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Bien qu'il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s'en rendent finalement compte, le Soleil n'est pas un astre particulier de l'Univers, mais simplement une étoile comme les autres. La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité à notre planète. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l'environnement proche avec précision. En plus de son intérêt propre, l'étude du Soleil constitue donc également un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Mosaïque d'images montrant les différentes couches de notre étoile. En-haut, l'intérieur du Soleil avec trois couches, le noyau (core), la zone radiative et la zone convective. En bas, les trois couches externes, la photosphère, que l'on peut considérer comme la surface du Soleil et où apparaissent les taches solaires (sunspots), la chromosphère et la couronne (corona). L'image montre également un trou coronal (coronal hole), une éruption solaire (flare) et une protubérance (prominence).
Le Soleil est un corps relativement simple, une gigantesque boule de gaz de 1,4 millions de kilomètres de diamètre, soit 110 fois la taille de la Terre. Sa masse est de 2000 milliards de milliards de milliards de kilogrammes, soit 330 000 fois celle de la Terre. Environ 75 pour cent de cette masse est composée d'hydrogène, 25 pour cent d'hélium et le reste (0.1 pour cent) est constitué d'éléments plus lourds.

Structure interne

L'intérieur du Soleil étant inaccessible à l'observation, il faut recourir à des constructions théoriques pour décrire les phénomènes qui s'y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l'intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le noyau est la partie dans laquelle l'énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25 pour cent du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60 pour cent de la masse totale de notre étoile.

Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55 pour cent du rayon du Soleil. Dans cette région, l'énergie créée dans le noyau est transportée vers l'extérieur par les photons. Ce mode de transport est très lent car les photons sont constamment absorbés puis réémis par toutes les particules présentes. On estime ainsi que le temps mis par un photon pour sortir du Soleil est de plusieurs centaines de milliers d'années, alors qu'il suffirait de quelques secondes s'il n'y avait pas d'obstacle en chemin.

Finalement, on arrive à la couche extérieure, la zone convective, qui représente 30 pour cent du diamètre solaire et où la température descend sous le million de kelvins. Dans cette couche, le transport d'énergie se fait par convection, c'est-à-dire par des mouvements d'ensemble de la matière présente. Le gaz chaud des profondeurs remonte ainsi vers la surface, libère de l'énergie en se refroidissant, puis replonge vers l'intérieur et ainsi de suite.

Distance moyenne au Soleil: 108 000 000km (0.72 ua)
Diamètre: 12103.6km
Masse (Terre=1): 0.89
Rotation: -244 jours terrestre (retrograde)
Révolution: 224 jours terrestres
Satellites: 0
Densité(eau=1): 5.25

Vénus est l'un des objets les plus intéressants à observer car, du fait de sa révolution autour du Soleil, la planète présente tout comme la Lune un cycle de phases visible à l'aide de simples jumelles. De plus, lorsque sa révolution l'amène relativement près de la Terre, Vénus est l'un des objets les plus intéressants à observer car, du fait de sa révolution autour du Soleil, la planète présente tout comme la Lune un cycle de phases visible à l'aide de simples jumelles. De plus, lorsque sa révolution l'amène relativement près de la Terre,
Vénus possède une magnitude stellaire de - 4,4, soit 15 fois celle de l'étoile la plus brillante. Sa brillance est maximale lorsque sa phase décroît. Les phases et positions de Vénus dans le ciel se renouvellent selon une période synodique d'à peine 584 jours, soit un peu plus d'un an et demi. Ses passages devant le Soleil (Transit) sont rares. Ils se produisent par paires à intervalles d'un peu plus d'un siècle.
Le prochain passage de Vénus devant le disque solaire aura lieu le 6 juin 2012.

