Regardez le ciel par une nuit claire, et vous pourriez voir quelques milliers d'étoiles. Mais ce n'est presque rien. Notre Soleil n'est qu'une étoile parmi cent milliards dans notre galaxie…
Narration en anglais · Sous-titres anglais + 中文 incrustés
6.1
La Terre, le Soleil et la Lune
Programme
6.1.1 La Terre
Fondamental
Supplémentaire
1 Saisissez que la Terre est une planète qui tourne sur son axe, qui est incliné, une fois en environ 24 heures, et utilisez cela pour expliquer les observations du mouvement apparent quotidien du Soleil et du cycle périodique du jour et de la nuit
2 Saisissez que la Terre orbite autour du Soleil une fois en environ 365 jours et utilisez cela pour expliquer la nature périodique des saisons
4 Définissez la vitesse orbitale moyenne à partir de l'équation $v = \frac{2\pi r}{T}$ où $r$ est le rayon moyen de l'orbite et $T$ est la période orbitale ; rappelez et utilisez cette équation
3 Saisissez qu'il faut environ un mois pour que la Lune orbite autour de la Terre et utilisez cela pour expliquer la nature périodique du cycle des phases de la Lune
6.1.2 Le Système Solaire
Fondamental
Supplémentaire
1 Décrivez le Système Solaire comme contenant : (a) une étoile, le Soleil (b) les huit planètes nommées et connaissez leur ordre à partir du Soleil (c) les petites planètes qui orbitent autour du Soleil, y compris les planètes naines comme Pluton et les astéroïdes dans la ceinture d'astéroïdes (d) les lunes, qui orbitent autour des planètes (e) les plus petits corps du système solaire, y compris les comètes et les satellites naturels
7 Saisissez que les planètes, les petites planètes et les comètes ont des orbites elliptiques, et rappelez-vous que le Soleil n'est pas au centre de l'orbite elliptique, sauf lorsque l'orbite est approximativement circulaire
8 Analysez et interprétez les données planétaires concernant la distance orbitale, la durée orbitale, la densité, la température de surface et la force de champ gravitationnel uniforme à la surface de la planète
2 Saisissez que, par rapport aux autres, les quatre planètes les plus proches du Soleil sont rocheuses et petites et que les quatre planètes les plus éloignées du Soleil sont gazeuses et grandes, et expliquez cette différence en vous référant à un modèle d'accrétion pour la formation du système solaire, en incluant : (a) la dépendance du modèle à la gravité (b) la présence de nombreux éléments dans les nuages interstellaires de gaz et de poussière (c) la rotation du matériau dans le nuage et la formation d'un disque d'accrétion
3 Saisissez que l'intensité du champ gravitationnel (a) à la surface d'une planète dépend de la masse de la planète (b) autour d'une planète diminue à mesure que la distance de la planète augmente
4 Calculez le temps mis par la lumière pour parcourir une distance significative, telle que celle entre des objets du système solaire
5 Saisissez que le Soleil contient la majeure partie de la masse du système solaire et que cela explique pourquoi les planètes orbitent autour du Soleil
6 Saisissez que la force qui maintient un objet en orbite autour du Soleil est l'attraction gravitationnelle du Soleil
9 Saisissez que l'intensité du champ gravitationnel du Soleil diminue et que les vitesses orbitales des planètes diminuent à mesure que la distance du Soleil augmente
10 Saisissez qu'un objet en orbite elliptique se déplace plus rapidement lorsqu'il est plus proche du Soleil et expliquez ceci à l'aide de la conservation de l'énergie
Source : Programme Cambridge International
La Terre tourne (rotates 自转) sur son axe 轴 une fois en environ $24$ heures. L'axe est incliné 倾斜 (pas droit vers le haut). Cette rotation nous donne le jour et la nuit, et fait apparaître le Soleil 太阳 se déplacer dans le ciel chaque jour.
