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Astronomie31797 est en reconstruction
Les technique d'astrophotographie seront bientôt élaboré dans ce blog.
A la Une - Nouvel éclairage sur la calotte polaire martienne -
En cours : reportage video concernant l'astrophotographie numérique.
Le blog de l'astronomie!
Description :
Je suis Dylan, j'aimerais être photographe j'écrit des articles dans des magazines d'astronomie et de photo nature. Bonne visite sur le plus grand blog de Suisse !
LE PLUS GRAND BLOG DE SUISSE
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Magazine en cours :
L'observateur du ciel
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Bientôt le Skypecast de ASTRONOMIE31797 !
http://andromede.kanak.fr
didiersuper94@hotmail.com
Son profil
astronomie3179717 ans
Thielle
Suisse
Thielle
Suisse
Diamètre: 1 400 000km
Masse: 2000 milliards de milliards de milliards de kg
Conposition: hydrogene=74.09%
Helium=25%
reste(element plus lourds)=0.1%
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.
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% du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60% de la masse totale de notre étoile.
Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55% 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.
Continuons notre voyage vers l'extérieur du Soleil, En quittant la photosphère, nous pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire
Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.
Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de kilomètres.
La couronne solaire
En continuant à nous éloigner du Soleil nous atteignons la frontière externe de la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. A ce moment, la température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre très rapidement quelques centaines de milliers de kelvins : nous sommes entrés dans la couronne solaire. Cette région s'étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore moins dense que la précédente, de l'ordre d'un dix milliardième de la densité de la photosphère. Sa température est extrême, atteignant au maximum quelques millions de kelvins.
L'un des phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de protubérances. Il s'agit de gigantesques colonnes, constituées de gaz moins chaud mais plus dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent s'étendre sur des centaines de milliers de kilomètres. Certaines, qualifiées de quiescentes, prennent une forme d'arche et peuvent subsister pendant plusieurs mois. D'autres, qualifiées d'éruptives, sont plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes. Les protubérances sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi des filaments.
La couronne est parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient leur température grimper jusqu'à cinq millions de kelvins et rester à ce niveau pendant près d'une heure. Pendant cette période, ces régions très localisées peuvent libérer une fraction significative de l'énergie qu'émet le Soleil tout entier. De plus, les éruptions sont très souvent accompagnées d'éjections de masse coronale. Des milliards de tonnes de matière sont alors projetés vers le milieu interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.
D'autres détails sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des observations dans les rayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une température de plusieurs millions de kelvins, c'est dans ce domaine de longueur d'onde qu'il émet le plus de rayonnement. De telles observations ne peuvent évidemment se faire que depuis l'espace. Plusieurs instruments spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les années 1980 et la sonde européenne SOHO en 1995.
Les observations dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de régions. D'abord les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons X, qui sont soumises à un champ magnétique intense et sont probablement liées aux taches solaires de la photosphère. Ensuite, les trous coronaux, des régions peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et température du gaz sont plus faibles que la moyenne. C'est par ces trous coronaux que la plupart des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.
Le vent solaire
Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques - environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube.
En continuant à nous éloigner vers l'extérieur, nous arrivons ensuite à ce que l'on peut considérer comme la surface du Soleil, bien qu'il ne s'agisse pas réellement d'une limite bien définie. Cette région de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur est appelée la photosphère. La température n'y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 kelvins, mais la densité y décroît très rapidement. Pour cette raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante et c'est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net plutôt que des limites floues.
La surface du Soleil est loin d'être uniforme. Les observations à haute résolution montrent en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne d'un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que l'aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que quelques minutes.
Le cycle de 11 ans des taches solaires est lié à la présence d'un champ magnétique combinée à deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps rigide. Au contraire, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s'effectue en 35 jours, alors qu'il ne dure que 25 jours près de l'équateur solaire.
Le soleil est très agité comme vous pouvez le voir sur cette vidéo qui se déroule entre mai 2003 et janvier 2004 FONCTIONNE UNIQUEMENT AVEC REAL PLAYER cliquer ici
pour telecharger real player cliquer ici
Masse: 2000 milliards de milliards de milliards de kg
Conposition: hydrogene=74.09%
Helium=25%
reste(element plus lourds)=0.1%
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.
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% du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60% de la masse totale de notre étoile.
Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55% 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.
