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+Pierre Paul Rubens (prononcé [ʁybɛ̃s], ou [ʁybɛns] à la belge), ou Petrus Paulus Rubens[1], ou Peter Paul Rubens[2] en néerlandais, et Pietro Paolo Rubens à partir de 1608, né le 28 juin 1577 à Siegen (Nassau-Siegen) et mort le 30 mai 1640 à Anvers, est un peintre baroque flamand.
+Aidé par un atelier important, Rubens produit un œuvre considérable dans des genres divers. Il accepte de peindre un grand nombre de portraits mais, « d'instinct plus porté aux grand travaux qu'aux petites curiosités » comme il l'écrivait lui-même, il prête peu d'attention aux détails, qu'il ne peint pas en profondeur et dessine de quelques traits. En effet, il va travailler à un rythme extrêmement productif, réalisant 1403 peintures selon le catalogue de Michel Jaffé. Il réalise surtout de grands projets religieux, des peintures mythologiques, et d'importantes séries de peintures historiques. Prisé des Grands pour l'érudition et le charme de sa conversation, il joue également un rôle diplomatique important à son époque et jouit d'une position sociale sans égale chez les artistes de son temps[3],[4].
+Pierre Paul Rubens naît à Siegen en Westphalie, dans le Saint-Empire romain germanique à 300 km d'Anvers[5]. Il est le sixième enfant de Jan Rubens (1530-1587) avocat protestant prospère nommé échevin de la ville d'Anvers en 1562, et de Maria Pypelinckx (1537-1608), fille d'un marchand de tapisseries. Ses parents ont quitté Anvers (Pays-Bas espagnols) en 1568 pour échapper à la persécution des protestants dans les Pays-Bas espagnols par le duc d'Albe durant la révolte des gueux, Jan Rubens étant soupçonné de sympathie calviniste[6]. Jan Rubens devient le conseiller légal de Guillaume d'Orange et s'installe ainsi à la cour de Siegen en 1570. Du fait de sa relation avec Anne de Saxe, seconde épouse de Guillaume d'Orange avec qui il a une fille, Christine von Diez (que Guillaume ne reconnaîtra pas), née le 22 août 1571, Jan Rubens est emprisonné au château de Dillenburg (de) jusqu'en 1573, sa libération étant due à l'intervention de sa femme[7].
+Rubens passe ses dix premières années à Siegen. Ayant abjuré le protestantisme pour le catholicisme, Jan Rubens a probablement fait baptiser son fils dans la foi catholique avant sa mort en 1587. Maria et ses trois enfants Pierre Paul, Blandine (1564-1606) et Philippe (1574-1611) s'installent alors à Cologne. En 1589, deux ans après la mort de son père, Rubens et sa mère rentrent à Anvers. Sa marraine est Christine d'Épinoy, comtesse de Lallaing et épouse du gouverneur de Tournai, où il entre comme page après ses études dans l'École Latine de Rumoldus Verdonck où il apprend le latin et le grec[8]. C'est chez sa marraine que Rubens commence à copier les tableaux présents chez elle notamment des Véronèse, en abandonnant ses espoirs de robe d'avocat et d'armes.
+Beaucoup de ses tableaux représentent des sujets religieux et Rubens est d'ailleurs devenu plus tard l'une des principales voix du style pictural de la Contre-Réforme catholique[9].
+À Anvers, il reçoit une éducation humaniste, étudiant le latin et la littérature classique. À l'âge de 14 ans, il est placé en apprentissage de 1589 à 1598, d'abord chez le peintre Tobias Verhaecht, puis chez quelques peintres éminents de son époque, entre autres Adam van Noort et Otto van Veen. Une grande partie de sa formation initiale est consacrée à copier les œuvres d'artistes anciens, telles que des xylographies de Holbein le Jeune et des gravures de Marcantonio Raimondi d'après Raphaël. Lorsqu'il eut achevé sa formation, il entre en 1598 à la guilde de Saint-Luc comme maître indépendant.
+Sur les conseils de ces peintres éminents, Rubens part pour l'Italie de 1600 à 1608 pour étudier les œuvres de la Renaissance[10]. Il séjourne notamment à Gênes, Mantoue, Venise et Rome où il assimile les styles et copie les œuvres de Raphaël, du Caravage, et surtout du Titien dont il retient la fougue du coloris. Il s'installe ensuite dans la ville de Mantoue, sous la protection du cardinal Montalto au service du duc Vincent de Gonzague chez qui il devient peintre de cour. Grâce au soutien financier du duc, Rubens peut voyager à Rome en passant par Florence en 1601. Là, il étudie l'art classique grec et romain et il réalise des copies de grands maîtres italiens. Il est particulièrement influencé par la sculpture hellénistique Le Groupe du Laocoon, mais aussi par les œuvres d'art de Michel-Ange, Raphaël et Léonard de Vinci[11]. Il est également influencé par les peintures plus modernes et naturalistes du Caravage dont il copie d'ailleurs plus tard le tableau La Mise au tombeau tout en recommandant à son protecteur, le duc de Gonzague, d'acheter une autre œuvre de cet artiste, La Mort de la Vierge, aujourd'hui conservée au Louvre[12]. Il intervient pour inciter l'acquisition de La Madone du rosaire pour l'église dominicaine d'Anvers, et qui est aujourd'hui au musée d'Histoire de l'art de Vienne. Durant son premier séjour à Rome, Rubens réalise son premier chef-d'œuvre, Sainte Hélène à la Vraie Croix pour la basilique Sainte-Croix-de-Jérusalem.
+En 1603, Rubens voyage en Espagne pour une mission diplomatique, apportant avec lui des cadeaux du duc de Gonzague à la Cour du roi Philippe III d'Espagne. Durant son séjour, il étudie l'impressionnante collection d'œuvres de Raphël et du Titien que Philippe II avait rassemblée[13]. Il réalise également un portrait équestre du duc de Lerme qui illustre bien l'influence des œuvres du Titien. Ce voyage est le premier des nombreux voyages qu'il effectua durant sa carrière et pendant lesquels il mêle l'art et la diplomatie[14].
+Il retourne en Italie en 1604, où il reste pendant les quatre années suivantes, d'abord à Mantoue, puis à Gênes et à Rome où il s'illustre dans la peinture religieuse, des scènes mythologiques et de portraits. À Gênes, Rubens peint de nombreux portraits tels que le Portrait de Brigida Spinola Doria conservé à la National Gallery de Washington, et le Portrait de Maria Serra Pallavicino, dans un style qui influence plus tard des artistes tels que Van Dyck, Reynolds et Gainsborough[15]. Il rédige également un livre illustré sur les palais de la ville qui est publié en 1622 sous le nom de Palazzi di Genova. De 1606 à 1608, il demeure principalement à Rome et, pendant cette période, Rubens obtient, avec l'aide du cardinal Jacopo Serra (frère de la princesse Maria Pallavicini), sa plus importante commande à l'époque
+pour le maître-autel de la nouvelle église en vogue, la Chiesa Nuova également appelée Santa Maria in Vallicella.
+Le sujet en est le pape Grégoire le Grand ainsi que des saints locaux majeurs adorant l'icône de la Vierge et l'Enfant. La première version de ce tableau est une toile qui est actuellement au musée des Beaux-Arts de Grenoble, et qui est immédiatement remplacée par une seconde version sur trois panneaux en ardoise représentant l'image miraculeuse de la Santa Maria in Vallicella qui est montrée au public lors des fêtes religieuses grâce à un couvercle en cuivre amovible, également peint par l'artiste[16].
+L'expérience italienne de Rubens continue à influencer son travail et il continue à écrire de nombreuses lettres et correspondances en italien. À son retour à Anvers en décembre 1608 où sa mère agonise[17], le souvenir de l'Italie se perpétue également dans sa signature[18], qui ne changera jamais : « Pietro Paolo Rubens ». Ses voyages lui ont également permis de comprendre le français, l'allemand, l'italien, l'espagnol et le latin.