La Terre se déplace également autour du Soleil sur une orbite 轨道, une fois en environ $365$ jours (une année). Comme l'axe est incliné, différentes parties de la Terre s'inclinent vers le Soleil à différents moments de l'année. Cela donne les saisons 季节 : c'est l'été dans la moitié de la Terre inclinée vers le Soleil.
L'axe garde la même inclinaison toute l'année, donc chaque hémisphère s'incline vers le Soleil pendant la moitié de l'orbite et s'en éloigne pour l'autre
La Lune 月球 orbite autour de la Terre une fois en environ un mois. En tournant, nous voyons différentes quantités de son côté éclairé, ce qui donne les phases 月相 de la Lune (nouvelle lune, lune demie, pleine lune).
La moitié éclairée de la Lune fait toujours face au Soleil, donc en orbite, nous voyons différentes quantités d'elle : une nouvelle lune entre nous et le Soleil, une pleine lune à l'opposé du Soleil, et des lunes demies entre les deux
Ainsi, du plus court au plus long : une journée (rotation de la Terre) < un mois (orbite de la Lune) < une année (orbite de la Terre).
La Pleine Lune, satellite naturel de la Terre
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Pourquoi la Lune change de forme
Le Soleil éclaire toujours la moitié de la Lune ; la phase correspond simplement à la partie éclairée qui nous fait face alors que la Lune orbite — ce n'est pas l'ombre de la Terre.
Pour un objet parcourant un cercle, la distance pour une orbite complète est la circonférence 周长$2\pi r$, où $r$ est le rayon de l'orbite. La vitesse orbitale 轨道速率 est cette distance divisée par la période 周期$T$ (le temps pour une orbite) :
$$v = \frac{2\pi r}{T}$$
La même équation fonctionne pour les planètes, les lunes et les satellites.
Exemple résolu. Une station spatiale orbite autour de la Terre à un rayon de $r = 7000\ \text{km}$ et met $T = 5800\ \text{s}$ pour une orbite. Trouvez sa vitesse orbitale.
D'abord convertissez le rayon en mètres : $7000\ \text{km} = 7.0 \times 10^6\ \text{m}$. Ensuite
La ISS en orbite : la vitesse orbitale est la vitesse qui maintient un satellite en mouvement circulaire en chute libre
6.1
Le Système Solaire
Le Système Solaire 太阳系 possède une étoile, le Soleil, au centre. Autour de lui gravitent les huit planètes 行星. Dans l'ordre à partir du Soleil, ce sont : Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.
Les quatre planètes les plus proches du Soleil sont petites et rocheuses 岩石.
Les quatre planètes les plus éloignées du Soleil sont grandes et gazeuses 气态 — elles sont composées principalement de gaz 气体, sans surface solide sur laquelle se tenir.
Les deux géantes plus proches, Jupiter et Saturne, sont des géantes gazeuses 气态巨行星. Les deux géantes extérieures, Uranus et Neptune, sont des géantes de glace 冰巨行星 : elles contiennent beaucoup plus de glace, donc ce ne sont pas de vraies géantes gazeuses.
Le Soleil et ses huit planètes dans l'ordre : quatre petites planètes rocheuses, puis la ceinture d'astéroïdes, puis quatre grandes planètes gazeuses — les géantes gazeuses Jupiter et Saturne et les géantes de glace Uranus et Neptune (pas à l'échelle)Mars, la planète rouge, l'une des planètes intérieures rocheusesJupiter, la plus grande planète, avec ses bandes tourbillonnantes de gazSaturne et ses anneaux, photographiés par la sonde Cassini
Le Système Solaire contient également :
les planètes mineures, telles que les planètes naines 矮行星 comme Pluton, et les astéroïdes 小行星 (la plupart se trouvent dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter);
les lunes (satellites naturels satellites 卫星) qui orbitent autour des planètes;
les comètes 彗星 et autres petits corps.
