuxième planètes du Système solaire en partant du Soleil.

Vénus est une planète tellurique, comme les planètes Mercure, la Terre et Mars. C'est la planète la plus chaude du système solaire. D'une taille sensiblement comparable à la Terre, elle possède une épaisse atmosphère de gaz carbonique. Son relief peu accidenté est d'origine volcanique. Sa surface est jeune. Sa rotation rétrograde est très lente.

Aussi appelée " étoile du berger " (à tord car Vénus est une planète et non une étoile), Vénus est visible le matin avant le lever du Soleil ou le soir après que le Soleil se soit couché. Moins fréquemment, on parle de la " planète ardente " à cause de la température élevée qui règne à sa surface.

On a longtemps considéré Vénus comme une " sœur jumelle " de la Terre, pourtant c'est loin d'être le cas.

La planète Vénus a été baptisée du nom de la déesse de l'amour et de la beauté de la mythologie romaine Vénus.

Le symbole astronomique de Vénus est ♀

Vénus est associée à vendredi parmi les jours de la semaine.

Comparaison entre Vénus et la Terre

La proximité de certaines caractéristiques entre Vénus et la Terre laissent penser que Vénus a pu être bien plus semblable à la Terre que ce qu'elle est aujourd'hui. Vénus a très probablement eu de grandes quantité d'eau à sa surface, peut-être même des océans, mais l'atmosphère de Vénus aurait connu une emballement de son effet de serre provoquant l'évaporation des océans.

Type d'objet :

Planète, Planète tellurique, Planète rocheuse

Découverte :

Antiquité

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Localisation :

Système solaire interne

Demi grand-axe Le demi grand-axe d'une ellipse est le plus long diamètre :

108,2 millions de km (0,7214 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Périhélie Distance minimum au Soleil :

107,477000 millions de km (0,7165 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Aphélie Distance maximum au Soleil :

108,939000 millions de km (0,7263 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km)

Excentricité de l'orbite Plus la valeur est proche de 0, plus l'orbite est circulaire :

0,00677

Inclinaison de l'orbite Inclinaison du plan de l'orbite sur l'écliptique, L'écliptique est l'intersection de la sphère céleste avec le plan écliptique (plan géométrique contenant l'orbite de la Terre autour du Soleil) :

3,3958 °

Période de révolution Un tour complet autour du Soleil :

224,701 jours - 7 mois 11 j 15 h 25 min 44 s

Vitesse orbitale :

35,02 km/s - de 34,79 à 35,26 km/s

----------

Période de rotation :

243,0185 jours - 7 mois 29 j 23 h 2 min 56 s

Jour solaire D'un lever de Soleil au suivant :

116,75 - 3 mois 25 j 10 h 32 min 42 s

Inclinaison axiale :

177,36 °

----------

Diamètre équatorial :

12103,6 km - 0,9488 (Terre=1)

Aplatissement :

0

Volume :

0,85 (Terre=1)

Masse Par rapport à la Terre :

0,815 (Terre=1) - 1/408523,71 (Soleil=1)

Densité :

5 243 kg/m³ - 0,95 (Terre=1) - 5,24 (Eau=1)

Gravité à l'équateur :

0,904 (Terre=1)

Vitesse de libération :

37 296 km/h - 10 360 m/s

Plage topographique :

de -2 000 mètres à 11 000 mètres

Température de surface :

470 ° C (de 470 ° C à 470 ° C)

Pression au sol :

92 000 mbar - 92 atmosphères (Terre=1) - Variabilité Variabilité de la pression = 0 mbar

Atmosphère :

Dioxyde de carbone 96,4 %, Azote 3,5 %, Gaz traces 0,1 %

Moment magnétique Intensité du champs magnétique :

< 0,0004 (Terre=1)

- Observation -

----------

Diamètre apparent Diamètre apparent équatorial au plus loin et au plus près de la Terre :

de 9,7 " à 66 "

Magnitude apparente Mesure de l'irradiance d'un objet céleste observé depuis la Terre :

Magnitude à 1 UA Unité Astronomique : 150 000 000 km = 1 UA : -4,4 - de -3,8 à -4,9

Albédo Fraction de lumière réfléchie par un objet :

Géométrique Indique le rapport entre l'intensité lumineuse réfléchie vers l'observateur et celle reçue par l'objet lorsque le Soleil, l'observateur et l'objet sont alignés, Indique la proportion de lumière réfléchie par rapport à celle théoriquement réfléchie par un disque blanc parfaitement diffusant, : 0,65 - Bond Indique le rapport entre la totalité de l'énergie radiante réfléchie par un astre dans toutes les directions et l'énergie radiante qu'il reçoit : 0,75

- Satellites -

----------

Nombre de satellites :

0

On ne connaît la période de rotation que depuis 1962 grâce à des observations radar qui ont permis d'observer la surface de Vénus à travers sont épaisse atmosphère.

La période de rotation de Vénus est de 243,0185 jours (7 mois 29 jours 23 heures 2 minutes 56 secondes ), c'est supérieure à sa période de révolution qui est de 224,701 jours. Cette très lente rotation rétrograde fait qu'une année sur Vénus dure moins de 2 jours solaires vénusiens et qu'un jour vénusien est plus long qu'une année vénusienne.

Vénus a une rotation très singulière puisqu'elle est non seulement très lente mais aussi rétrograde (tout comme Uranus dans une certaine mesure) ce qui signifie qu'elle tourne sur elle-même dans le sens indirect contrairement à la très grande majorité autres des planètes du Système solaire.

Une journée complet sur Vénus, d'un lever de Soleil à l'autre, dure 116,75 jours soit près de 4 mois terrestres.

Vénus est quasiment parfaitement sphérique et présente une très faible inclinaison de son axe de rotation de l'ordre de seulement 2,64 °.

Origine de la rotation rétrograde de Vénus ?

Pour expliquer la rotation rétrograde de Vénus, il existe 2 théories :

Une collision avec un autre objet de très grande dimensions pendant la formation le la planète.

Une interaction avec l'atmosphère vénusienne qui, du fait de importance aurait freiné la rotation de la planète au point de l'inverser.

La rotation rétrograde de Vénus peut aussi s'expliquer par un renversement complet de la planète, ce qui donne une inclinaison de l'axe de rotation extrême de 177,36 ° mais cette valeur reste tout de même proche de 180°.

Révolution de la planète Vénus

Vénus se trouve à une distance du Soleil comprise entre 107,477000 millions de kilomètres et 108,939000 millions de kilomètres soit environ 0,72 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km à 0,73 UA Unité Astronomique : distance entre le Soleil et la Terre soit 1 UA = 150 millions de km.

L'excentricité de l'orbite de Vénus est très faible, (0,007 contre 0,017 pour la Terre ce qui lui confère l'orbite la plus circulaire de toutes les planètes du système solaire.

Vénus effectue une révolution autour du Soleil en 224,701 jours soit 7 mois 11 jours 15 heures 25 minutes 44 secondes sur un plan incliné à 3,3958 ° par rapport au plan de l'écliptique.

Voir la position de la planète Vénus en ce moment

Vénus est presque parfaitement ronde, son aplatissement est quasiment nul et son relief est peu accidenté.

Les dimensions de Vénus sont proches de celles de la Terre. En effet, Vénus a un rayon de 6 051 km contre 6 378 km pour la Terre. Sa densité est de 5,26 contre 5,52 pour la Terre.

Ces similitudes amènent à penser que la structure interne des deux planètes serait semblable avec un noyau métallique au centre, un manteau et une croûte.

Composition interne de la planète Vénus

Noyau

Le noyau de Vénus serait composée d'un noyau interne et d'une couche externe.