+En 1608, apprenant que sa mère est malade, Rubens décide de quitter l'Italie pour la rejoindre à Anvers, mais elle meurt avant qu'il n'arrive. Son retour coïncide avec une période de prospérité dans la ville, grâce à la signature du Traité d'Anvers en avril 1609 qui met fin à la guerre entre l'Espagne et les Provinces-Unies et ouvre une période de trêve de douze ans. En septembre 1609, Rubens est nommé peintre officiel de la cour d'Albert et Isabelle, souverains des Pays-Bas de 1609 à 1621. Il reçoit la permission spéciale d'installer son atelier à Anvers plutôt qu'à la Cour de Bruxelles, mais aussi de travailler pour d'autres clients que les seuls souverains. Cette période de prospérité et l'ouverture de son grand atelier ainsi que celui de Jacob Jordaens lancent ce que l'on appellera l'École d'Anvers[19]. Il reste proche de l'archiduchesse Isabelle jusqu'à sa mort en 1633, et on fait appel à lui comme peintre, mais aussi comme ambassadeur et diplomate. Rubens cimente encore plus ses liens avec la ville lorsque, le 3 octobre 1609, il épouse Isabella Brant, fille de Jan Brant, citoyen d'Anvers influent et humaniste. De cette union naissent trois enfants : Serena (1611), Albert (1618) et Nicolas (1619)[20].
+En 1610, Rubens déménage dans une nouvelle demeure, palais qu'il avait fait construire et où il vécut une grande partie de sa vie, la Rubenshuis, actuellement devenue musée. La villa, d'influence italienne, abrite son atelier où lui et ses apprentis réalisent la plupart des peintures de l'artiste, et qui abrite également sa collection d'art personnelle ainsi qu'une des bibliothèques les plus vastes d'Anvers. Durant cette période, il développe son atelier en accueillant de nombreux élèves et assistants. Son élève le plus connu est alors Antoine van Dyck, qui devient rapidement le principal portraitiste flamand et qui collabore fréquemment avec Rubens. Il travaille également avec plusieurs autres artistes actifs dans la ville, notamment le peintre animalier Frans Snyders qui contribue à réaliser l'aigle dans le tableau Prométhée supplicié, mais aussi son excellent ami, le peintre de fleurs Jan Brueghel l'Ancien.
+Rubens fait également bâtir une autre maison au nord d'Anvers dans le village de Doel, à côté de l'église. Cette demeure, appelée De Hooghuis (la grande maison), est construite entre 1613 et 1643, et constitue sans doute un investissement.
+C'est à cette période que Rubens compose des chefs-d'œuvre tels que L'Érection de la croix (1610) et La Descente de Croix (1611-1614) pour la cathédrale Notre-Dame d'Anvers, peintures qui contribuent à faire de Rubens un peintre flamand de premier ordre peu de temps après son retour. L'Érection de la croix, par exemple, illustre la synthèse faite par l'artiste entre La Crucifixion du Tintoret pour la Scuola Grande de San Rocco de Venise et les personnages dynamiques de Michel-Ange. Cette œuvre est en outre considérée comme un des premiers exemples de l'art religieux baroque.
+À ce moment de sa carrière, Rubens fait réaliser des estampes et des couvertures de livres, surtout par l'imprimerie plantinienne de Balthasar Moretus le Jeune, afin d'étendre sa renommée dans toute l'Europe[21]. À l'exception de quelques eaux-fortes remarquables, il fait seulement les dessins en laissant la réalisation des estampes à des spécialistes, tels que le graveur flamand Lucas Vorsterman[22]. Il fait appel à un certain nombre de graveurs formés par Hendrik Goltzius et il conçoit également la dernière méthode de gravure sur bois avant que cette technique ne se renouvelle au XIXe siècle. Rubens instaure aussi un droit d'auteur pour ses copies, notamment en Hollande où son travail est alors largement reproduit, mais aussi en Angleterre, en France et en Espagne[23].
+Après la mort de l'archiduc Albert d'Autriche, Rubens continue à être le peintre officiel de la Cour de l'Infante Isabelle d'Autriche de 1621 à 1633. En 1623, Rubens perd sa fille Serena qui meurt alors qu'elle n'avait que 12 ans et trois ans plus tard, en 1626, son épouse, Isabella Brant meurt de la peste à l'âge de 34 ans.
+En 1621, la reine de France Marie de Médicis lui demande de réaliser deux grands cycles allégoriques célébrant sa vie et celle de son défunt mari, le roi Henri IV, pour décorer la Galerie Médicis du Palais du Luxembourg à Paris. Rubens achève le Cycle de Marie de Médicis en 1625 qui est actuellement exposé au musée du Louvre, mais il ne peut pas terminer celui d'Henri IV[24]. Marie de Médicis est exilée de France en 1630 par son fils, Louis XIII, et elle décède en 1642 dans la même maison de Cologne où Rubens avait passé son enfance[25].
+Parallèlement, après la fin de la Trêve de douze ans en 1621, l'empereur et archiduc d'Autriche Ferdinand II de la maison de Habsbourg confie à Rubens un certain nombre de missions diplomatiques[26]. Par exemple, lorsque le prince Ladislas IV Vasa arrive à Bruxelles le 2 septembre 1624 à l'invitation personnelle de l'Infante Isabelle d'Autriche, l'ambassadeur français à Bruxelles écrivait : « Rubens est là pour faire le portrait du prince de Pologne, sur ordre de l'Infante »[27],[28].
+Entre 1627 et 1630, la carrière diplomatique de Rubens est particulièrement active. Il voyage entre les Cours d'Espagne et d'Angleterre, essayant de ramener la paix entre les Pays-Bas espagnols et les Provinces-Unies.
+En 1624, Rubens est d'ailleurs anobli en tant que « noble de la maison de la sérénissime infante » par Philippe IV d'Espagne et plus tard, en 1630, fait chevalier par le roi Charles Ier d'Angleterre pour le récompenser de ses efforts diplomatiques à faire aboutir un traité de paix entre l'Espagne et l'Angleterre au sujet des Pays-Bas espagnols et des Provinces-Unies. En remerciements, Rubens reçoit également de Charles Ier son épée que lui avait remise le parlement anglais. Celle-ci fut conservée par sa descendance, la famille van der Stegen de Schrieck, qui en fit don à La fondation Roi Baudouin. L'épée est exposée au Grand Curtius[29].
+Il fait également plusieurs déplacements au nord des Pays-Bas tant pour des raisons artistiques que diplomatiques.
+Rubens passe huit mois à Madrid en 1628-1629. En plus des négociations diplomatiques, il réalise plusieurs œuvres majeures pour Philippe IV ainsi que pour des commanditaires privés. Il entreprend également une étude renouvelée des peintures du Titien, copiant plusieurs de ses toiles; dont Adam et Ève (1628–29)[30] Durant son séjour en Espagne, il se lie d'amitié avec le peintre de cour Vélasquez et tous deux projettent de voyager ensemble en Italie. Cependant, Rubens doit revenir à Anvers et Vélasquez fait le voyage sans lui[31].
+Son séjour à Anvers est assez court et il se rend assez vite à Londres où il demeure jusqu'en avril 1630. L'une des œuvres majeures qu'il réalise à cette période est l'Allégorie sur les bénédictions de la paix réalisée en 1629 et qui est actuellement exposée à la National Gallery de Londres[32]. Ce tableau illustre l'immense intérêt que Rubens portait à la paix et il le donna au roi Charles Ier en guise de présent.
+Pendant que la réputation internationale de Rubens auprès des collectionneurs et de la noblesse étrangère continue à croître au cours de cette décennie, l'artiste et son atelier ont également continué à réaliser des peintures monumentales pour des clients locaux d'Anvers. L'Assomption de la Vierge achevée en 1626 pour la cathédrale d'Anvers en est un très bon exemple.