Vénus est très semblable à la Terre du point de vue de la taille, 12 100 kilomètres de diamètre, de la masse et de la composition chimique. La différence la plus apparente concerne son aspect extérieur. En effet, contrairement à notre planète, Vénus présente une atmosphère complètement opaque qui nous empêche d'observer sa surface. Les sondes spatiales, et notamment celles qui ont pu descendre dans l'atmosphère vénusienne, ont permit d'approfondir la connaissance de la planète. Vénus a été la première planète du Système solaire à être explorée par des engins automatiques venus de la Terre. Le premier survol de Vénus fut réussi en 1962 par la sonde américaine Mariner 2, suivie de Mariner 5, en 1967 et de Mariner 10, en 1974 . Plusieurs sondes russes furent dirigées vers Vénus, certaines embarquant des modules orbitaux : Venera 4 (1967), Venera 5 et Venera 6 (1969), Venera 7 (1970), Venera 8 (1972), Venera 9 et Venera 10 (1975), Venera 11 et Venera 12 (1978), Venera 13 et Venera 14 (1981), Venera 15 et Venera 16 (1983). Vega 1 et Vega 2, destinées à étudier la comète de Halley, survolèrent également Vénus en 1985 et larguèrent chacune un module d'atterrissage qui se posa sur la planète. Les missions américaines Pioneer 12 Venus 1 et Pioneer 13 Venus 2 furent lancées en 1978. La première sonde est toujours en orbite : elle poursuit les mesures dans les couches supérieures de l'atmosphère. La seconde se désintégra après avoir largué quatre capsules qui réussirent à se poser sur Vénus à moins de 40 km/h. Autre sonde américaine, lancée le 5 mai 1989 par la navette spatiale Atlantis, Magellan se plaça le 10 août 1990 sur une orbite quasi polaire autour de Vénus. Magellan a tourné plus de 15 000 fois autour de Vénus, avant de finir sa course le 12 octobre 1994 par une plongée dans l'atmosphère vénusienne. Ses instruments (radar à synthèse d'ouverture, altimètre radar) ont recueilli des données permettant de cartographier 98% de la planète. Après traitement informatique, ces relevés de terrain ont permis de créer de superbes images de synthèses tridimensionnelles du relief vénusien.

Atmosphère

La température à la surface de Vénus est très uniforme, voisine de 470 °C. La pression de surface est 96 fois plus élevée que sur Terre. Vénus possède une atmosphère constituée presque essentiellement de gaz carbonique (Dioxyde de carbone, CO2). Elle s'étend à partir de 50 km d'altitude, la partie supérieure étant principalement constituée de gouttelettes d'acide sulfurique. Vénus n'a pas de champ magnétique détectable.

Le fait que l'atmosphère de Vénus soit composée à 96,5% de gaz carbonique n'est pas aussi surprenant qu'il y paraît. En fait, la croûte terrestre en contient presque autant sous forme de calcaire. L'azote (N2) rentre pour 3,5% dans la composition de l'atmosphère vénusienne. Par comparaison, l'atmosphère terrestre en recèle 78% d'azote. L'eau et la vapeur d'eau sont extrêmement rares sur Vénus. De nombreux scientifiques pensent que Vénus, plus proche du Soleil, a connu un effet de serre qui entraîna l'évaporation des océans dans l'atmosphère. Les atomes d'hydrogène des molécules d'eau pourraient avoir été disséminés dans l'espace, et les atomes d'oxygène dans la croûte. D'après une autre hypothèse, Vénus aurait contenu très peu d'eau au moment de sa formation.

L'acide sulfurique des nuages vénusiens a également son équivalent terrestre, sous forme d'un voile de brume très fin situé dans la stratosphère. Sur Terre, l'acide sulfurique est apporté par la pluie et réagit au contact de la matière en retombant sur le sol ; ainsi, les pluies acides, comme on les a baptisées, qui détériorent l'environnement, et touchent notamment les forêts. Sur Vénus, l'acide s'évapore à la base du nuage et ne peut que rester dans l'atmosphère. La partie supérieure des nuages s'étend sous forme de voile de brume, à environ 75 km au-dessus de la surface de la planète. Ces nuages contiennent des impuretés de couleur jaune pâle, détectées plus précisément dans une portion du spectre proche de l'ultraviolet. Les variations observées dans la teneur en dioxyde de soufre de l'atmosphère pourraient indiquer un volcanisme actif.

Certaines formations nuageuses donnent des indications sur la direction du vent dans l'atmosphère. Au niveau supérieur, les vents tournent autour de la planète à 360 km/h. Ces vents couvrent entièrement la planète et soufflent à pratiquement toutes les latitudes de l'équateur au pôle. En analysant la descente des sondes dans l'atmosphère, on a pu déterminer que, en dépit de ces vents soufflant à grande vitesse, plus de la moitié de la très dense atmosphère vénusienne, près de la surface de la planète, est quasi stagnante. De la surface jusqu'à l'altitude de 10 km, la vitesse du vent est comprise entre 3 et 18 km/h environ. La vitesse élevée de certains vents résulte probablement du transfert d'énergie cinétique de la basse atmosphère de Vénus, massive et lente, vers des altitudes plus élevées, où l'atmosphère est plus légère (une énergie cinétique identique ayant alors pour résultante un net accroissement de vitesse).