Orbites et gravité
Le Soleil concentre la majeure partie de la masse du Système Solaire. Sa gravité 引力 (attraction gravitationnelle) s'étend et maintient les planètes sur leurs orbites. Cette force est l'attraction gravitationnelle du Soleil.
La force du champ gravitationnel 重力场强度 indique l'intensité de la gravité :
à la surface d'une planète, elle est plus grande pour une planète ayant plus de masse;
autour d'une planète, elle diminue lorsque vous vous éloignez.
De la même manière, la gravité du Soleil diminue vers l'extérieur, donc les planètes extérieures se déplacent plus lentement (vitesse orbitale plus faible) que les planètes intérieures.
Données planétaires
Les questions d'examen donnent souvent un tableau comme celui-ci et demandent d'y lire une tendance.
Planète
Distance au Soleil / million km
Période orbitale
Densité / g/cm³
Température de surface / °C
Champ gravitationnel de surface $g$ / N/kg
Mercure
58
88 jours
5.4
170
3.7
Vénus
108
225 jours
5.2
460
8.9
Terre
150
365 jours
5.5
15
9.8
Mars
228
687 jours
3.9
−60
3.7
Jupiter
779
11.9 ans
1.3
−110
23
Saturne
1430
29.5 ans
0.7
−140
9.0
Uranus
2870
84 ans
1.3
−195
8.7
Neptune
4500
165 ans
1.6
−200
11
Tendances à remarquer : plus une planète est éloignée du Soleil, plus sa période orbitale est longue et plus sa température de surface est basse. Les quatre planètes intérieures sont denses (roc et métal), tandis que les quatre planètes extérieures ont des densités faibles (gaz et glace). Le champ gravitationnel de surface dépend de la masse et de la taille de la planète, pas de sa distance au Soleil.
Orbites elliptiques
La plupart des orbites ne sont pas des cercles parfaits mais des ellipses 椭圆 (un cercle étiré), et le Soleil n'est pas au centre de l'ellipse. Une comète a une orbite très étirée. Un objet en orbite elliptique se déplace plus vite lorsqu'il est plus proche du Soleil. Nous expliquons cela par la conservation de l'énergie 能量守恒 — l'énergie 能量 totale reste constante, donc lorsque l'énergie potentielle gravitationnelle 重力势能 de l'objet diminue (en se rapprochant), son énergie cinétique 动能 augmente (il accélère).
Le Soleil est situé à l'un des foyers de l'ellipse ; la planète accélère en se rapprochant et ralentit en s'éloignant
Temps de parcours de la lumière
Les distances dans l'espace sont immenses, nous calculons donc souvent combien de temps la lumière met à les traverser. La lumière voyage à $3.0 \times 10^8\ \text{m/s}$. En utilisant $\text{time} = \dfrac{\text{distance}}{\text{speed}}$, la lumière provenant du Soleil (à environ $1.5 \times 10^{11}\ \text{m}$ de distance) met environ $500\ \text{s}$, soit environ $8$ minutes, pour atteindre la Terre.
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Regardez les planètes courir
Plus une planète est proche du Soleil, plus elle orbite vite — Mercure en 88 jours, Jupiter en 12 ans — car la gravité du Soleil est plus forte près de lui.
Les planètes se sont formées à partir d'un immense nuage de gaz et de poussière 尘埃 dans l'espace, contenant de nombreux éléments chimiques éléments 元素. C'est le modèle d'accrétion 吸积 :
la gravité a attiré le nuage ensemble;
le nuage tournait, il s'est donc aplati en un disque d'accrétion 吸积盘 en rotation;
la majorité de la matière est tombée au centre pour former le Soleil, tandis que les planètes se sont développées à partir des matériaux restants dans le disque.
Près du jeune Soleil chaud, seul le rocher et le métal pouvaient rester solides, d'où la nature rocheuse des planètes intérieures. Plus loin, où il faisait froid, les gaz ont également pu s'accumuler, ce qui a permis aux planètes extérieures de devenir massives et gazeuses.