+Rubens passa les dix dernières années de sa vie à Anvers. Sur un plan artistique, il obtint de nouvelles commandes des Habsbourgs et il continua à travailler pour des clients étrangers, en réalisant par exemple les peintures des plafonds de la Maison des banquets du palais de Whitehall, mais il a aussi exploré d'autres voies artistiques plus personnelles, composant des paysages, tel que le Paysage à l'arc-en-ciel (1635, musée du Louvre, Paris) et des œuvres plus intimes ainsi que des portraits de sa femme, de ses enfants et de la famille des Moretus-Plantin (musée Plantin-Moretus)[33].
+En 1630, quatre ans après la mort de sa première épouse, il se maria à Hélène Fourment qui avait 16 ans à l'époque alors que Rubens avait 53 ans. De cette seconde union, il eut quatre enfants : Clara Johanna, François, Hélène et Pierre Paul (Hélène Fourment et deux de ses enfants)[34] et (Hélène Fourment au carrosse)[35]. La famille s'installa en 1635 dans le Château Het Steen situé à Elewijt dans l'actuelle Belgique. Hélène Fourment fut une source d'inspiration pour Rubens dans sa représentation de personnages voluptueux que l'on retrouve dans plusieurs de ses peintures telles que La Fête de Vénus exposée au musée d'Histoire de l'art de Vienne, ou encore Les Trois Grâces et Le Jugement de Pâris toutes deux au musée du Prado de Madrid. Rubens réalisa également plusieurs toiles représentant son épouse comme Hélène Fourment en robes de noces (Pinacothèque de Munich), Hélène Fourment sortant du bain (ou La Petite Pelisse -musée de Vienne) mais aussi Hélène Fourment et ses enfants et Hélène Fourment au carrosse (toutes deux au Louvre).
+En 1636, il devint peintre officiel de la cour des Pays-Bas espagnols gouvernée par le cardinal Ferdinand, infant d'Espagne. C'est à cette même période que Rubens peint Le Jugement de Pâris, directement élaboré à partir du Jugement de Pâris de Raphaël, gravé par Raimondi. La seule différence est que Rubens s'inspire de l'œuvre vue en miroir.
+Un an avant, Charles Ier d'Angleterre lui avait confié la réalisation du plafond peint de la Maison des banquets au palais de Whitehall conçu par l'architecte Inigo Jones. Mais sa commande la plus importante fut celle de soixante toiles pour la décoration du pavillon de chasse de Philippe IV d'Espagne, la Tour de la Parada, pour lesquelles il s'inspira de l'ouvrage d'Ovide, les Métamorphoses.
+Par ailleurs, lorsque Marie de Médicis connut son ultime exil, c'est Rubens qui la recueillit et qui la protégea jusqu'à sa mort. Elle finit d'ailleurs sa vie, deux ans après la mort du peintre, dans la maison natale de celui-ci.
+De son côté, Rubens tombe malade du fait sa goutte chronique, son état s’aggrave et il finit par s'éteindre le 30 mai 1640, laissant derrière lui huit enfants, trois avec Isabella et cinq avec Hélène, son plus jeune enfant étant né trois mois avant son décès. Il est enterré à l'église Saint-Jacques (Sint-Jacobskerk) (nl) d'Anvers[36].
+Rubens est non seulement un artiste de renom mais aussi un diplomate et un habile négociant, faisant de lui un personnage alors connu dans toute l'Europe. Son atelier anversois mobilise des talents très divers, comme Frans Snyders pour la peinture animalière ; ses collaborateurs les plus importants sont Jacob Jordaens et Antoine van Dyck. Sa fortune artistique est immense, à travers un corpus de peintures et de dessins : l'un des peintres l'ayant le plus admiré, Delacroix le surnommait le « Homère de la peinture », et Rubens incarne le primat de la couleur dans l'histoire de l'art européen du XVIIe siècle, poursuivant en cela la leçon des grands Vénitiens et demeurant l'un des peintres les plus importants de l'art occidental. L'historien d'art Chennevières crée d'ailleurs les termes de poussinistes et rubénistes pour évoquer la querelle entre rubénistes (les coloristes qui privilégient la force de la sensation) et poussinistes (les dessinateurs qui privilégient la forme) qui s'inscrit dans la querelle des Anciens et des Modernes[37].
+Au cours de la vente aux enchères du 10 juillet 2002 chez Sotheby's, la peinture de Rubens Le Massacre des Innocents fut vendue pour un prix de 60,98 millions d'euros (soit 400 millions de F, 49,5 millions £, 76,2 millions USD) à Lord Thomson[38].
+Voici une liste, loin d'être exhaustive, qui répertorie quelques œuvres majeures du peintre :
+« Rubens, fleuve d'oubli, jardin de la paresse,  Oreiller de chair fraîche où l'on ne peut aimer, Mais où la vie afflue et s'agite sans cesse, Comme l'air dans le ciel et la mer dans la mer. »
+— Baudelaire, « Les Phares », dans les Fleurs du mal
+« Le Louvre - J'ai fait des kilomètres et des kilomètres devant des toiles prestigieuses [...] et un grand Rubens fumeux (La Mort de Didon) - Mais à mesure que je le regardais, le Rubens me semblait de plus en plus réussi avec les vigoureuses tonalités crème et roses, les yeux lumineux et chatoyants, la robe mauve terne sur le lit. Rubens était heureux, personne ne posait pour lui pour toucher un cachet et sa gaie Kermesse montrait un vieil ivrogne sur le point d'être malade. »
+— Jack Kerouac, Le Vagabond américain en voie de disparition, précédé de : Grand voyage en Europe
+« Rubens fait vraiment sur moi une forte impression. Je trouve ses dessins colossalement bons, je parle des dessins de têtes et de mains. Par exemple, je suis tout à fait séduit par sa façon de dessiner un visage à coups de pinceau, avec des traits d'un rouge pur, ou dans les mains, de modeler les doigts, par des traits analogues, avec son pinceau[71]. »
+— Lettre 459 de Vincent van Gogh à son frère Théo (1885)
+Dans l'opéra-bouffe Barbe-Bleue de Jacques Offenbach, le rôle titre chante un air traduisant son admiration pour la rosière aux formes plantureuses : «C'est un Rubens !»
+Comme beaucoup de grands peintres, Pierre Paul Rubens travaille avec de nombreux assistants. La particularité de cette situation vient du fait que ses assistants et collaborateurs deviennent, pour nombre d'entre eux, de grands peintres à leur tour quand ils ne l'étaient pas déjà[73].
+Les peintures de Rubens peuvent être divisées en trois catégories : celles qu'il a peintes lui-même, celles qu'il a réalisées partiellement (surtout les mains et le visage), et celles qu'il a seulement supervisées. Il avait, comme c'était l'habitude à l'époque, un grand atelier avec de nombreux apprentis et étudiants, dont certains, comme Anthoine van Dyck, sont devenus célèbres. Il a également fréquemment confié la réalisation de certains éléments de ses toiles, tels que les animaux ou encore les Natures mortes dans les grandes compositions, à des spécialistes comme Frans Snyders ou d'autres artistes comme Jacob Jordaens[74].
+Parmi les artistes ayant réalisé certains personnages des toiles de Rubens, on peut citer Jacob Jordaens et Antoine van Dyck. La réalisation d'éléments animaliers fut notamment confiée à Frans Snyders et à Paul de Vos alors que les paysages et décors étaient principalement réalisés par Jan Bruegel « de Velours » (ainsi dans la série Allégories des cinq sens), Jan Wildens ou Martin Ryckaert. Rubens fit également appel à d'autres peintres comme Juste d'Egmont, Lambert Jacobsz, Cornelis de Vos et Simon de Vos. Citons également Jacques Nicolaï ayant étudié quatre ans (1644-1648) à l'atelier fondé par Pierre-Paul Rubens à Anvers[75].