L'atmosphère supérieure et la ionosphère ont fait l'objet d'études approfondies par Pioneer 12 Venus 1. Sur Terre, une telle région est très chaude ; sur Vénus, ce n'est pas le cas, même si la planète est plus près du Soleil que la Terre. Curieusement, la face nocturne de Vénus est très froide (les températures de la face diurne sont de + 40 °C, celles de la face nocturne de - 170 °C). Les scientifiques supposent que de forts vents soufflent de la face diurne vers le quasi vide causé par les basses températures de la face nocturne, transportant des gaz légers, comme l'hydrogène et l'hélium.

Sur Terre, la ionosphère est isolée du vent solaire par la magnétosphère. Vénus ne possède pas son propre champ magnétique, mais le vent solaire semble générer une magnétosphère induite probablement par un effet de dynamo.

Distance moyenne au soleil: 149 600 000km (1 ua)
Diamètre: 12756.8 km
Masse (terre=1):1
Rotation: 1 jour terrestre
Révolution: 365 jours terrestres
Satelittes: 1 (Lune)
Densité (eau=1): 5.52

Sa distance au Soleil sert de définition pour une autre grandeur, l'unité astronomique, utilisée pour mesurer les distances dans le système solaire. Le plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil est appelé le plan de l'écliptique et sert également de référence dans le système solaire.
Seule planète du Système solaire où l'on ait trouvé, à ce jour, des formes de vie. Parmi les neuf planètes les plus importantes du Système solaire, c'est la troisième planète la plus proche du Soleil et la cinquième planète la plus grosse.

Forme et constitution de la terre

En raison de la force centrifuge due à la rotation de la Terre, notre planète n'est pas une sphère parfaite. En effet, elle est légèrement aplatie dans la direction des axes polaires : son diamètre équatorial (environ 12 756 km) est supérieur à son diamètre polaire (environ 12 713 km), ce qui correspond à un aplatissement relatif de l'ordre de 1/300.

La Terre est entourée par l'atmosphère, enveloppe gazeuse de 1 100 km d'épaisseur. Le relief de la Terre est irrégulier ; son étude est l'objet de la géographie et de la géomorphologie. 70,8% de la surface terrestre sont recouverts d'eau, sous forme d'océans, de mers intérieures, de lacs, de rivières et d'eaux souterraines. Cette partie superficielle est appelée hydrosphère. Les océans ont une profondeur moyenne de 3 794 m et les plus hauts reliefs terrestres dépassent 8 000 m, la surface des mers représentant le niveau zéro.

Structure interne de la terre

La sismologie, qui étudie la propagation des ondes sismiques, donne de précieux renseignements sur la constitution interne de la Terre. Cette dernière est constituée de couches concentriques de constitutions chimiques différentes : la croûte ou écorce, solide, s'étend du niveau zéro jusqu'à 980 km de profondeur ; en dessous, le manteau s'étend jusqu'à 2 900 km de profondeur ; sous le manteau, on trouve le noyau, qui représente le coeur de la Terre. Le manteau et le noyau constituent la majeure partie de la masse terrestre.

La croûte. Sa partie supérieure correspond aux continents. Elle a une densité moyenne de 2,7 et est constituée de roches éruptives et de roches sédimentaires, dont la composition chimique est proche de celle du granit. La croûte profonde a une densité de 3. Elle est constituée de roches plus denses, les roches basaltiques, qui constituent le fond des bassins océaniques.

Le manteau. La densité du manteau augmente avec la profondeur : elle varie de 3,3 à 6. Le manteau est divisé en 2 parties : le manteau externe et le manteau interne. Le manteau externe est solide. Il est séparé de la croûte supérieure par une discontinuité sismique, la discontinuité de Mohorovicic, et du manteau interne par l'asthénosphère, zone semi-fluide. Le cisaillement des roches plastiques et en partie fondues de l'asthénosphère, de 100 km d'épaisseur, rend possible la dérive des continents à la surface de la Terre.