Le noyau externe composé de fer et de nickel à l'état liquide représenterait 30 % du rayon de la planète.

Le noyau interne composé de fer et de nickel solides ferait 17 % du rayon de Vénus.

Toutefois, étant donné qu'aucune mesure sismique n'a pu encore être réalisée sur Vénus, il se pourrait que le noyau soit liquide. Le fait que Vénus de possède quasiment pas de champ magnétique rend cette hypothèse probable.

Manteau

Le manteau de Vénus ferait 52,5 % du rayon de la planète. Ce manteau rocheux serait composé de silicates et d'oxydes de métaux.

Croûte

La croûte très fine (0,34 % du rayon de Vénus) fait vingtaine de kilomètre. Elle serait composée de silicates similaire au granite et au basalte terrestre qui sont riches en silice et ferro-magnésiennes. C'est très similaires aux épanchement de laves que l'on rencontre sur Terre.

Malgré une géologie active, Vénus n'a pas de plaques continentales, contrairement à la Terre, et donc aucune dérive continentale. L'eau liquide jouant le rôle de lubrifiant permet le phénomène de subduction sur Terre or Vénus en est dépourvue.

Bien que Vénus paraisse très similaire à la Terre avec un diamètre presque aussi important (95 % du diamètre de la Terre), une atmosphère épaisse et une masse d'un peu plus de 80 % de celle de la Terre, Vénus et la Terre sont pourtant bien différentes que ce soit du point de vue de sa rotation que du mécanisme de son atmosphère et des conditions qui règnent à la surface de Vénus qui conditionnent une géologie très spécifique à Vénus.

La composition de l'atmosphère de Vénus engendre un important effet de serre qui emprisonne la chaleur et fait monter la température à 460° C à la surface ce qui est supérieur aux températures relevées à la surface de Mercure (420 °C) qui pourtant est 2 fois plus proche du Soleil et reçoit 4 fois plus de flux solaire.

Températures à la surface de Vénus

La température moyenne à la surface de Vénus est de 460 ° C ce qui en fait la planète la plus chaude du système solaire.

Du fait de la rotation très lente de Vénus et de la super-rotation très rapide (4 jours terrestres) de l'atmosphère de Vénus, la température de Vénus reste relativement constante et ne subit que de faibles variations notamment dues à l'altitude.

Les rayons du Soleil n'atteignent jamais directement la surface du fait de l'épaisseur et de l'opacité de l'atmosphère. La luminosité à la surface de Vénus est inférieure à celle de la Terre et la diffusion est importante ce qui fait qu'il n'y a pas vraiment d'ombre à la surface, la lumière étant uniformément diffusée.

Le relief de Vénus est assez peu accidenté : 70% de la surface de Vénus est constitué de plaines volcaniques géologiquement très jeunes à faible pente appelées planitiae. Ces plaines sont parsemées de grands bassins faisant de 400 à 600 km de diamètre et d'une faible profondeur de l'ordre de 200 à 700 m. Il pourrait s'agir de cratères anciens.

Sur 20% de la surface de la planète, on trouve d'immenses dépressions pouvant descendre jusqu'à 2 900 m sous le niveau moyen de la surface.

10% de la surface est constitué de plateaux et de montagnes élevés.

Parmi ces zones, deux d'entre elles ont des dimensions et des similitudes topographiques singulières :

Ishtar Terra, dans les régions polaires de l'hémisphère nord de Vénus. Avec ses dimensions de 3 700×1 500 km, ce plateau volcanique à l'ouest comprend la région de Lakshmi Planum et, dans la chaîne de montagne des Maxwell Montes, le sommet le plus élevé de la planète, Skadi Mons, qui culmine à 10 700 m Fortuna Tessera est une région caractéristiques des terrains volcaniques de Vénus.

Aphrodite Terra, située sur la partie sur de l'équateur, est une région 3 fois plus grande qu'Ishtar Terra. Le relief, moins accidenté, est constitué de fragments de plateaux. On y trouve le plus haut volcan de Vénus : Maat Mons.

Alpha Regio présente des cuvettes, des arêtes et des plis de 1 à 2 km d'altitude en moyenne.

Beta Regio qui est constituée de formations volcaniques récentes et élevés pouvant dépasser les 5 000 m.

On trouve aussi sur Vénus des formations géologiques rares, les couronnes, qui sont de gigantesques ravins circulaires entourant une sorte de plateau.

Cliquez pour faire tourner Vénus. Molette pour zoomer.

Volcanisme de Vénus

Vénus présente un volcanisme actif ce qui explique la jeunesse de la surface qui a moins d'un milliard d'années. La surface est en grande partie couverte de coulées de laves solidifiée et de cratères et de cônes volcaniques.

On a pu identifier des milliers de volcans à la surface de Vénus mais, chose étrange, aucun ne présentait de véritables coulées de lave.

Vénus présente aussi des formations géologiques, parfois uniques dans le Système solaire telles que coronae, arachnoïdes et farra, attribuées à des manifestations atypiques de volcanisme.

L'absence de tectonique provoquerait des phase de volcanisme très actif qui remodèlerait la surface périodiquement.

Il y a 600 millions d'année, Vénus a connu une forte activité volcanique qui a donné naissance à plusieurs formations notables :

un plateau accidenté dans l'ouest d'Eistla Regio,

le volcan bouclier Gula Mons avec une altitude de 3 000 m dans la région des hautes terres de Beta Regio comprend 2 monts élevés : Rhea, un massif soulevé traversé par une vallée axiale de 4 600 km Devana Chasma, et le volcan Theia Mons.

Vénus possède l'atmosphère la plus épaisse et la plus dense de toutes les planètes telluriques, elle est 100 fois plus massive que l'atmosphère terrestre.

L'atmosphère de Vénus, composée principalement d'épais nuages de dioxyde de carbone (CO2) et d'un petit peu d'azote, est très épaisse et extrêmement dense. De ce fait, la pression atmosphérique ressentie au sol est très importante - 9,3 MPa - ce qui engendre à une pression 91,8 plus importante que la pression atmosphérique terrestre.

Vénus n'ayant que très peu d'ozone, elle n'a pas de stratosphère.

L'atmosphère de Vénus a une dynamique indépendante de la planète, elle tourne très rapidement autour de la planète, à plus de 360 km/h par rapport au sol, on parle de "super-rotation".

On distingue plusieurs couches dans l'atmosphère de Vénus :

la basse atmosphère située entre 0 et 48 km d'altitude,

La couche inférieure ou basse située entre 31 à 51 km,

La couche centrale ou principale située entre 51 à 52 km d'altitude,

La couche supérieure ou haute située entre 52 à 68 km d'altitude,

la haute atmosphère située entre 68 et 90 km d'altitude

Cliquez pour faire tourner Vénus. Molette pour zoomer.

Basse atmosphère

La basse atmosphère, relativement transparente, est située entre 0 et 48 km d'altitude.

La basse atmosphère est constituée à 96,5 % de dioxyde de carbone et de 3,5 % d'azote. On note aussi des trace de dioxyde de soufre, d'argon, de vapeur d'eau, de monoxyde de carbone, d'hélium et de néon dans des proportions inférieures à 0,015%.

Couches nuageuses

Au dessus de l'atmosphère basse, entre 45 km et 70 km d'altitude, on rencontre plusieurs couches de nuages opaques qui réfléchissent la lumière du Soleil. Cette réflexion des rayons solaire fait de Vénus une planète très brillante et l'objet le plus brillant après le Soleil et la Lune depuis la Terre.

Ces couches opaques empêchent d'observer la surface de Vénus en visuel que ce soit depuis la Terre ou à partir des sondes en orbite. Seules des observations radar ont permis de "voir" la morphologie de la surface de Vénus.