+Abraham van Diepenbeeck (1599 à Bois le Duc - 1675 à Anvers) fut sans doute plus qu'un élève pour Rubens. En effet, il a collaboré à la peinture de ses œuvres au moins à partir de 1627. Il s'est aussi beaucoup inspiré du style de Rubens, ce qui a nui en partie à sa notoriété, comme beaucoup des autres collaborateurs (notamment Theodoor van Thulden et Thomas Willeboirts Bosschaert). Il a aussi collaboré avec Peter Paul Rubens pour la conception de carton à tapisserie et la gravure. Rubens le considérait comme un maître, et adorait sa finesse de trait. Pour des raisons mystiques, ils se sont séparés. Abraham van Diepenbeeck est resté un artiste de talent indépendant qui a peut-être sombré dans la facilité pour ne pas avoir su imposer un style comme Antoine Van Dyck[76].
+Parmi les autres élèves de Rubens, il faut citer Michel Lasne qui devient ensuite graveur, Gerard Seghers, Cornelis Schut qui mêla dessin et gravure, Lucas Faydherbe qui se consacra à la sculpture, Frans Wouters ou encore Jan van den Hoecke
+Quoique très peu porté sur l'art de la gravure, il a fondé l'école des burinistes d'Anvers. « Pour lui, l'estampe est un moyen de diffusion et de connaissance… Il utilise essentiellement la gravure comme moyen de traduction[77]. » Deux estampes ont l'inscription de P. Paul Rubens fecit (Vieille femme à la chandelle, Rome, Fondo Corsini).
+Rubens fit reproduire ses œuvres par de nombreux graveurs[78]. Parmi eux citons : Christoffel Jegher, Willem Swanenburg (nl), Cornelis Galle, Lucas Vorsterman, Jacob Matham, Pieter Soutman, Paul Dupont (Pontius), Witdoeck, Marinas, Boëtius Adams Bolswert et son frère Schelte, Abraham van Diepenbeeck et Michel Lasne.
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+Pierre Paul Rubens (prononcé [ʁybɛ̃s], ou [ʁybɛns] à la belge), ou Petrus Paulus Rubens[1], ou Peter Paul Rubens[2] en néerlandais, et Pietro Paolo Rubens à partir de 1608, né le 28 juin 1577 à Siegen (Nassau-Siegen) et mort le 30 mai 1640 à Anvers, est un peintre baroque flamand.
+Aidé par un atelier important, Rubens produit un œuvre considérable dans des genres divers. Il accepte de peindre un grand nombre de portraits mais, « d'instinct plus porté aux grand travaux qu'aux petites curiosités » comme il l'écrivait lui-même, il prête peu d'attention aux détails, qu'il ne peint pas en profondeur et dessine de quelques traits. En effet, il va travailler à un rythme extrêmement productif, réalisant 1403 peintures selon le catalogue de Michel Jaffé. Il réalise surtout de grands projets religieux, des peintures mythologiques, et d'importantes séries de peintures historiques. Prisé des Grands pour l'érudition et le charme de sa conversation, il joue également un rôle diplomatique important à son époque et jouit d'une position sociale sans égale chez les artistes de son temps[3],[4].
+Pierre Paul Rubens naît à Siegen en Westphalie, dans le Saint-Empire romain germanique à 300 km d'Anvers[5]. Il est le sixième enfant de Jan Rubens (1530-1587) avocat protestant prospère nommé échevin de la ville d'Anvers en 1562, et de Maria Pypelinckx (1537-1608), fille d'un marchand de tapisseries. Ses parents ont quitté Anvers (Pays-Bas espagnols) en 1568 pour échapper à la persécution des protestants dans les Pays-Bas espagnols par le duc d'Albe durant la révolte des gueux, Jan Rubens étant soupçonné de sympathie calviniste[6]. Jan Rubens devient le conseiller légal de Guillaume d'Orange et s'installe ainsi à la cour de Siegen en 1570. Du fait de sa relation avec Anne de Saxe, seconde épouse de Guillaume d'Orange avec qui il a une fille, Christine von Diez (que Guillaume ne reconnaîtra pas), née le 22 août 1571, Jan Rubens est emprisonné au château de Dillenburg (de) jusqu'en 1573, sa libération étant due à l'intervention de sa femme[7].
+Rubens passe ses dix premières années à Siegen. Ayant abjuré le protestantisme pour le catholicisme, Jan Rubens a probablement fait baptiser son fils dans la foi catholique avant sa mort en 1587. Maria et ses trois enfants Pierre Paul, Blandine (1564-1606) et Philippe (1574-1611) s'installent alors à Cologne. En 1589, deux ans après la mort de son père, Rubens et sa mère rentrent à Anvers. Sa marraine est Christine d'Épinoy, comtesse de Lallaing et épouse du gouverneur de Tournai, où il entre comme page après ses études dans l'École Latine de Rumoldus Verdonck où il apprend le latin et le grec[8]. C'est chez sa marraine que Rubens commence à copier les tableaux présents chez elle notamment des Véronèse, en abandonnant ses espoirs de robe d'avocat et d'armes.
+Beaucoup de ses tableaux représentent des sujets religieux et Rubens est d'ailleurs devenu plus tard l'une des principales voix du style pictural de la Contre-Réforme catholique[9].
+À Anvers, il reçoit une éducation humaniste, étudiant le latin et la littérature classique. À l'âge de 14 ans, il est placé en apprentissage de 1589 à 1598, d'abord chez le peintre Tobias Verhaecht, puis chez quelques peintres éminents de son époque, entre autres Adam van Noort et Otto van Veen. Une grande partie de sa formation initiale est consacrée à copier les œuvres d'artistes anciens, telles que des xylographies de Holbein le Jeune et des gravures de Marcantonio Raimondi d'après Raphaël. Lorsqu'il eut achevé sa formation, il entre en 1598 à la guilde de Saint-Luc comme maître indépendant.
+Sur les conseils de ces peintres éminents, Rubens part pour l'Italie de 1600 à 1608 pour étudier les œuvres de la Renaissance[10]. Il séjourne notamment à Gênes, Mantoue, Venise et Rome où il assimile les styles et copie les œuvres de Raphaël, du Caravage, et surtout du Titien dont il retient la fougue du coloris. Il s'installe ensuite dans la ville de Mantoue, sous la protection du cardinal Montalto au service du duc Vincent de Gonzague chez qui il devient peintre de cour. Grâce au soutien financier du duc, Rubens peut voyager à Rome en passant par Florence en 1601. Là, il étudie l'art classique grec et romain et il réalise des copies de grands maîtres italiens. Il est particulièrement influencé par la sculpture hellénistique Le Groupe du Laocoon, mais aussi par les œuvres d'art de Michel-Ange, Raphaël et Léonard de Vinci[11]. Il est également influencé par les peintures plus modernes et naturalistes du Caravage dont il copie d'ailleurs plus tard le tableau La Mise au tombeau tout en recommandant à son protecteur, le duc de Gonzague, d'acheter une autre œuvre de cet artiste, La Mort de la Vierge, aujourd'hui conservée au Louvre[12]. Il intervient pour inciter l'acquisition de La Madone du rosaire pour l'église dominicaine d'Anvers, et qui est aujourd'hui au musée d'Histoire de l'art de Vienne. Durant son premier séjour à Rome, Rubens réalise son premier chef-d'œuvre, Sainte Hélène à la Vraie Croix pour la basilique Sainte-Croix-de-Jérusalem.