Le manteau externe est constitué de silicates de fer et de silicates de magnésium, tels que l'olivine. Il est possible que la partie inférieure du manteau externe soit constituée d'un mélange d'oxydes de magnésium, de silicium et de fer.

Le noyau. Des études sismiques ont montré que le noyau se divise en deux parties : le noyau externe fluide, de 2 225 km d'épaisseur et de densité moyenne égale à 10, et le noyau interne solide, couche concentrique de 1 275 km d'épaisseur. Il semble que ces deux couches soient principalement constituées de fer, avec un faible pourcentage de nickel et d'autres éléments. Dans le noyau interne, les températures peuvent atteindre 6 650 °C et la densité moyenne est de 13.

Age et origine de la terre

Par datation radiométrique , l'âge de la Terre a été estimé à 4,5 milliards d'années. En effet, les météorites, qui ont la même constitution géologique que le noyau terrestre, datent d'environ 4,5 milliards d'années. On considère que la cristallisation du noyau et des météorites a eu lieu à la même époque, quelque 150 millions d'années après que la Terre et le Système solaire se sont formés.

Après sa condensation originelle à partir des poussières et des gaz cosmiques et par attraction gravitationnelle, la Terre devait être homogène et relativement froide. Cependant, la contraction continue de ces poussières et de ces gaz, ainsi que les rayonnements radioactifs émis par certains éléments lourds, provoquèrent le réchauffement de la planète. La Terre entra ensuite en fusion sous l'effet de la gravité. Il y eut ainsi formation de la croûte, du manteau et du noyau, les silicates plus légers remontant pour former le manteau et la croûte, et les éléments plus lourds, principalement le fer et le nickel, atteignant le centre de la Terre pour constituer le noyau. Du fait des éruptions volcaniques, des gaz et des vapeurs légers s'échappèrent continuellement du manteau et de la croûte. Certains d'entre eux, en particulier le gaz carbonique et l'azote, furent retenus par la gravité terrestre et constituèrent l'atmosphère primitive. La vapeur d'eau se condensa pour former les premiers océans terrestres

Champs magnétique terrestre

En dehors du rayonnement électromagnétique que la Terre reçoit du Soleil, notre planète possède un champ magnétique qui semble être généré par les mouvements de la matière du noyau, essentiellement métallique et fondue. La Terre se comporte ainsi comme un énorme aimant. Vers l'an 1600, le médecin et physicien anglais William Gilbert fut le premier à démontrer cette ressemblance. Les effets du magnétisme terrestre avaient cependant été exploités bien plus tôt dans les premières boussoles.

Les pôles magnétiques de la Terre ne correspondent pas à ses pôles géographiques, c'est-à-dire aux pôles Nord et Sud. Le pôle Nord magnétique est actuellement situé au large de la côte ouest des îles Bathurst, dans le Nord du Canada, à 1 290 km au nord-ouest de la baie d'Hudson. Le pôle Sud magnétique est actuellement situé sur le continent Antarctique, en terre Adélie, à environ 1 930 km au nord-est de la Petite Amérique.
La position des pôles magnétiques varie légèrement d'année en année. Parmi les modifications du champ magnétique terrestre, on peut citer la variation séculaire, modification de la direction du champ due au déplacement des pôles. Il s'agit d'une variation périodique qui a lieu tous les 960 ans. La position des pôles magnétiques subit également des modifications annuelles, diurnes et journalières moins importantes. Ces déplacements ne peuvent être détectés que par des instruments très sensibles.

Les mesures de la variation séculaire montrent que le champ magnétique terrestre a tendance à être dévié vers l'ouest à une vitesse de 19 à 24 km par an. Le magnétisme terrestre résulte d'un phénomène dynamique plutôt que statique. Le fer ne conserve pas d'aimantation permanente à des températures supérieures à 540 °C et la température au centre de la Terre peut s'élever jusqu'à 6 650 °C. D'après la théorie de la dynamo, le noyau de fer est liquide (sauf au centre de la Terre, où la pression solidifie le noyau), et les courants de convection au sein du noyau liquide se comportent comme les fils conducteurs individuels d'une dynamo, produisant un champ magnétique de grande intensité. Le noyau interne solide tourne plus lentement que le noyau externe, ce qui explique le décalage séculaire vers l'ouest. La surface irrégulière du noyau externe peut expliquer certaines variations irrégulières du champ.