Composées majoritairement dioxyde de carbone, on y trouve notamment du dioxyde de soufre et de l'eau qui en se combinant forment de l'acide sulfurique.

La couche inférieure ou basse, comprise entre 31 à 51 km, est une brume visible depuis le sol comme des traînées de nuages jaune-orangée causée par l'acide sulfurique et le soufre qu'elle contient.

La couche centrale, de 51 à 52 km d'altitude, est relativement claire.

La couche supérieure ou haute, comprise entre 52 à 68 km d'altitude, est composée jusqu'à 58 km d'altitude de gouttelettes d'acide sulfurique et d'acide chlorhydrique et de particules de soufre.
La partie de la couche supérieure comprise entre 58 à 68 km d'altitude est une brume de cristaux de glace qui donnent à Vénus son apparence brumeuse vue depuis la Terre.

Haute atmosphère

La haute atmosphère située entre 68 et 90 km d'altitude est composée de dioxyde de carbone à plus de 96 % et de 3,5 % diazote ainsi que d'infimes traces de monoxyde de carbone. Il s'y forme des nuages d'acide sulfurique à 70 km.

Impacts météoritiques

L'épaisse atmosphère de Vénus la protège de la plupart des impacts météoritiques, comme pour la Terre.

L'activité volcanique efface les traces d'éventuels impacts très rapidement ce qui fait que la surface de Vénus n'est pas constituée de cratères d'impact comme le sont Mercure, la Lune ou Mars.

Champ magnétique de la planète Vénus

Le champ magnétique de Vénus est très faible.

En 1997, la sonde SOHO a découvert que Vénus avait une queue de plasma longue de 45 millions de kilomètres.

Vénus n'ayant quasiment pas de champ magnétique, on en déduit que le noyau de Vénus ne tourne pas sur lui même et ne crée pas d'effet dynamo comme c'est le cas pour la Terre. Ceci serait une conséquence de la très lente rotation de Vénus
Le champ magnétique résiduel de Vénus est provoqué par l'interaction entre l'ionosphère et le vent solaire.

Observation de la planète Vénus

Vénus est l'objet le plus brillant après le Soleil et la Lune depuis la Terre. On peut donc, dans certaines conditions, voir Vénus à l'oeil nu en plein jour.

Le diamètre apparent est comprit entre 9,7 " et 66 ".

La magnitude apparente varie de -3,8 à -4,9. La magnitude apparente à 1 UA est de -4,4.

L'albédo géométrique est de 0,65 et l'albédo de Bond est de 0,75.

Vénus étant plus proche du Soleil que la Terre, on l'a voit toujours orbiter autour du Soleil, comme pour Mercure. Son élongation maximale est de 47,8°.

A l'instar de la Lune et de Mercure, on peut observer des phases en fonction de la position de Vénus par rapport au Soleil et à la Terre.

On ne peut pas voir la surface de Vénus autrement qu'avec des radars, la couche nuageuse étant opaque.

Ressources

Vénus Express

Wikipedia

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Planète Vénus 3D HD - Planète Astronomie

# data[].attributes.attachment_link.description
Vénus est la deuxième planètes du Système solaire en partant du Soleil. Vénus est une planète tellurique, comme les planètes Mercure, la Terre et Mars. C'est la planète la plus chaude du système solaire. D'une taille sensiblement comparable à la Terre, elle possède une épaisse atmosphère de gaz carbonique.

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Vénus est la deuxième planète du système solaire. Il s'agit d'une planète tellurique.

C'est l'astre le plus brillant du ciel après le Soleil et la Lune, c'est elle que l'on appelle l'étoile du berger.

Vénus est connue depuis l'âge de bronze ; les Babyloniens l'avait associée à la déesse Ishtar.

Vénus est, plus qu'aucune autre, semblable à la Terre.

Elle tourne autour du Soleil en 225 jours et sur elle-même en 243 jours dans le sens rétrograde.

Vénus étant une planète inférieure, on peut observer des phases comme la Lune. Ces observations permirent à Galilée d'affirmer que la théorie d'héliocentrisme de Copernic était vraie. A de rares occasions, on peut également observer le transit de Vénus devant le Soleil.

Vénus a reçu la visite de nombreuses sondes, la première fut Mariner 2 en 1962, puis par Pioneer Venus et Venera 7. La première sonde à se poser sur Vénus fut Venera 9 qui transmit la première photo de sa surface. Enfin, plus récemment, l'orbiteur Magellan nous a fourni une carte détaillée de sa surface en utilisant un radar. ( Cartographie de vénus)

La pression à la surface de Venus est de 90 atmosphères (la même qu'à 1 km sous le niveau de la mer).
L'atmosphère est composée essentiellement de dioxyde de carbone (environ 95% de CO2, 5% d'azote).
Elle possède plusieurs couches de nuages, de plusieurs kilomètres d'épaisseur, qui sont composés d'acide sulfurique. Ces nuages rendent la surface invisible pour un observateur placé en orbite.
Cette atmosphère dense provoque un effet de serre important et la température à la surface peut atteindre 740 K.

Des vents violents (350 km/h) soufflent au sommet des nuages alors qu'au niveau du sol ils soufflent à moins d'un kilomètre par heure.

Les paysages sont très variés, généralement pierreux et désertiques.

La composition des roches est proche du basalte terrestre :

60% de la surface vénusienne sont constitués par une grande plaine parsemée de vastes bassins.

24% sont constitués de collines d'une centaine de mètres de hauteur.

Le point culminant est le mont Maxwell (11800 m).

Les données recueillies par la sonde Magellan montrèrent que la surface de Venus est recouverte de lave. Sa surface est percée par de larges volcans tels que le Sif Mons, qui fonctionnent sur le principe des points chauds (comme Hawaï).

On a découvert que la surface de Vénus était recouverte de formations géologiques uniques comme les "Pancake Volcanoes" qui sont des éruptions de lave très épaisse, et des couronnes qui sont des dômes de lave formés par de larges chambres de magma.

Vénus a toujours été considérée comme la soeur de la Terre. En effet, les deux planètes possèdent de nombreuses similitudes :

Venus possède presque les mêmes dimensions que la Terre, 95% de son diamètre et 80% de sa masse.

Elle possède peu de cratères d'impact, signe d'une surface relativement jeune.

Enfin leurs compositions chimiques et leurs densités sont très proches.

Vénus ne possède pas de champ magnétique car sa vitesse de rotation est trop lente.

Structure interne de Vénus

Le noyau de Vénus est constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus.

Vénus posséderait un manteau représentant environ 52,66 % du rayon de la planète, composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux.

La croûte de Vénus est constituée d'un seul bloc de 20 km d'épaisseur environ. Il ne s'agit pas de plaques tectoniques et elle est percée de nombreux volcans.

Origine du nom et étymologie

La planète Vénus doit son nom à la déesse de l'amour et de la beauté dans la mythologie romaine, Vénus, qui a pour équivalent Aphrodite, fille de Zeus et Dioné selon les uns ou d'Ouranos selon les autres, dans la mythologie grecque. Elle eut d'Arès (Mars) deux fils, Phobos et Deimos (la Terreur et la Crainte). L'identification à la planète vient du fait que cette dernière est considérée comme la plus belle planète du ciel.

Photographies

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Vénus est la deuxième planète du système solaire. Il s'agit d'une planète tellurique. C'est l'astre le plus brillant du ciel après le Soleil et la Lune, c'est elle que l'on appelle l'étoile du berger. Vénus est connue depuis l'âge de bronze ; les Babyloniens l'avait associée à la déesse Ishtar.

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La Terre est la troisième planète du système solaire. Il s'agit d'une planète tellurique.