Un vrai disque d'accrétion autour de la jeune étoile HL Tauri : les zones sombres sont là où de nouvelles planètes collectent la poussière — notre Système solaire a commencé ainsi
1 Saisissez que le Soleil est une étoile de taille moyenne, composée principalement d'hydrogène et d'hélium, et qu'elle rayonne la majeure partie de son énergie dans les régions infrarouges, visibles et ultraviolettes du spectre électromagnétique
2 Saisissez que les étoiles sont alimentées par des réactions nucléaires qui libèrent de l'énergie et que, dans les étoiles stables, les réactions nucléaires impliquent la fusion de l'hydrogène en hélium
6.2.2 Étoiles
Fondamental
Supplémentaire
1 Énoncez que : (a) les galaxies sont chacune composées de milliards d'étoiles (b) le Soleil est une étoile de la galaxie appelée la Voie lactée (c) les autres étoiles composant la Voie lactée sont beaucoup plus loin de la Terre que le Soleil ne l'est (d) les distances astronomiques peuvent être mesurées en années-lumière, où une année-lumière est la distance parcourue dans (le vide de) l'espace par la lumière en un an
2 Saisissez qu'une année-lumière est égale à $9.5 \times 10^{15}$ m
3 Décrivez le cycle de vie d'une étoile : (a) une étoile se forme à partir de nuages interstellaires de gaz et de poussière contenant de l'hydrogène (b) une proto-étoile est un nuage interstellaire s'effondrant et augmentant en température en raison de son attraction gravitationnelle interne (c) une proto-étoile devient une étoile stable lorsque la force entrante d'attraction gravitationnelle est équilibrée par une force sortante due à la haute température au centre de l'étoile (d) toutes les étoiles finissent par manquer d'hydrogène comme carburant pour la réaction nucléaire (e) la plupart des étoiles s'expandent pour former des géantes rouges et les étoiles plus massives s'expandent pour former des supergéantes rouges lorsque la majeure partie de l'hydrogène au centre de l'étoile a été convertie en hélium (f) une géante rouge provenant d'une étoile moins massive forme une nébuleuse planétaire avec une naine blanche au centre (g) une supergéante rouge explose sous forme de supernova, formant une nébuleuse contenant de l'hydrogène et de nouveaux éléments plus lourds, laissant derrière elle une étoile à neutrons ou un trou noir au centre (h) la nébuleuse issue d'une supernova peut former de nouvelles étoiles avec des planètes en orbite
6.2.3 L'Univers
Fondamental
Supplémentaire
1 Saisissez que la Voie lactée est l'une des milliards de galaxies composant l'Univers et que le diamètre de la Voie lactée est d'environ 100 000 années-lumière
2 Décrivez le décalage vers le rouge comme une augmentation de la longueur d'onde observée du rayonnement électromagnétique émis par des étoiles et des galaxies s'éloignant
3 Saisissez que la lumière émise par des galaxies lointaines apparaît décalée vers le rouge par rapport à la lumière émise sur Terre
4 Savoir que le décalage vers le rouge de la lumière provenant des galaxies lointaines est une preuve que l'Univers est en expansion et soutient la Théorie du Big Bang
5 Savoir que le rayonnement micro-onde d'une fréquence spécifique est observé à tous les points de l'espace autour de nous, connu sous le nom de rayonnement cosmique de fond micro-onde (CMBR)
6 Expliquer que le CMBR a été produit peu après la formation de l'Univers et que ce rayonnement s'est étendu dans la région micro-onde du spectre électromagnétique à mesure que l'Univers s'expandait
7 Savoir que la vitesse $v$ à laquelle une galaxie s'éloigne de la Terre peut être déterminée par le changement de longueur d'onde de la lumière stellaire de cette galaxie dû au décalage vers le rouge
8 Savoir que la distance $d$ d'une galaxie lointaine peut être déterminée en utilisant la luminosité d'une supernova présente dans cette galaxie
9 Définir la constante de Hubble$H_0$ comme le rapport entre la vitesse à laquelle une galaxie s'éloigne de la Terre et sa distance par rapport à celle-ci ; connaître et utiliser l'équation
$$H_0 = \frac{v}{d}$$
10 Savoir que l'estimation actuelle pour $H_0$ est $2.2 \times 10^{-18}$ par seconde
11 Savoir que l'équation
$$\frac{d}{v} = \frac{1}{H_0}$$
représente une estimation de l'âge de l'Univers et constitue une preuve de l'idée selon laquelle toute la matière de l'Univers était présente en un seul point
Source : Programme Cambridge International
Le Soleil est une étoile 恒星 de taille moyenne, composée principalement d'hydrogène 氢 et d'hélium 氦. Il rayonne la majeure partie de son énergie dans les infrarouges, la lumière visible et l'ultraviolet 紫外线, parties du spectre électromagnétique 电磁波谱.