+En 1603, Rubens voyage en Espagne pour une mission diplomatique, apportant avec lui des cadeaux du duc de Gonzague à la Cour du roi Philippe III d'Espagne. Durant son séjour, il étudie l'impressionnante collection d'œuvres de Raphël et du Titien que Philippe II avait rassemblée[13]. Il réalise également un portrait équestre du duc de Lerme qui illustre bien l'influence des œuvres du Titien. Ce voyage est le premier des nombreux voyages qu'il effectua durant sa carrière et pendant lesquels il mêle l'art et la diplomatie[14].
+Il retourne en Italie en 1604, où il reste pendant les quatre années suivantes, d'abord à Mantoue, puis à Gênes et à Rome où il s'illustre dans la peinture religieuse, des scènes mythologiques et de portraits. À Gênes, Rubens peint de nombreux portraits tels que le Portrait de Brigida Spinola Doria conservé à la National Gallery de Washington, et le Portrait de Maria Serra Pallavicino, dans un style qui influence plus tard des artistes tels que Van Dyck, Reynolds et Gainsborough[15]. Il rédige également un livre illustré sur les palais de la ville qui est publié en 1622 sous le nom de Palazzi di Genova. De 1606 à 1608, il demeure principalement à Rome et, pendant cette période, Rubens obtient, avec l'aide du cardinal Jacopo Serra (frère de la princesse Maria Pallavicini), sa plus importante commande à l'époque
+pour le maître-autel de la nouvelle église en vogue, la Chiesa Nuova également appelée Santa Maria in Vallicella.
+Le sujet en est le pape Grégoire le Grand ainsi que des saints locaux majeurs adorant l'icône de la Vierge et l'Enfant. La première version de ce tableau est une toile qui est actuellement au musée des Beaux-Arts de Grenoble, et qui est immédiatement remplacée par une seconde version sur trois panneaux en ardoise représentant l'image miraculeuse de la Santa Maria in Vallicella qui est montrée au public lors des fêtes religieuses grâce à un couvercle en cuivre amovible, également peint par l'artiste[16].
+L'expérience italienne de Rubens continue à influencer son travail et il continue à écrire de nombreuses lettres et correspondances en italien. À son retour à Anvers en décembre 1608 où sa mère agonise[17], le souvenir de l'Italie se perpétue également dans sa signature[18], qui ne changera jamais : « Pietro Paolo Rubens ». Ses voyages lui ont également permis de comprendre le français, l'allemand, l'italien, l'espagnol et le latin.
+En 1608, apprenant que sa mère est malade, Rubens décide de quitter l'Italie pour la rejoindre à Anvers, mais elle meurt avant qu'il n'arrive. Son retour coïncide avec une période de prospérité dans la ville, grâce à la signature du Traité d'Anvers en avril 1609 qui met fin à la guerre entre l'Espagne et les Provinces-Unies et ouvre une période de trêve de douze ans. En septembre 1609, Rubens est nommé peintre officiel de la cour d'Albert et Isabelle, souverains des Pays-Bas de 1609 à 1621. Il reçoit la permission spéciale d'installer son atelier à Anvers plutôt qu'à la Cour de Bruxelles, mais aussi de travailler pour d'autres clients que les seuls souverains. Cette période de prospérité et l'ouverture de son grand atelier ainsi que celui de Jacob Jordaens lancent ce que l'on appellera l'École d'Anvers[19]. Il reste proche de l'archiduchesse Isabelle jusqu'à sa mort en 1633, et on fait appel à lui comme peintre, mais aussi comme ambassadeur et diplomate. Rubens cimente encore plus ses liens avec la ville lorsque, le 3 octobre 1609, il épouse Isabella Brant, fille de Jan Brant, citoyen d'Anvers influent et humaniste. De cette union naissent trois enfants : Serena (1611), Albert (1618) et Nicolas (1619)[20].
+En 1610, Rubens déménage dans une nouvelle demeure, palais qu'il avait fait construire et où il vécut une grande partie de sa vie, la Rubenshuis, actuellement devenue musée. La villa, d'influence italienne, abrite son atelier où lui et ses apprentis réalisent la plupart des peintures de l'artiste, et qui abrite également sa collection d'art personnelle ainsi qu'une des bibliothèques les plus vastes d'Anvers. Durant cette période, il développe son atelier en accueillant de nombreux élèves et assistants. Son élève le plus connu est alors Antoine van Dyck, qui devient rapidement le principal portraitiste flamand et qui collabore fréquemment avec Rubens. Il travaille également avec plusieurs autres artistes actifs dans la ville, notamment le peintre animalier Frans Snyders qui contribue à réaliser l'aigle dans le tableau Prométhée supplicié, mais aussi son excellent ami, le peintre de fleurs Jan Brueghel l'Ancien.
+Rubens fait également bâtir une autre maison au nord d'Anvers dans le village de Doel, à côté de l'église. Cette demeure, appelée De Hooghuis (la grande maison), est construite entre 1613 et 1643, et constitue sans doute un investissement.
+C'est à cette période que Rubens compose des chefs-d'œuvre tels que L'Érection de la croix (1610) et La Descente de Croix (1611-1614) pour la cathédrale Notre-Dame d'Anvers, peintures qui contribuent à faire de Rubens un peintre flamand de premier ordre peu de temps après son retour. L'Érection de la croix, par exemple, illustre la synthèse faite par l'artiste entre La Crucifixion du Tintoret pour la Scuola Grande de San Rocco de Venise et les personnages dynamiques de Michel-Ange. Cette œuvre est en outre considérée comme un des premiers exemples de l'art religieux baroque.
+À ce moment de sa carrière, Rubens fait réaliser des estampes et des couvertures de livres, surtout par l'imprimerie plantinienne de Balthasar Moretus le Jeune, afin d'étendre sa renommée dans toute l'Europe[21]. À l'exception de quelques eaux-fortes remarquables, il fait seulement les dessins en laissant la réalisation des estampes à des spécialistes, tels que le graveur flamand Lucas Vorsterman[22]. Il fait appel à un certain nombre de graveurs formés par Hendrik Goltzius et il conçoit également la dernière méthode de gravure sur bois avant que cette technique ne se renouvelle au XIXe siècle. Rubens instaure aussi un droit d'auteur pour ses copies, notamment en Hollande où son travail est alors largement reproduit, mais aussi en Angleterre, en France et en Espagne[23].
+Après la mort de l'archiduc Albert d'Autriche, Rubens continue à être le peintre officiel de la Cour de l'Infante Isabelle d'Autriche de 1621 à 1633. En 1623, Rubens perd sa fille Serena qui meurt alors qu'elle n'avait que 12 ans et trois ans plus tard, en 1626, son épouse, Isabella Brant meurt de la peste à l'âge de 34 ans.
+En 1621, la reine de France Marie de Médicis lui demande de réaliser deux grands cycles allégoriques célébrant sa vie et celle de son défunt mari, le roi Henri IV, pour décorer la Galerie Médicis du Palais du Luxembourg à Paris. Rubens achève le Cycle de Marie de Médicis en 1625 qui est actuellement exposé au musée du Louvre, mais il ne peut pas terminer celui d'Henri IV[24]. Marie de Médicis est exilée de France en 1630 par son fils, Louis XIII, et elle décède en 1642 dans la même maison de Cologne où Rubens avait passé son enfance[25].
+Parallèlement, après la fin de la Trêve de douze ans en 1621, l'empereur et archiduc d'Autriche Ferdinand II de la maison de Habsbourg confie à Rubens un certain nombre de missions diplomatiques[26]. Par exemple, lorsque le prince Ladislas IV Vasa arrive à Bruxelles le 2 septembre 1624 à l'invitation personnelle de l'Infante Isabelle d'Autriche, l'ambassadeur français à Bruxelles écrivait : « Rubens est là pour faire le portrait du prince de Pologne, sur ordre de l'Infante »[27],[28].
+Entre 1627 et 1630, la carrière diplomatique de Rubens est particulièrement active. Il voyage entre les Cours d'Espagne et d'Angleterre, essayant de ramener la paix entre les Pays-Bas espagnols et les Provinces-Unies.