Elle tourne autour du Soleil en 365.25 jours et sur elle-même en 1 jour.

La Terre n'est pas ronde, il s'agit d'un ellipsoïde aplati. Sa superficie est de 510 millions de km² et son volume est de 1083 milliards de km ³.

Elle est âgée de 4.54 milliards d'années. Cet âge n'a pas toujours été connu de façon précise. " Quel est l'âge de la Terre ?" a longtemps occupé les esprits humains.

L'atmosphère terrestre est composée à 75% d'azote, 21% d'oxygène ainsi que des traces d'argon, de bioxyde de carbone et d'eau.

Sa surface est divisée en plusieurs plaques tectoniques :

La Plaque Amérique du Nord - Amérique du Nord, Atlantique Nord-Ouest et Groenland

La Plaque Amérique du Sud - Amérique du Sud et Sud-Ouest de l'Atlantique

La Plaque Antarctique - Antarctique

La Plaque Eurasienne - Atlantique Nord-Est, l'Europe et l'Asie à l'exception de l'Inde

La Plaque Africaine - Afrique, Sud-Est de l'Atlantique et l'ouest de l'Océan Indien

La Plaque Indo-australienne - Inde, Australie, Nouvelle Zélande et la plupart de l'Océan Indien

La Plaque de Nazca - Est de l'océan Pacifique qui est adjacent à Amérique du Sud

La Plaque du Pacifique - la plupart de l'océan Pacifique

Il y a aussi une vingtaine de plus petites plaques tel que l'Arabe, et la Plaque des Philippines.

La surface de la Terre est très jeune. Dans la relativement courte période de 500,000,000 années où l'érosion et les processus tectoniques ont détruit puis recréé la plupart de la surface de la Terre, presque toutes traces d'histoire de la surface géologique (tel que cratères d'impact) ont disparu. Les plus vieux rocs connus ont approximativement 4 milliards années et les rocs plus vieux que 3 milliards années sont rares. Les plus vieux fossiles d'organismes vivants ont moins de 3.9 milliards années.

Elle possède un seul satellite, la Lune, orbitant à environ 300000 km. Mais elle possède des milliers de satellites artificiels. De plus, l'astéroïde 3753 possède une relation avec la Terre, mais néanmoins ce n'est pas un satellite mais plutôt un compagnon.

L'interaction entre la Terre et la Lune ralentit la rotation de la Terre de 2 millisecondes par siècle. Nous pensons qu'il y a approximativement 900 millions d'années, il y avait 481 jours de 18 heures par an.

La Terre possède un champ magnétique modeste produit par des courants électriques dans son cœur. L'interaction entre le vent solaire, le champ magnétique de la terre et son atmosphère supérieure provoque les aurores.
De plus, le pôle magnétique terrestre se déplace à la surface du globe ; le pôle magnétique nord est localisé au Canada du nord actuellement.

Il s'agit également du seul endroit connu dans l'univers où se trouvent la vie, des êtres vivants et une forme d'intelligence.

Structure interne de la Terre

Le noyau interne solide (également appelé "graine") est essentiellement métallique, composé d'un alliage de fer et de nickel. La pression de 3,5 millions de bars le maintien dans un état solide malgré une température supérieure à 5000 °C. Ce noyau est entouré par le noyau externe liquide qui est essentiellement composé de l'alliage fer-nickel (environ 80 % - 15 %).

Le Manteau inférieur recouvre le noyau. Il possède les propriétés d'un solide élastique. Le manteau n'est pas liquide comme on pourrait le croire en regardant les coulées de lave de certaines éruptions volcaniques, mais il est moins " rigide " que les autres couches. Le manteau représente 84 % du volume terrestre. Le manteau supérieur est plus liquide et moins visqueux que le manteau inférieur. Il est formé essentiellement de roches.

La croûte ou écorce terrestre représente environ 1,5% du volume terrestre. La croûte continentale solide est essentiellement granitique et elle est surmontée par endroits de roches sédimentaires. Elle est plus épaisse que la croûte océanique (de 30 km à 100 km sous les massifs montagneux).

Origine du nom et étymologie

La Terre est la seule planète tournant autour du Soleil qui ne soit pas dotée d'un nom universel pour toutes les langues issues de la mythologie grecque ou romaine. En français toutefois, " Terre " s'apparente à Terra, déesse romaine de la terre, Gaïa en grec.

Photographies

Carte de la Terre.
La Terre vue depuis Saturne.
La Terre vue depuis la Lune.
La Terre depuis Apollo 11.
Pale Blue Dot (La Terre à 6 000 000 000 de km par Voyager 1).
La Terre et la Lune depuis Mars.
The Blue Marble.
The Blue Marble 2012.
La Terre et la Lune.

Le Satellite de la Terre

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La Terre est la troisième planète du système solaire. Il s'agit d'une planète tellurique. Elle tourne autour du Soleil en 365.25 jours et sur elle-même en 1 jour. La Terre n'est pas ronde, il s'agit d'un ellipsoïde aplati. Sa superficie est de 510 millions de km² et son volume est de 1083 milliards de km 3.

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Mars est la quatrième planète du système solaire. Il s'agit d'une planète tellurique.

Mars est connue depuis la préhistoire.

Elle effectue une révolution autour du Soleil en 686 jours. Elle tourne sur elle-même en 1 jour.

Elle possède deux petits satellites : Phobos et Deïmos découverts en 1877. Photomontage du couple Phobos et Deïmos.

Son atmosphère est composée de gaz carbonique, d'azote et d'argon.

La pression au niveau du sol est 1000 fois plus faible que sur Terre.

Sa géologie est variée et complexe. Il y a de hauts plateaux hauts de 10 km, des volcans de 400 km de diamètre et 20 km de hauteur.

La plus haute montagne du Système solaire se trouve sur Mars, il s'agit de l'Olympus Mons haut de 25 km et dont la base fait 600 km de diamètre. Photographie d'Olympus Mons.

Elle possède également à sa surface une énorme faille qui s'étend sur 2500 km, avec une largeur de 120 km et une profondeur de 6 km nommée Valles Marineris. Photographie de Valles Marineris.

Une découverte importante a été faite lorsque les sondes Viking ont photographié des petites vallées ressemblant à des lits de rivières avec leurs affluents et leurs îles. Photographie.

Ceci montre à l'évidence que l'eau a autrefois coulé sur Mars.

L'orbite de Mars est considérablement elliptique, ce qui a pour effet des variations de la température d'approximativement 70°C entre l'aphélie et le périhélie. Cela a une influence majeure sur le climat de Mars. Pendant que la température moyenne sur Mars est approximativement de 210 K (-63°C), les températures peuvent aller de 140 K (-133°C) en hiver à 270 K (-3°C) pendant l'été.

Le premier vaisseau spatial à avoir visité Mars était Mariner 4 en 1965. Plusieurs autres ont suivi, y compris les deux Sondes Viking 1 et 2 en 1976. Puis 20 ans plus tard, Mars Pathfinder a débarqué sur Mars le 4 juillet 1997 avec succès.

Superstition

Jusqu'en 1965, on pensait que de l'eau liquide se trouvait à la surface de Mars et que des formes de vie similaires à celles existant sur Terre pouvaient s'y être développées. Les variations saisonnières d'albédo à la surface de la planète étaient attribuées à de la végétation, tandis que des formations rectilignes perçues dans les lunettes astronomiques et les télescopes de l'époque étaient interprétées comme des canaux d'irrigation traversant des étendues désertiques avec de l'eau issue des calottes polaires. Le survol des premières sondes a mis fin à ces croyances. Toutefois, le 25 juillet 1976, Viking 1 photographie des structures semblant artificielles dans Cydonia Mensae dont un visage gigantesque et des pyramides. Simple effet d'ombre et de lumière, la sonde Mars Global Surveyor avec une résolution bien supérieure, a montré qu'il s'agit d'une colline érodée. Le visage de mars vu par Viking 1. Le visage de Mars vu par Mars Global Surveyor.