Une étoile est alimentée par des réactions nucléaires 核反应 au cœur de sa sphère centrale. Dans une étoile stable, cette réaction est une fusion nucléaire 核聚变 : les noyaux d'hydrogène se combinent pour former de l'hélium, libérant d'énormes quantités d'énergie.
Le Soleil, notre étoile la plus proche, vu en lumière ultraviolette
Une galaxie 星系 est un groupe de plusieurs milliards d'étoiles liées par la gravité. Notre Soleil est une étoile parmi celles de la galaxie nommée la Voie lactée 银河系. Toutes les autres étoiles de la Voie lactée sont beaucoup plus éloignées de la Terre que ne l'est le Soleil.
Une galaxie spirale : milliards d'étoiles maintenues ensemble par la gravité
Les distances entre les étoiles sont si grandes qu'on les mesure en années-lumière 光年. Une année-lumière correspond à la distance parcourue par la lumière en un an (dans le vide spatial), soit environ $9.5 \times 10^{15}\ \text{m}$.
La Voie lactée fait environ $100\,000$ années-lumière de large (son diamètre 直径). Elle n'est qu'une des multiples milliards de galaxies. L'ensemble de ces galaxies constitue l'Univers 宇宙.
Un télescope géant étudie le ciel nocturne ; le laser lui permet d'obtenir des images nettes d'étoiles lointaines
Une étoile naît, vit et meurt sur une très longue période :
Une étoile se forme à partir d'un nuage interstellaire 星际云 de gaz et de poussière contenant de l'hydrogène.
La gravité attire le nuage vers l'intérieur et celui-ci chauffe. Ce nuage en effondrement et en réchauffement est une proto-étoile 原恒星.
La proto-étoile devient une étoile stable 稳定 lorsque l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur est équilibrée par la pression externe due à la très haute température au centre.
Avec le temps, toute étoile finit par épuiser son combustible 燃料 en hydrogène pour la fusion.
Ce qui se passe ensuite dépend de la masse de l'étoile :
Une étoile de masse moyenne (comme le Soleil) gonfle en géante rouge 红巨星. Elle rejette ensuite ses couches externes sous la forme d'un nuage lumineux appelé nébuleuse 星云 planétaire, laissant une naine blanche 白矮星 petite et chaude au centre.
Une étoile beaucoup plus massive gonfle en supergéante rouge 红超巨星 puis explose en supernova 超新星. Cette explosion diffuse une nébuleuse contenant de l'hydrogène et de nouveaux éléments plus lourds, et laisse derrière elle une étoile à neutrons 中子星 ou un trou noir 黑洞.
Toute étoile commence dans une nébuleuse ; sa fin dépend de sa masse
La nébuleuse issue d'une supernova peut plus tard former de nouvelles étoiles, autour desquelles orbitent des planètes — c'est ainsi que notre propre Système solaire est issu d'étoiles antérieures.
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Le cycle de vie d'une étoile
La gravité rassemble un nuage de gaz ; la fusion allume l'étoile ; lorsque son carburant faiblit, elle gonfle et finit par s'éteindre.