+En 1624, Rubens est d'ailleurs anobli en tant que « noble de la maison de la sérénissime infante » par Philippe IV d'Espagne et plus tard, en 1630, fait chevalier par le roi Charles Ier d'Angleterre pour le récompenser de ses efforts diplomatiques à faire aboutir un traité de paix entre l'Espagne et l'Angleterre au sujet des Pays-Bas espagnols et des Provinces-Unies. En remerciements, Rubens reçoit également de Charles Ier son épée que lui avait remise le parlement anglais. Celle-ci fut conservée par sa descendance, la famille van der Stegen de Schrieck, qui en fit don à La fondation Roi Baudouin. L'épée est exposée au Grand Curtius[29].
+Il fait également plusieurs déplacements au nord des Pays-Bas tant pour des raisons artistiques que diplomatiques.
+Rubens passe huit mois à Madrid en 1628-1629. En plus des négociations diplomatiques, il réalise plusieurs œuvres majeures pour Philippe IV ainsi que pour des commanditaires privés. Il entreprend également une étude renouvelée des peintures du Titien, copiant plusieurs de ses toiles; dont Adam et Ève (1628–29)[30] Durant son séjour en Espagne, il se lie d'amitié avec le peintre de cour Vélasquez et tous deux projettent de voyager ensemble en Italie. Cependant, Rubens doit revenir à Anvers et Vélasquez fait le voyage sans lui[31].
+Son séjour à Anvers est assez court et il se rend assez vite à Londres où il demeure jusqu'en avril 1630. L'une des œuvres majeures qu'il réalise à cette période est l'Allégorie sur les bénédictions de la paix réalisée en 1629 et qui est actuellement exposée à la National Gallery de Londres[32]. Ce tableau illustre l'immense intérêt que Rubens portait à la paix et il le donna au roi Charles Ier en guise de présent.
+Pendant que la réputation internationale de Rubens auprès des collectionneurs et de la noblesse étrangère continue à croître au cours de cette décennie, l'artiste et son atelier ont également continué à réaliser des peintures monumentales pour des clients locaux d'Anvers. L'Assomption de la Vierge achevée en 1626 pour la cathédrale d'Anvers en est un très bon exemple.
+Rubens passa les dix dernières années de sa vie à Anvers. Sur un plan artistique, il obtint de nouvelles commandes des Habsbourgs et il continua à travailler pour des clients étrangers, en réalisant par exemple les peintures des plafonds de la Maison des banquets du palais de Whitehall, mais il a aussi exploré d'autres voies artistiques plus personnelles, composant des paysages, tel que le Paysage à l'arc-en-ciel (1635, musée du Louvre, Paris) et des œuvres plus intimes ainsi que des portraits de sa femme, de ses enfants et de la famille des Moretus-Plantin (musée Plantin-Moretus)[33].
+En 1630, quatre ans après la mort de sa première épouse, il se maria à Hélène Fourment qui avait 16 ans à l'époque alors que Rubens avait 53 ans. De cette seconde union, il eut quatre enfants : Clara Johanna, François, Hélène et Pierre Paul (Hélène Fourment et deux de ses enfants)[34] et (Hélène Fourment au carrosse)[35]. La famille s'installa en 1635 dans le Château Het Steen situé à Elewijt dans l'actuelle Belgique. Hélène Fourment fut une source d'inspiration pour Rubens dans sa représentation de personnages voluptueux que l'on retrouve dans plusieurs de ses peintures telles que La Fête de Vénus exposée au musée d'Histoire de l'art de Vienne, ou encore Les Trois Grâces et Le Jugement de Pâris toutes deux au musée du Prado de Madrid. Rubens réalisa également plusieurs toiles représentant son épouse comme Hélène Fourment en robes de noces (Pinacothèque de Munich), Hélène Fourment sortant du bain (ou La Petite Pelisse -musée de Vienne) mais aussi Hélène Fourment et ses enfants et Hélène Fourment au carrosse (toutes deux au Louvre).
+En 1636, il devint peintre officiel de la cour des Pays-Bas espagnols gouvernée par le cardinal Ferdinand, infant d'Espagne. C'est à cette même période que Rubens peint Le Jugement de Pâris, directement élaboré à partir du Jugement de Pâris de Raphaël, gravé par Raimondi. La seule différence est que Rubens s'inspire de l'œuvre vue en miroir.
+Un an avant, Charles Ier d'Angleterre lui avait confié la réalisation du plafond peint de la Maison des banquets au palais de Whitehall conçu par l'architecte Inigo Jones. Mais sa commande la plus importante fut celle de soixante toiles pour la décoration du pavillon de chasse de Philippe IV d'Espagne, la Tour de la Parada, pour lesquelles il s'inspira de l'ouvrage d'Ovide, les Métamorphoses.
+Par ailleurs, lorsque Marie de Médicis connut son ultime exil, c'est Rubens qui la recueillit et qui la protégea jusqu'à sa mort. Elle finit d'ailleurs sa vie, deux ans après la mort du peintre, dans la maison natale de celui-ci.
+De son côté, Rubens tombe malade du fait sa goutte chronique, son état s’aggrave et il finit par s'éteindre le 30 mai 1640, laissant derrière lui huit enfants, trois avec Isabella et cinq avec Hélène, son plus jeune enfant étant né trois mois avant son décès. Il est enterré à l'église Saint-Jacques (Sint-Jacobskerk) (nl) d'Anvers[36].
+Rubens est non seulement un artiste de renom mais aussi un diplomate et un habile négociant, faisant de lui un personnage alors connu dans toute l'Europe. Son atelier anversois mobilise des talents très divers, comme Frans Snyders pour la peinture animalière ; ses collaborateurs les plus importants sont Jacob Jordaens et Antoine van Dyck. Sa fortune artistique est immense, à travers un corpus de peintures et de dessins : l'un des peintres l'ayant le plus admiré, Delacroix le surnommait le « Homère de la peinture », et Rubens incarne le primat de la couleur dans l'histoire de l'art européen du XVIIe siècle, poursuivant en cela la leçon des grands Vénitiens et demeurant l'un des peintres les plus importants de l'art occidental. L'historien d'art Chennevières crée d'ailleurs les termes de poussinistes et rubénistes pour évoquer la querelle entre rubénistes (les coloristes qui privilégient la force de la sensation) et poussinistes (les dessinateurs qui privilégient la forme) qui s'inscrit dans la querelle des Anciens et des Modernes[37].
+Au cours de la vente aux enchères du 10 juillet 2002 chez Sotheby's, la peinture de Rubens Le Massacre des Innocents fut vendue pour un prix de 60,98 millions d'euros (soit 400 millions de F, 49,5 millions £, 76,2 millions USD) à Lord Thomson[38].
+Voici une liste, loin d'être exhaustive, qui répertorie quelques œuvres majeures du peintre :
+« Rubens, fleuve d'oubli, jardin de la paresse,  Oreiller de chair fraîche où l'on ne peut aimer, Mais où la vie afflue et s'agite sans cesse, Comme l'air dans le ciel et la mer dans la mer. »
+— Baudelaire, « Les Phares », dans les Fleurs du mal
+« Le Louvre - J'ai fait des kilomètres et des kilomètres devant des toiles prestigieuses [...] et un grand Rubens fumeux (La Mort de Didon) - Mais à mesure que je le regardais, le Rubens me semblait de plus en plus réussi avec les vigoureuses tonalités crème et roses, les yeux lumineux et chatoyants, la robe mauve terne sur le lit. Rubens était heureux, personne ne posait pour lui pour toucher un cachet et sa gaie Kermesse montrait un vieil ivrogne sur le point d'être malade. »
+— Jack Kerouac, Le Vagabond américain en voie de disparition, précédé de : Grand voyage en Europe
+« Rubens fait vraiment sur moi une forte impression. Je trouve ses dessins colossalement bons, je parle des dessins de têtes et de mains. Par exemple, je suis tout à fait séduit par sa façon de dessiner un visage à coups de pinceau, avec des traits d'un rouge pur, ou dans les mains, de modeler les doigts, par des traits analogues, avec son pinceau[71]. »
+— Lettre 459 de Vincent van Gogh à son frère Théo (1885)
+Dans l'opéra-bouffe Barbe-Bleue de Jacques Offenbach, le rôle titre chante un air traduisant son admiration pour la rosière aux formes plantureuses : «C'est un Rubens !»