Structure interne de Mars

Le noyau de Mars est composé d'un alliage métallique fait principalement de fer et de nickel. Il mesure de 1300 à 2000 km de rayon. La température est de 2 000 K.

Le manteau (1100 à 1800 km) est principalement composé d'olivine et de pyroxènes, des minéraux riches en fer et en magnésium.

La croûte est épaisse de 40 à 60 km. Elle est composée de roches cristallines riches en quartz ou silice et de feldspaths. L'épaisseur de cette croûte bloque toute activité tectonique.

Origine du nom et étymologie

La planète Mars doit son nom au dieu grec de la guerre Arès puis à son équivalent romain Mars, la couleur rouge de sa surface évoquant le sang des champs de bataille. Il est le fils de Zeus et d'Héra. Arès est une divinité plus récente que Mars et fait partie des douze dieux principaux.

Photographies

Les Satellites de Mars

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Mars est la quatrième planète du système solaire. Il s'agit d'une planète tellurique. Mars est connue depuis la préhistoire. Elle effectue une révolution autour du Soleil en 686 jours. Elle tourne sur elle-même en 1 jour. Elle possède deux petits satellites : Phobos et Deïmos découverts en 1877.

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Jupiter est la cinquième planète du système solaire. Il s'agit d'une planète géante gazeuse.

Elle effectue une rotation autour du Soleil en 11 ans, 10 mois et 15 jours.

Elle tourne sur elle-même en 9h55.

Jupiter est le quatrième objet le plus clair du ciel (après le Soleil, la Lune et Vénus). Elle est connue depuis la préhistoire. La découverte de Galilée, en 1610, des quatre satellites de Jupiter Io, Europa, Ganymède et Callisto (maintenant appelés les lunes Galiléennes) fut la première découverte d'un mouvement non-centrée sur la Terre. Ce fut un point majeur en faveur de la théorie héliocentrique de Copernic.

Le diamètre de Jupiter est le diamètre limite pour une planète gazeuse. Si de la matière lui avait été ajoutée, Jupiter se serait comprimée par gravité de telle manière que le rayon total augmenterait seulement légèrement. (Si Jupiter avait été au moins 80 fois plus massive elle serait une étoile).

Jupiter étant une planète géante gazeuse elle ne possède pas de surface solide, sa matière gazeuse devient simplement plus dense avec la profondeur (les rayons et diamètres cités pour les planètes gazeuses ne peuvent pas être mesurés avec la surface donc ils le sont avec le niveau où la pression est de 1 atmosphère). Ce que nous voyons, lorsque nous regardons ces planètes, ce sont les sommets de leurs nuages.

Son atmosphère est composée à 90% d'Hydrogène et 10% d'Hélium avec des traces d'ammoniac, d'eau et de méthane.

Ses dimensions sont impressionnantes :

Son rayon équatorial est de 71 492 km (soit 11 fois celui de la Terre).

Sa masse est 319 fois celle de la Terre.

Son volume vaut 1 300 fois celui de la Terre.

Jupiter a un champ magnétique énorme, beaucoup de plus fort que celui de la Terre. Sa magnétosphère s'étend à plus de 650 millions de kilomètres (devant l'orbite de Saturne). Cette magnétosphère est loin d'être sphérique, elle s'étend seulement à quelques millions de kilomètres dans la direction du Soleil. Par conséquent les lunes de Jupiter baignent dans sa magnétosphère, ce qui explique l'activité de Io.

Jupiter émet plus d'énergie quelle n'en reçoit (70% de plus). L'intérieur de Jupiter est chaud, son cœur est probablement approximativement à 20 000 K. Cette chaleur est produite par un mécanisme de Kelvin-Helmholtz et par la compression gravitationnelle lente de la planète.

Observée depuis la Terre, Jupiter apparaît jaune-orange. Ceci est dû au Sulfure d'Ammonium et au phosphore présent dans son atmosphère. De plus près (comme pour les sondes), on observe de nombreuses couleurs correspondant à l'altitude des nuages : les bleus sont les plus bas, suivi par les marron et les blancs et enfin les rouges qui sont les plus élevés. Quelquefois, nous voyons les couches inférieures à travers des trous dans les cieux supérieurs.

Jupiter est également parcourue par une énorme perturbation atmosphérique (26 500 km de long, 15 000 km de large) : la grande tache rouge qui dure depuis des siècles.

Depuis le début de l'année 2006, une nouvelle tache rouge parcourt Jupiter. Le nom officiel de cette vaste perturbation atmosphérique est " Ovale BA ", mais " Tache Rouge Junior " lui va assez bien. Elle est en effet moitié moins étendue que sa grande sœur mais a presque exactement la même couleur. Ovale BA a d'abord été aperçue en l'an 2000, lorsque trois plus petites taches sont entrées en collision et ont fusionné. À l'aide du télescope spatial Hubble, les astronomes professionnels ont observé le phénomène avec un grand intérêt. C'est peut-être le même type d'évènement qui, il y a quelque trois siècles de cela, a pu donner naissance à la grande tache rouge, un système dépressionnaire qui contiendrait aisément deux planètes grandes comme la Terre.

Jupiter a été visitée pour la première fois par la sonde Pioneer 10 en 1973 puis, plus tard, par Pioneer 11, Voyager 1, Voyager 2 et Ulysses. Puis la sonde Galileo a étudié Jupiter de 1995 à 2003. La sonde Juno est en orbite autour de la planète depuis 2016.

Jupiter est entourée de 80 satellites, les 4 découverts en 1610 par Galilée ( Io, Europe, Ganymède, Callisto), 23 plus petits, de forme irrégulière, dont la taille varie entre 10 et 200 km de diamètre et qui ressemblent d'avantage à des astéroïdes comme Métis, Adrastée, Thébé, Amalthée, et 52 autres découverts récemment qui n'ont pas encore tous un nom.

Io, Europe et Ganymède sont bloqués dans une orbite de résonance 1:2:4 et leurs orbites évoluent ensemble. Dans cent millions d'années, Callisto sera lui aussi bloqué et sa période de rotation sera exactement deux fois la période de Ganymède et huit fois celle de Io.

Les satellites de Jupiter peuvent être regroupés en plusieurs groupes. Sur la base de leurs éléments orbitaux et leur taille, on peut subdiviser en population : les huit satellites intérieurs, les autres satellites.

Le premier groupe peut être divisé en deux sous-groupes :

Le groupe d'Amalthée. Les satellites de ce groupe ont un diamètre de moins de 200 km et orbitent à moins de 200 000 km du centre de Jupiter, sur des orbites à peine inclinées, moins d'un demi-degré. Ce groupe se compose de Métis, Adrastée, Amalthée et Thébé. Tous ces satellites, à l'exception d'Amalthée, ont été découverts par les sondes Voyager.

Les quatre satellites galiléens qui ont été découverts par Galilée en 1610 : Io, Europe, Ganymède et Callisto. Ils orbitent entre 400 000 km et 2 000 000 km.

Les autres lunes forment un ensemble d'objets irréguliers placés sur des orbites elliptiques et inclinées, probablement des astéroïdes ou des fragments d'astéroïdes capturés. Il est possible de distinguer six groupes, sur la base d'éléments orbitaux similaires :

La petite lune Thémisto forme un groupe à elle seule.