Continuons notre voyage vers l'extérieur du Soleil, En quittant la photosphère, nous pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire
Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.
Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de kilomètres.
La couronne solaire
En continuant à nous éloigner du Soleil nous atteignons la frontière externe de la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. A ce moment, la température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre très rapidement quelques centaines de milliers de kelvins : nous sommes entrés dans la couronne solaire. Cette région s'étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore moins dense que la précédente, de l'ordre d'un dix milliardième de la densité de la photosphère. Sa température est extrême, atteignant au maximum quelques millions de kelvins.
L'un des phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de protubérances. Il s'agit de gigantesques colonnes, constituées de gaz moins chaud mais plus dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent s'étendre sur des centaines de milliers de kilomètres. Certaines, qualifiées de quiescentes, prennent une forme d'arche et peuvent subsister pendant plusieurs mois. D'autres, qualifiées d'éruptives, sont plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes. Les protubérances sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi des filaments.
La couronne est parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient leur température grimper jusqu'à cinq millions de kelvins et rester à ce niveau pendant près d'une heure. Pendant cette période, ces régions très localisées peuvent libérer une fraction significative de l'énergie qu'émet le Soleil tout entier. De plus, les éruptions sont très souvent accompagnées d'éjections de masse coronale. Des milliards de tonnes de matière sont alors projetés vers le milieu interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.
D'autres détails sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des observations dans les rayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une température de plusieurs millions de kelvins, c'est dans ce domaine de longueur d'onde qu'il émet le plus de rayonnement. De telles observations ne peuvent évidemment se faire que depuis l'espace. Plusieurs instruments spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les années 1980 et la sonde européenne SOHO en 1995.
Les observations dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de régions. D'abord les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons X, qui sont soumises à un champ magnétique intense et sont probablement liées aux taches solaires de la photosphère. Ensuite, les trous coronaux, des régions peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et température du gaz sont plus faibles que la moyenne. C'est par ces trous coronaux que la plupart des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.
Le vent solaire
Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques - environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube.
En continuant à nous éloigner vers l'extérieur, nous arrivons ensuite à ce que l'on peut considérer comme la surface du Soleil, bien qu'il ne s'agisse pas réellement d'une limite bien définie. Cette région de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur est appelée la photosphère. La température n'y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 kelvins, mais la densité y décroît très rapidement. Pour cette raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante et c'est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net plutôt que des limites floues.
La surface du Soleil est loin d'être uniforme. Les observations à haute résolution montrent en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne d'un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que l'aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que quelques minutes.
Le cycle de 11 ans des taches solaires est lié à la présence d'un champ magnétique combinée à deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps rigide. Au contraire, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s'effectue en 35 jours, alors qu'il ne dure que 25 jours près de l'équateur solaire.
Le soleil est très agité comme vous pouvez le voir sur cette vidéo qui se déroule entre mai 2003 et janvier 2004 FONCTIONNE UNIQUEMENT AVEC REAL PLAYER cliquer ici
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En s'éloignant du Soleil, la première planète rencontrée est Mercure.
Distance moyenne au Soleil: 57 910 000km (0,38 unité astronomique )
Diamètre: 4879.4 km
Masse (Terre=1): 0.05
Rotation: 58.8 jours terrestres
Révolution: 88 jours terrestres
Satellites: 0
Densité (eau=1): 5.25
L'orbite de la planète est une ellipse relativement aplatie, si bien que la distance est en fait très variable, entre 0,31 et 0,47 unité astronomique.
La proximité de Mercure avec notre étoile explique que, vue depuis la Terre, la planète ne s'éloigne jamais beaucoup de l'astre du jour. La séparation angulaire maximale n'est que de 28 degrés. Mercure n'est donc visible depuis la Terre que pendant un laps de temps très court, lors du lever ou du coucher de Soleil. De plus, Mercure a un diamètre apparent très faible, ce qui rend pratiquement impossible l'observation du moindre détail à sa surface.
Mercure tourne une fois et demie sur elle-même à chaque tour effectué autour du Soleil. Sa surface, composée de roches poreuses et sombres, réfléchit faiblement la lumière solaire.