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Le cycle de vie d'une étoile semblable au Soleil
Parcourez comment une étoile comme notre Soleil naît, vit et meurt.
Lorsqu'une étoile ou une galaxie s'éloigne de nous (elle est en recul 退行), la lumière que nous recevons a une longueur d'onde 波长 plus longue que la normale — elle est décalée vers l'extrémité rouge du spectre. C'est le décalage vers le rouge 红移.
Les raies sombres dans le spectre d'une galaxie lointaine sont décalées vers l'extrémité rouge — c'est le décalage vers le rouge
La lumière des galaxies lointaines est décalée vers le rouge, et plus une galaxie est éloignée, plus son décalage vers le rouge est important. Cela nous indique que les galaxies s'éloignent les unes des autres : l'Univers est en expansion 膨胀. En inversant ce processus, tout était autrefois regroupé en un seul point — c'est la preuve de la théorie du Big Bang 大爆炸.
Chaque galaxie s'éloigne de nous, et les plus lointaines s'éloignent plus vite — l'Univers est en expansion
Preuves supplémentaires et âge de l'Univers
Une faible radiation 辐射micro-onde 微波 provient de toutes les directions de l'espace. C'est le rayonnement micro-onde cosmique 宇宙微波背景辐射 (CMBR). Il a été produit sous forme de rayonnement à haute énergie peu après le Big Bang, et s'est étiré jusqu'à faire partie du spectre micro-onde alors que l'Univers s'expandait.
Le ciel entier cartographié en micro-ondes : cette faible lueur nous atteint de toutes les directions en tant que chaleur résiduelle du jeune Univers — une forte preuve du Big Bang
Pour une galaxie lointaine :
sa vitesse $v$ de recul peut être déterminée par le décalage vers le rouge de sa lumière stellaire ;
sa distance $d$ peut être déterminée par la luminosité d'une supernova observée dans cette galaxie.
La constante de Hubble 哈勃常数$H_0$ relie ces deux grandeurs :
$$H_0 = \frac{v}{d}$$
Sa valeur actuelle est d'environ $2.2 \times 10^{-18}$ par seconde. En prenant l'inverse, on obtient une estimation de l'âge de l'Univers :
$$\frac{d}{v} = \frac{1}{H_0}$$
Exemple résolu. La constante de Hubble est d'environ $H_0 = 2.2 \times 10^{-18}$ par seconde. Estimez l'âge de l'Univers.
Cela fonctionne parce que chaque galaxie semble avoir commencé depuis le même point unique en même temps — cela renforce davantage la théorie du Big Bang.
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L'Univers en expansion
v = H₀·d
Les galaxies s'éloignent plus vite qu'elles sont éloignées — la vitesse est proportionnelle à la distance.
Dans $v = \dfrac{2\pi r}{T}$, $r$ est le rayon orbital et $T$ est le temps pour une orbite complète en secondes — convertissez d'abord les km en m et les heures en secondes.
Les planètes proches du Soleil ressentent une gravité plus forte, donc elles orbitent plus vite et mettent moins de temps. Dans une orbite elliptique, un corps accélère lorsqu'il approche du Soleil (l'énergie potentielle gravitationnelle se transforme en énergie cinétique).
Une année-lumière est une distance, pas un temps — la distance parcourue par la lumière en un an.
Une étoile est stable 稳定 lorsque l'attraction gravitationnelle vers l'intérieur est équilibrée par la pression externe générée par l'énergie produite par la fusion dans son cœur. Son destin ultérieur lorsque son combustible sera épuisé dépend de sa masse.
Le décalage vers le rouge — lumière provenant de galaxies lointaines décalée vers des longueurs d'onde plus longues (plus rouges), avec un décalage plus important pour les objets les plus éloignés — est la preuve que l'Univers est en expansion, ce qui soutient le Big Bang.
Leçons interactives sur ce sujet
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