Le groupe d'Himalia, découvert au XXème siècle avant les sondes Voyager, comprend cinq lunes de 170 km de diamètre ou moins, orbitant entre 11 000 000 et 13 000 000 km sur des orbites inclinées de 26° à 29° : Léda, Himalia, Lysithéa, Élara et S/2000 J 11.

La petite lune Carpo forme un autre groupe isolé, aux caractéristiques intermédiaires entre le groupe d'Himalia et celui de Pasiphaé.

Le groupe d'Ananké, aux limites indistinctes, orbitant vers 21 276 000 km suivant une inclinaison de 149°.

Le groupe de Carmé, un groupe assez distinct situé vers 23 404 000 km avec une inclinaison de 165°.

Le groupe de Pasiphaé, un groupe dispersé et assez lâche regroupant toutes les autres lunes. Il présente des satellites de 60 km de diamètre ou moins, orbitant entre 17 000 000 km et 30 000 000 km sur des orbites rétrogrades inclinées de 145° à 165°.

Jupiter est entouré d' anneaux comme Saturne mais ils sont beaucoup plus petits. Ils ont été découvert en 1979 grâce à la sonde Voyager 1. Ils sont très sombres (albédo 0.05) et sont composés de très petits grains de matière.

Les anneaux de Jupiter sont divisés en 3 parties : le halo, l'anneau principal et l'anneau Gossamer.

Structure interne de Jupiter

Jupiter pourrait être composée d'un noyau rocheux de la taille de la terre.

Ce noyau serait entouré d'hydrogène en phase métallique qui occupe 78% du rayon de la planète. Cet état serait liquide, un peu à la manière du mercure. Il est dénommé ainsi car la pression est telle que les atomes d'hydrogène s'ionisent, formant un matériau conducteur. Cet hydrogène métallique est lui-même entouré d'hydrogène liquide, à son tour entouré d'hydrogène gazeux.

Atmosphère de Jupiter

L'atmosphère de Jupiter est composée de 3 couches. La plus externe, probablement vers 100 km de profondeur, serait formée de nuages de glace d'ammoniac.

La suivante, vers 120 km de profondeur, est composée de nuages d'hydrogénosulfure d'ammonium.

Enfin, la dernière couche se trouve à 150 km de profondeur. Elle est composée de nuages d'eau et de glace.

Origine du nom et étymologie

Jupiter doit son nom au dieu romain qui gouverne la terre et le ciel, ainsi que tous les êtres vivants s'y trouvant. Jupiter est le dieu romain le plus important : c'est le dieu de la foudre et du tonnerre, "président du conseil des dieux". Il forme la Triade, avec Minerve et Junon. Il est assimilé au dieu grec Zeus, le plus grand des dieux du Panthéon hellénique, le dieu de la lumière, du ciel, de la foudre, trônant au sommet du mont Olympe. Il maintient l'ordre et la justice dans le monde. Zeus est le fils de Cronos (un Titan) et de Rhéa. Sa nourrice fut la nymphe Amalthée, une chèvre qui lui donna son lait. Zeus obtint son pouvoir sur l'univers à la suite de la lutte victorieuse contre les Titans. Zeus s'unit à Métis, puis Thémis, Dioné (dont il eut Aphrodite), Eurynomé, Mnémosyne, Léto (dont il eut Apollon et Artémis), Héra (dont il eut Arès) et Déméter.

Photographies

Carte de Jupiter.
Aurore polaire.
Aurore polaire.
Passage de Io devant Jupiter.
La nouvelle tache rouge.

Les Satellites de Jupiter

Les anneaux de Jupiter

Distance : de la surface de Jupiter au bord interne de l'anneau.

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Jupiter est la cinquième planète du système solaire. Il s'agit d'une planète géante gazeuse. Elle effectue une rotation autour du Soleil en 11 ans, 10 mois et 15 jours. Elle tourne sur elle-même en 9h55. Jupiter est le quatrième objet le plus clair du ciel (après le Soleil, la Lune et Vénus).

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Saturne est la deuxième plus grosse planète du système solaire et la sixième en partant du Soleil. Il s'agit d'une planète géante gazeuse.

Sa masse vaut 95 fois celle de la Terre, et son volume 900 fois.

Elle accomplit une révolution en 29 années et 167 jours.

Saturne est la moins dense des planètes; : sa densité (0.7) est plus faible que celle de l'eau.

Comme Jupiter, Saturne est composée approximativement de 75% d'hydrogène et de 25% d'hélium avec des traces d'eau, de méthane et de gaz d'ammoniac, semblable à la composition de la Nébuleuse Solaire primordiale lors de la formation du système solaire.

Les bandes si proéminentes sur Jupiter sont beaucoup plus faibles sur Saturne. Elles sont aussi beaucoup plus larges près l'équateur. Les détails aux sommets des nuages sont invisibles depuis la Terre et ce ne fut qu'après la visite des sondes Voyager que tous les détails de la circulation atmosphérique de Saturne purent être étudiés.

Saturne émet 1.8 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit grâce à une source de chaleur interne importante (son cœur est à 12 000 K).

Saturne compte 82 satellites en rotation autour d'elle. Après le passage des sondes Voyager en 1980, les astronomes connaissaient 10 satellites. Le premier fut Titan, découvert par Huygens en 1655. Le passage des sondes Voyager 1 et Voyager 2 permit la découverte de 7 lunes supplémentaires, suivies 10 ans plus tard, par la découverte de Pan. Fin 2000, l'Union Astronomique Internationale a annoncé coup sur coup la découverte de 4 lunes le 26 octobre, 2 autres le 18 novembre et enfin 6 dernières le 7 décembre. Avec l'arrivée de la sonde Cassini dans la banlieue proche de Saturne de nouvelles découvertes ont eu lieu, 3 en 2004, puis 16 autres la même année. Un satellite fut découvert en 2005 puis 8 en 2006, 4 en 2007, un en 2008, un en 2009 et d'autres sont à prévoir. Il existe également 3 satellites non confirmés : S/2004 S3, S/2004 S4 et S/2004 S6. En octobre 2019, une équipe d'astronomes observent 20 nouveaux satellites.

Ces satellites sont très variés : de Titan aussi grand que Mercure, à de petits corps irréguliers semblables à des astéroïdes.

Lorsqu'en 1610 Galilée braqua sa lunette dans la direction de Saturne, il observa quelque chose d'étrange de chaque côté de la planète. Le mystère fut résolu en 1656 par le Hollandais Christian Huygens : Il s'agissait d' anneaux.

Les anneaux de Saturne sont divisés en 7 parties principales : les anneaux A, B, C, D, E, F et G.

Structure interne de Saturne

Saturne possède un noyau rocheux de silicates et de fer. Il a une température très élevée, atteignant probablement 12 000 K.

Ce noyau est entouré d'une couche d'hydrogène métallique, puis d'hydrogène liquide, puis enfin d'hydrogène gazeux.

Origine du nom et étymologie

Saturne doit son nom au dieu romain qui préside la période qui précède le solstice d'hiver. Saturne est un très ancien dieu latin détrôné par Jupiter. Saturne lui-même avait remplacé Janus. Il est supposé avoir inventé l'agriculture (il est représenté armé d'une faucille) mais était considéré comme un dieu infernal. Il est identifié au dieu grec Cronos mais aussi au dieu carthaginois Baal. Cronos est un Titan, le plus jeune fils d'Ouranos (le Ciel) et de Gaia (la Terre).

Photographies

Carte de Saturne.
Saturne à contre-jour vu par la sonde Cassini.
Saturne à contre-jour vu par la sonde Cassini (couleurs exagérées).
Aurore polaire sur Saturne.