L'analyse spectroscopique a décelé une atmosphère extrêmement mince contenant du sodium et du potassium, se diffusant apparemment depuis la croûte de la planète. Des collisions avec d'autres planètes de formation récente, au début de l'histoire du Système solaire, ont peut-être dépouillé la planète de ses éléments plus légers, expliquant sa densité relativement élevée. La force de gravitation à la surface de Mercure est égale au tiers de celle qu'exerce la Terre.
La sonde spatiale Mariner 10 survola deux fois Mercure en 1974, et une fois en 1975. Elle a transmis des photographies montrant une surface semblable à celle de la Lune, présentant de nombreux cratères. La température maximale relevée s'élève à 430 °C sur la face ensoleillée et à environ - 180 °C sur la face à l'ombre. Mariner 10 a également détecté un champ magnétique dont l'intensité est de l'ordre du centième de celle du champ magnétique terrestre. La surface de Mercure, à la différence de celle du satellite naturel de la Terre (la Lune), présente un enchevêtrement de longs escarpements, datant peut-être de la période de contraction que connut la planète pendant son refroidissement, au début de son histoire.
En 1991, de puissants radiotélescopes opérant depuis la Terre ont décelé la présence de vastes plaques de glace dans les régions polaires de Mercure, qui n'avaient pas été survolées par Mariner 10.
Le périhélie de Mercure (le point de l'orbite le plus proche du Soleil) avance lentement. L'explication complète de ce mouvement constitua l'un des premiers succès de la théorie de la relativité.
Pour fou du systéme solaire, la température sur Mercure -180°C à 430°C . Si tu a d'autre questions, n'hésite pas à les poser. Mais je t'informe que la température est écrit sur l'article!
Distance moyenne au Soleil: 57 910 000km (0,38 unité astronomique )
Diamètre: 4879.4 km
Masse (Terre=1): 0.05
Rotation: 58.8 jours terrestres
Révolution: 88 jours terrestres
Satellites: 0
Densité (eau=1): 5.25
L'orbite de la planète est une ellipse relativement aplatie, si bien que la distance est en fait très variable, entre 0,31 et 0,47 unité astronomique.
La proximité de Mercure avec notre étoile explique que, vue depuis la Terre, la planète ne s'éloigne jamais beaucoup de l'astre du jour. La séparation angulaire maximale n'est que de 28 degrés. Mercure n'est donc visible depuis la Terre que pendant un laps de temps très court, lors du lever ou du coucher de Soleil. De plus, Mercure a un diamètre apparent très faible, ce qui rend pratiquement impossible l'observation du moindre détail à sa surface.
Mercure tourne une fois et demie sur elle-même à chaque tour effectué autour du Soleil. Sa surface, composée de roches poreuses et sombres, réfléchit faiblement la lumière solaire.
L'analyse spectroscopique a décelé une atmosphère extrêmement mince contenant du sodium et du potassium, se diffusant apparemment depuis la croûte de la planète. Des collisions avec d'autres planètes de formation récente, au début de l'histoire du Système solaire, ont peut-être dépouillé la planète de ses éléments plus légers, expliquant sa densité relativement élevée. La force de gravitation à la surface de Mercure est égale au tiers de celle qu'exerce la Terre.
La sonde spatiale Mariner 10 survola deux fois Mercure en 1974, et une fois en 1975. Elle a transmis des photographies montrant une surface semblable à celle de la Lune, présentant de nombreux cratères. La température maximale relevée s'élève à 430 °C sur la face ensoleillée et à environ - 180 °C sur la face à l'ombre. Mariner 10 a également détecté un champ magnétique dont l'intensité est de l'ordre du centième de celle du champ magnétique terrestre. La surface de Mercure, à la différence de celle du satellite naturel de la Terre (la Lune), présente un enchevêtrement de longs escarpements, datant peut-être de la période de contraction que connut la planète pendant son refroidissement, au début de son histoire.
En 1991, de puissants radiotélescopes opérant depuis la Terre ont décelé la présence de vastes plaques de glace dans les régions polaires de Mercure, qui n'avaient pas été survolées par Mariner 10.
Le périhélie de Mercure (le point de l'orbite le plus proche du Soleil) avance lentement. L'explication complète de ce mouvement constitua l'un des premiers succès de la théorie de la relativité.
Pour fou du systéme solaire, la température sur Mercure -180°C à 430°C . Si tu a d'autre questions, n'hésite pas à les poser. Mais je t'informe que la température est écrit sur l'article!
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.
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.
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.