+Comme beaucoup de grands peintres, Pierre Paul Rubens travaille avec de nombreux assistants. La particularité de cette situation vient du fait que ses assistants et collaborateurs deviennent, pour nombre d'entre eux, de grands peintres à leur tour quand ils ne l'étaient pas déjà[73].
+Les peintures de Rubens peuvent être divisées en trois catégories : celles qu'il a peintes lui-même, celles qu'il a réalisées partiellement (surtout les mains et le visage), et celles qu'il a seulement supervisées. Il avait, comme c'était l'habitude à l'époque, un grand atelier avec de nombreux apprentis et étudiants, dont certains, comme Anthoine van Dyck, sont devenus célèbres. Il a également fréquemment confié la réalisation de certains éléments de ses toiles, tels que les animaux ou encore les Natures mortes dans les grandes compositions, à des spécialistes comme Frans Snyders ou d'autres artistes comme Jacob Jordaens[74].
+Parmi les artistes ayant réalisé certains personnages des toiles de Rubens, on peut citer Jacob Jordaens et Antoine van Dyck. La réalisation d'éléments animaliers fut notamment confiée à Frans Snyders et à Paul de Vos alors que les paysages et décors étaient principalement réalisés par Jan Bruegel « de Velours » (ainsi dans la série Allégories des cinq sens), Jan Wildens ou Martin Ryckaert. Rubens fit également appel à d'autres peintres comme Juste d'Egmont, Lambert Jacobsz, Cornelis de Vos et Simon de Vos. Citons également Jacques Nicolaï ayant étudié quatre ans (1644-1648) à l'atelier fondé par Pierre-Paul Rubens à Anvers[75].
+Abraham van Diepenbeeck (1599 à Bois le Duc - 1675 à Anvers) fut sans doute plus qu'un élève pour Rubens. En effet, il a collaboré à la peinture de ses œuvres au moins à partir de 1627. Il s'est aussi beaucoup inspiré du style de Rubens, ce qui a nui en partie à sa notoriété, comme beaucoup des autres collaborateurs (notamment Theodoor van Thulden et Thomas Willeboirts Bosschaert). Il a aussi collaboré avec Peter Paul Rubens pour la conception de carton à tapisserie et la gravure. Rubens le considérait comme un maître, et adorait sa finesse de trait. Pour des raisons mystiques, ils se sont séparés. Abraham van Diepenbeeck est resté un artiste de talent indépendant qui a peut-être sombré dans la facilité pour ne pas avoir su imposer un style comme Antoine Van Dyck[76].
+Parmi les autres élèves de Rubens, il faut citer Michel Lasne qui devient ensuite graveur, Gerard Seghers, Cornelis Schut qui mêla dessin et gravure, Lucas Faydherbe qui se consacra à la sculpture, Frans Wouters ou encore Jan van den Hoecke
+Quoique très peu porté sur l'art de la gravure, il a fondé l'école des burinistes d'Anvers. « Pour lui, l'estampe est un moyen de diffusion et de connaissance… Il utilise essentiellement la gravure comme moyen de traduction[77]. » Deux estampes ont l'inscription de P. Paul Rubens fecit (Vieille femme à la chandelle, Rome, Fondo Corsini).
+Rubens fit reproduire ses œuvres par de nombreux graveurs[78]. Parmi eux citons : Christoffel Jegher, Willem Swanenburg (nl), Cornelis Galle, Lucas Vorsterman, Jacob Matham, Pieter Soutman, Paul Dupont (Pontius), Witdoeck, Marinas, Boëtius Adams Bolswert et son frère Schelte, Abraham van Diepenbeeck et Michel Lasne.
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+Pieter Cornelis Mondriaan, appelé Piet Mondrian[1] à partir de 1912, né le 7 mars 1872 à Amersfoort aux Pays-Bas, et mort le 1er février 1944 à New York, est un peintre néerlandais reconnu comme l'un des pionniers de l’abstraction.
+Piet Mondrian naît le 7 mars 1872 à Amersfoort[2].
+Son père, instituteur, était aussi un pasteur calviniste, un homme exalté et qui dessinait souvent. Il encouragea son fils, mais faute de moyens[3] s'opposa à ce que celui-ci s'inscrive, à vingt ans, en 1892, à l'Académie royale des beaux-arts d'Amsterdam. Mondrian a été initié par son oncle à la peinture de plein air, une innovation dans les années 1880, un héritage de Johan Barthold Jongkind et de l'école de La Haye. Dans la structure des paysages d'avant 1900, Mondrian vise des effets d'ensemble : effets de lumière, effets linéaires, groupes de troncs d'arbres et branches en contre-jour sont des motifs récurrents. Ce sont des qualités morales qui s'inscrivent dans ces choix de couleurs et ces motifs. L'art de tradition romantique-nordique produisit vers 1900 beaucoup de paysages de sous bois. En octobre 1892, il s'inscrit à l'Académie royale des beaux-arts d'Amsterdam. Plus généralement après 1900, les tableaux de Mondrian cherchent à faire voir des idées, et semblent proches du mouvement symboliste.
+Son nouveau style, comme cristallisé sur des formes-idées, déjà visible dans Passiebloem (Passiflore), vers 1901, s'est manifesté d'autant plus vigoureusement qu'il rencontra en juin 1908 le peintre Jan Toorop[4], personnage central du Symbolisme hollandais connu par ses curieuses compositions de figures curvilignes très homogènes, comme fondues dans les plissements géologiques du dessin. En 1907, il réalise une esquisse sur un carton de faibles dimensions, Le nuage rouge, aujourd'hui considéré comme l'une des œuvres fondamentales de la première partie de sa carrière. L'œuvre représente un paysage marin, simplifié à l'extrême, dans lequel les couleurs ont avant tout une valeur symbolique. L'essentialisation du sujet et l'usage symbolique de la couleur constituent le moyen pour Mondrian de se détacher progressivement de la figuration. Petit à petit, le tableau se vide et les couleurs, plus pures, s'émancipent du principe de représentation mimétique du réel. C'est à ce moment-là qu'il aurait découvert, chez Jan Sluijters, l'emploi symbolique de la couleur et les dessins de Van Dongen d'alors, relevant du Fauvisme le plus intense[5].
+Saulaie. Impression de lumière et d'ombre, vers 1905, huile sur toile, 35 × 45 cm, Musée d'Art de Dallas.
+Arbre rouge, 1908-1909, huile sur toile, 70 × 99 cm, Gemeentemuseum.
+Soleil de printemps (Lentezon). Château en ruine : Brederode (vers fin 1909-début 1910), Musée d'Art de Dallas, huile sur isorel, 62 × 72 cm, Musée d'Art de Dallas.
+Les œuvres de Van Gogh, découvertes lors d'une rétrospective à Amsterdam en 1905[6] et à nouveau exposées à Amsterdam en septembre et mars 1911[7], auront eu un effet amplificateur sur ce qui était en cours après la rencontre avec Toorop. Le tableau Devotie (Dévotion), 1908, semble en découler, plus près encore du dernier Van Gogh : Moulin dans la clarté du soleil, de 1908. C'est dans un élan de lyrisme inouï que Mondrian intensifie à l'extrême l'idée contenue dans le « moulin/soleil ». Sur un mètre quinze, les rouges stridulants hachés de gris bleu, sur un ciel tout morcelé dans une mosaïque de bleus pâles et de jaune citron.