Les satellites de Saturne

Les anneaux de Saturne

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Saturne est la deuxième plus grosse planète du système solaire et la sixième en partant du Soleil. Il s'agit d'une planète géante gazeuse. Sa masse vaut 95 fois celle de la Terre, et son volume 900 fois. Elle accomplit une révolution en 29 années et 167 jours.

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Uranus est la première planète découverte au début de l'époque moderne. C'est la septième planète en partant du Soleil. Il s'agit d'une planète géante de glaces.

Elle a été découverte par William Herschel le 13 mars 1781. Elle avait été observée plus tôt, mais elle avait été confondue avec une étoile. En 1690, John Flamsteed l'a cataloguée comme 34 Tauri.

Elle est pratiquement invisible à l'œil nu.

Il lui faut 84 années et 7 jours pour accomplir une révolution autour du Soleil.

Uranus est composée principalement de rocs et de divers types de glace. Contrairement à Jupiter et Saturne, elle n'est pas composée uniquement d'hydrogène. Elle est composée à 83% d'Hydrogène et à 13% d'Hélium. De plus, on note la présence, dans la couche la plus externe de la planète, de méthane gazeux (environ 2%). La couleur bleue d'Uranus est due à cette couche de méthane qui absorbe la lumière rouge.

Uranus n'a reçu la visite que d'une seule sonde : la sonde Voyager 2 le 24 janvier 1986.

La particularité de cette planète est que son axe de rotation est incliné de 80% par rapport à son orbite, ainsi Uranus semble rouler sur son orbite alors que les autres planètes se comportent comme des toupies.

Uranus possède 27 satellites, Titania, Umbriel, Ariel, Miranda, Obéron pour les plus connus.

Uranus est entouré de 13 anneaux sombres. Les anneaux d'Uranus sont Zêta, 6, 5, 4, Alpha, Bêta, Êta, Gamma, Delta, Lambda, Epsilon, Nu et Mu.

Contrairement aux autres astres du système solaire, les satellites d'Uranus prennent leurs noms dans les écrits de Shakespeare et de Pope.

Tous ces satellites et ces anneaux se situent sur le plan équatorial de la planète, ce qui signifie que l'orientation étrange de l'axe de rotation a eu lieu lors de la formation du système solaire et non plus tard. Sinon ses satellites et ses anneaux "rouleraient" sur l'écliptique.

Structure interne d'Uranus

Uranus possède un noyau solide de silicates et de fer d'environ 7 500 km de diamètre.

Ce noyau est entouré d'un manteau composé de glace d'eau mélangée à de l'hélium, du méthane et de l'ammoniac sur une épaisseur de 10 000 km.

Enfin une couche superficielle d'hydrogène et d'hélium liquide, épaisse d'environ 7 600 km qui se fond graduellement dans l'atmosphère, recouvre le manteau.

Origine du nom et étymologie

Uranus doit son nom à la divinité grecque du ciel, le père de Cronos (Saturne) et grand-père de Zeus (Jupiter). Uranus fut tout d'abord appelée la planète Herschel du nom de son inventeur qui, lui, aurait voulu appeler cette planète "l'astre de Georges", du nom du roi Georges III. En 1781, Johann Bode la nomma Uranus. Ouranos est le Ciel qui, en s'unissant avec Gaia, la Terre, va donner naissance aux Titans.

Photographies

2 photographies à quelques jours d'intervalle.
Uranus, ses satellites et ses anneaux.
Uranus vu par Hubble.

Les satellites d'Uranus

Les anneaux d'Uranus

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Uranus est la première planète découverte au début de l'époque moderne. C'est la septième planète en partant du Soleil. Il s'agit d'une planète géante de glaces. Elle a été découverte par William Herschel le 13 mars 1781. Elle avait été observée plus tôt, mais elle avait été confondue avec une étoile.

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Neptune est la huitième planète en partant du Soleil. Elle orbite à environ 4 milliards de kilomètres et effectue une rotation autour du Soleil en 165 ans. Il s'agit d'une planète géante de glaces.

Neptune est la première planète découverte grâce à des calculs mathématiques.

En effet, cherchant à expliquer les anomalies observées dans le mouvement d'Uranus, le mathématicien Jean Joseph Urbain Le Verrier déduit l'existence de Neptune. Il calcula sa position et sa masse.

Puis il s'adressa à son ami Johann Gottfried Galle qui découvrit la planète à 52'' de la position indiquée par Le Verrier, le 23 septembre 1846.

Cette planète avait déjà été observée en 1795 par Lalande qui l'avait prise pour une étoile. Et surtout, elle avait été observée 234 ans avant sa découverte par Galilée le 28 décembre 1612 alors qu'il observait Jupiter et ses quatre satellites galiléens.

De plus, Le Verrier avait été devancé par un étudiant de Cambridge, John Adams qui avait localisé la planète dès 1843, mais ses travaux n'avaient pas été pris au sérieux.

Voyager 2 fut le seul vaisseau spatial à s'approcher de cette planète (le 25 août 1989). Tout ce que nous savons à l'heure actuelle sur Neptune provient essentiellement de cette rencontre.

Neptune tourne sur elle-même en 16 h 06 min.

La composition de Neptune est probablement similaire à celle d'Uranus: des "glaces" et roches diverses avec 15% d'hydrogène et un peu d'hélium. Tout comme Uranus, mais contrairement à Jupiter et Saturne, elle ne posséderait pas de structure interne; elle serait plutôt plus ou moins uniforme. Elle possède fort probablement un petit noyau (approximativement de la masse de la Terre) de matériel rocheux. Son atmosphère est principalement composée d'hydrogène et d'hélium avec de petites quantités de méthane.

Son atmosphère est composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Sa couleur bleue est le résultat de l'absorption de la lumière rouge par le méthane de son atmosphère.

Neptune possède 14 satellites dont Triton.

Neptune possède des anneaux. Des observations terrestres ne révélèrent que de faibles arcs à la place d'anneaux complets mais les images de Voyager 2 montrèrent des anneaux complets avec des parties brillantes.

Les anneaux de Neptune sont divisés en 5 anneaux semblables : Galle, Le Verrier, Lassell, Arago et Adams.

Neptune possède également (comme Jupiter) une grande tache sombre (une perturbation atmosphérique) qui s'étend sur 13000 km.

Le champ magnétique de Neptune est curieusement orienté et probablement généré par des mouvements de matière conductrice (probablement de l'eau) dans les couches médianes.

L'énergie qu'elle reçoit du Soleil est 900 fois inférieure à celle reçue par la Terre et elle émet 2.8 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit.

Structure interne de Neptune

Neptune possède très probablement un noyau solide de silicates et de fer d'à peu près la masse de la Terre.

Au-dessus de ce noyau, Neptune présenterait une composition assez uniforme (roches en fusion, glaces, 15 % d'hydrogène et un peu d'hélium) et non pas une structure " en couches " comme Jupiter et Saturne.

Enfin, Neptune possède une atmosphère composé d'hydrogène et d'hélium.

Origine du nom et étymologie

Neptune doit son nom au dieu des océans dans la mythologie romaine. C'est un dieu peu connu, si ce n'est sous son identification avec le dieu grec Poséidon. Poséidon règne sur la mer : c'est le frère de Zeus. Il est l'un des dieux olympiens, fils de Cronos et de Rhéa. Il eut de nombreux enfants, des géants malfaisants. Il fut l'époux d'Amphitrite, une Néréide dont il eut, selon certains, un fils, Triton. Poséidon est représenté armé d'un trident (l'arme des pêcheurs de thon), sur un char entouré des Néréides et de génies comme Protée.

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Les satellites de Neptune

Les anneaux de Neptune

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Neptune est la huitième planète en partant du Soleil. Elle orbite à environ 4 milliards de kilomètres et effectue une rotation autour du Soleil en 165 ans. Il s'agit d'une planète géante de glaces. Neptune est la première planète découverte grâce à des calculs mathématiques.

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3. A la maison, je digitalise ma carte d'identité et j'ajoute une image.

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3. A la maison, je digitalise ma carte d'identité et j'ajoute une image.

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3-Day Weather Report

Graph of the Weather Report at Elysium Planitia

This plot is being updated daily throughout the duration of the InSight mission. The plot shows the latest three sols (Martian days) of weather data at InSight's landing site near the equator of Mars. Time runs along the bottom of the plot with the most recent data at the right. Numbers along the bottom show hours of local time at the InSight lander (Local True Solar Time, based on Sun angle). Lighter and darker vertical bands indicate daytime and nighttime at the lander, respectively. The corresponding Earth time is also shown at the top of the plot, in Coordinated Universal Time (UTC). All data points are one-hour averages of the calibrated data from the spacecraft.

Temperature Plot (not currently being generated):
Air temperature is shown in degrees Celsius, as measured by the Temperature and Wind for InSight (TWINS) instrument.

Pressure Plot:
Atmospheric pressure is shown in Pascals, as measured by an air pressure sensor, which is part of the Auxiliary Payload Sensor Suite (APSS). Typical sea-level pressure on Earth is around 101,325 Pascals (1013.25 hPa).

Wind Plot (not currently being generated):
Wind speed is shown in meters per second, as measured by the pair of TWINS booms. The barbs extending from each wind speed data point indicate the compass direction of the wind (e.g., a wind blowing from the north will have a barb straight up above the point; a wind blowing from the west will have a barb off to the left). Full and half flags extending from the barbs indicate the wind speed, with each half flag representing approximately 2.5 meters per second. A circle in place of a barb indicates a wind speed less than 2.5 meters per second.

Image credit: NASA/JPL-Caltech/Cornell/CAB

Seasonal Weather Report

Seasonal Change Since InSight's Landing

This graph illustrates seasonal change in Elysium Planitia since InSight landed. The five datasets on this graph give a full picture of what it might be like to spend a year near the equator on Mars.

The Earth months run along the top of the graph.

The number of days (or sols, on Mars) runs along the bottom of the graph with the most recent day at the right

The vertical columns of color denote the seasons on Mars

Air Temperature: The black line shows the daily average air temperature in Celsius. Each sol's maximum and minimum air temperatures are at the top and bottom of the vertical grey bar.
Pressure: The black line shows the daily average atmospheric pressure in Pascals at the InSight site, along with each sol's maximum and minimum pressure on the grey bar.

Wind Speed: The black line shows the daily average wind speed in meters per second at the InSight site. The grey bars show each sol's maximum and the 90th percentile lowest winds as measured by the wind sensors.

Wind Direction: The black dots show the daily average wind direction depicted in degrees east of north, as if reading a compass. East is at 90 degrees, South at 180 degrees, west at 270 and north is 360.

Atmospheric Opacity (or tau): This is a measurement of how much sunlight is blocked by dust in the atmosphere before it reaches the ground. The green triangles are measurements (with gray shaded error bars) of tau taken by the Instrument Deployment Camera (IDC) on the robotic arm. Blue triangles are measurements made with the Instrument Context Camera (ICC), mounted below InSight's top deck.

Image credit: NASA/JPL-Caltech/Cornell/CAB

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InSight is taking daily weather measurements (air temperature, wind, pressure) on the surface of Mars at Elysium Planitia, a flat, smooth plain near Mars' equator.

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Neptune est la huitième planète en partant du Soleil. Elle orbite à environ 4 milliards de kilomètres et effectue une rotation autour du Soleil en 165 ans. Il s'agit d'une planète géante de glaces.

Neptune est la première planète découverte grâce à des calculs mathématiques.

En effet, cherchant à expliquer les anomalies observées dans le mouvement d'Uranus, le mathématicien Jean Joseph Urbain Le Verrier déduit l'existence de Neptune. Il calcula sa position et sa masse.

Puis il s'adressa à son ami Johann Gottfried Galle qui découvrit la planète à 52'' de la position indiquée par Le Verrier, le 23 septembre 1846.

Cette planète avait déjà été observée en 1795 par Lalande qui l'avait prise pour une étoile. Et surtout, elle avait été observée 234 ans avant sa découverte par Galilée le 28 décembre 1612 alors qu'il observait Jupiter et ses quatre satellites galiléens.

De plus, Le Verrier avait été devancé par un étudiant de Cambridge, John Adams qui avait localisé la planète dès 1843, mais ses travaux n'avaient pas été pris au sérieux.

Voyager 2 fut le seul vaisseau spatial à s'approcher de cette planète (le 25 août 1989). Tout ce que nous savons à l'heure actuelle sur Neptune provient essentiellement de cette rencontre.

Neptune tourne sur elle-même en 16 h 06 min.

La composition de Neptune est probablement similaire à celle d'Uranus: des "glaces" et roches diverses avec 15% d'hydrogène et un peu d'hélium. Tout comme Uranus, mais contrairement à Jupiter et Saturne, elle ne posséderait pas de structure interne; elle serait plutôt plus ou moins uniforme. Elle possède fort probablement un petit noyau (approximativement de la masse de la Terre) de matériel rocheux. Son atmosphère est principalement composée d'hydrogène et d'hélium avec de petites quantités de méthane.

Son atmosphère est composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Sa couleur bleue est le résultat de l'absorption de la lumière rouge par le méthane de son atmosphère.

Neptune possède 14 satellites dont Triton.

Neptune possède des anneaux. Des observations terrestres ne révélèrent que de faibles arcs à la place d'anneaux complets mais les images de Voyager 2 montrèrent des anneaux complets avec des parties brillantes.

Les anneaux de Neptune sont divisés en 5 anneaux semblables : Galle, Le Verrier, Lassell, Arago et Adams.

Neptune possède également (comme Jupiter) une grande tache sombre (une perturbation atmosphérique) qui s'étend sur 13000 km.

Le champ magnétique de Neptune est curieusement orienté et probablement généré par des mouvements de matière conductrice (probablement de l'eau) dans les couches médianes.

L'énergie qu'elle reçoit du Soleil est 900 fois inférieure à celle reçue par la Terre et elle émet 2.8 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit.

Structure interne de Neptune

Neptune possède très probablement un noyau solide de silicates et de fer d'à peu près la masse de la Terre.

Au-dessus de ce noyau, Neptune présenterait une composition assez uniforme (roches en fusion, glaces, 15 % d'hydrogène et un peu d'hélium) et non pas une structure " en couches " comme Jupiter et Saturne.

Enfin, Neptune possède une atmosphère composé d'hydrogène et d'hélium.

Origine du nom et étymologie

Neptune doit son nom au dieu des océans dans la mythologie romaine. C'est un dieu peu connu, si ce n'est sous son identification avec le dieu grec Poséidon. Poséidon règne sur la mer : c'est le frère de Zeus. Il est l'un des dieux olympiens, fils de Cronos et de Rhéa. Il eut de nombreux enfants, des géants malfaisants. Il fut l'époux d'Amphitrite, une Néréide dont il eut, selon certains, un fils, Triton. Poséidon est représenté armé d'un trident (l'arme des pêcheurs de thon), sur un char entouré des Néréides et de génies comme Protée.

Photographies

Les satellites de Neptune

Les anneaux de Neptune

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Neptune est la huitième planète en partant du Soleil. Elle orbite à environ 4 milliards de kilomètres et effectue une rotation autour du Soleil en 165 ans. Il s'agit d'une planète géante de glaces. Neptune est la première planète découverte grâce à des calculs mathématiques.

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QQC : Qui? Quand? Comment? a été découverte ta planète?