+Depuis 1904, il s'intéresse à la théosophie, aux mathématiques et à la géométrie. En 1909, il s'inscrit à la société théosophique. La pensée théosophique, développée dans la seconde moitié du XIXe siècle par Helena Blavatsky, met en avant l'idée d'un ordre cosmique du monde, au-delà des apparences et du visible. Mondrian est sensible à cette recherche d'une peinture plus spirituelle. La transcendance du traitement de la lumière, décomposée sur des formes simples en contrastes de couleurs saturées, le conduit vers une abstraction croissante. Le monumental Duinlandschap (Paysage de dunes, 1910-1911), réduit le sujet du tableau à n'être plus que l'oblique d'une ligne où l'horizon bascule dans une mosaïque de losanges hachurés.
+En octobre 1911, Mondrian voit à Amsterdam des œuvres de Georges Braque, radicales dans leur cubisme analytique affirmé. Comme deux alpinistes encordés, Braque et Picasso s'étaient lancés vers les cimes de l'expérimentation pure. À la fin de l'année, Mondrian est à Paris. D'abord installé au 33, avenue du Maine, il déménage en mai 1912 dans un atelier au 26, rue du Départ, près de la gare Montparnasse (ce pâté de maisons fut détruit en 1936, en vue de l'agrandissement de la gare[8]). Pieter Cornelis Mondriaan décida de se faire dorénavant appeler Piet Mondrian. Tout de suite, il va prendre le chemin du cubisme et abandonne en conséquence les couleurs vives, réduisant sa palette à des gammes de gris et d'ocres[9]. Du cubisme, il dira : « Je sentis que seuls les cubistes avaient découvert le droit chemin et pendant longtemps je fus très influencé par eux. »
+Et rapidement, il amplifie la tendance à l'abstraction qui travaille le cubisme analytique : les séries d'expérimentations construites avec les motifs du pot de gingembre et du pommier en fleurs atteignent la frontière où la figure s'efface dans une structure. Elle se réduit à des variations formelles sur quelques signes : courbes tendues des branches du pommier et leurs tension dans l'espace, verticalement, mais rabattue vers l'horizontale avec le temps.
+Entre 1913 et 1914, son cheminement l'amène à créer un langage pictural nouveau, ce qui en fait l'un des chefs de file et pionniers de l'art abstrait, alors en construction et en effervescence, aux côtés de Kandinsky, Kupka, Fernand Léger, Picabia, Robert Delaunay et Sonia Delaunay[10]. En janvier 1914, Mondrian écrit à son ami Bremmer : « Je construis des lignes et des combinaisons de couleurs sur des surfaces planes afin d'exprimer, avec la plus grande conscience, une beauté générale. La nature (ou ce que je vois) m'inspire, me met, comme tout peintre, dans un état émotionnel qui me pousse à créer quelque chose, mais je veux rester aussi près que possible de la vérité et à tout extraire, jusqu'à ce que j'atteigne au fondement (qui ne demeure qu'un fondement extérieur !) des choses […]. Je crois qu'il est possible, grâce à des lignes horizontales et verticales construites en pleine conscience, mais sans calcul, suggérées par une intuition aigüe et nées de l'harmonie et du rythme, que ces formes fondamentales de la beauté, complétées au besoin par d'autres lignes droites ou courbes, puissent produire une œuvre d'art aussi puissante que vraie[11]. »
+En 1915, de retour au pays en raison de la mort de son père, il s'emploie à dépasser le cubisme dont il souligne les insuffisances et il évolue alors vers une abstraction plus pure. Les dessins composés sur le motif d'une jetée dans l'océan aboutissent à la simplification radicale du graphisme à de simples tirets horizontaux et verticaux. Le sujet (son sens universel) semble s'effacer dans le processus de construction plastique du tableau. Durant cette année 1915, Mondrian entame de nombreux tableaux, fait de nombreux essais, mais n'achève presque aucune œuvre, excepté la Composition 10 en noir et blanc, qui prend le thème de la mer avec une jetée, et se compose de courts segments de droite disposés à l'horizontale et à la verticale, formant des croix sur un fond gris regroupés dans un ovale. Ce tableau fait la synthèse des recherches de l'année[12].
+Ocean 5, 1915, fusain et gouache sur papier, 87,6 × 120,3 cm, collection Peggy Guggenheim.
+Composition avec plans de couleurs, 1917, huile sur toile, 48 × 60,5 cm, Musée Boijmans Van Beuningen.
+Composition en losange avec lignes grises (Composition dans le losange), 1918, huile sur toile, 121 cm en diagonale, Gemeentemuseum.
+Composition en rouge, jaune, bleu et noir, 1921, huile sur toile, 59,5 × 59,5 cm, Gemeentemuseum.
+Mondrian fut un contributeur très important de la revue hollandaise De Stijl, fondée par Theo van Doesburg en 1917, le titre de cette revue donnant son nom au « mouvement » (De Stijl ne fut jamais un mouvement véritable). De retour à Paris en 1919, Mondrian habite encore au 26 de la rue du Départ et s'installe brièvement 5 rue de Coulmiers[8], où il crée pour la première fois un intérieur néoplastique, peu à peu envahi de cartons de couleurs[13],[14] disposés et déplacés au gré des changements qui affectent l’espace de l’atelier, sur les toiles abouties ou en cours de réalisation. Les toiles se prolongent ainsi dans l’atelier qui affecte en retour le contenu des toiles et participe provisoirement à leur forme et à leur place.
+Il voyage à Lyon et collabore avec Michel Seuphor au théâtre du Donjon, créé par Emile Malespine et Marchel Michaud, où il crée les décors d'une pièce théâtre qui ne sera finalement jamais jouée[15].
+Il fait publier dans la revue De Stijl parmi de nombreux écrits son essai Réalité naturelle et réalité abstraite[16]. Il souhaite écarter la nature matérielle au profit de son essence. Aussi écarte-t-il « la forme et la couleur naturelles » et au premier chef la courbe et le vert, pour ne plus s'exprimer que par « l’abstraction de toute forme et couleur, c'est-à-dire […] la ligne droite et la couleur primaire nettement définie[17] ». Il travaille donc à partir de 1940 avec les couleurs pures : rouge, jaune et bleu, qu’il associe au blanc, qui lui sert de fond, et au noir, qui délimite les couleurs entre elles. Il structure ses œuvres de manière géométrique en utilisant essentiellement des formes rectangulaires et des lignes d’épaisseur variable. Les croyances théosophiques de Mondrian lui font accorder à l’angle droit une signification universelle. Plus que tout compte le rapport entre couleurs, entre dimensions, entre positions. En effet, pour lui, « le rapport [de la verticale à l'horizontale] est à l’image de la dualité et des oppositions qui régissent d’une façon générale la vie et l’univers — le masculin et le féminin, l’extérieur et l’intérieur, le matériel et le spirituel[17] ».
+Mondrian définit dès lors son système de représentation qu’il nomme peinture néo-plastique et qu’il développera pendant plus de 20 ans jusqu’à son séjour à New York. Il travaille toujours à la fois instinctivement et avec une grande rigueur. Les séries de variations, strictement numérotées à partir de 1910, enchaînent toutes les possibilités plastiques. En 1930, il se contraint à ne plus travailler qu’avec la ligne, sans aucune couleur. La Composition losangique avec double ligne lui permet de retrouver une nouvelle variable : la double ligne. Et la couleur réapparaît… En 1928, les œuvres de Mondrian et de Nicolas Eekman seront exposées ensemble à la galerie Jeanne Bucher. En 1930, il devient membre du groupe Cercle et Carré, fondé par son ami Michel Seuphor et par Joaquín Torres García. En 1931, il devient membre du groupe Abstraction-Création, fondé par Vantongerloo et Auguste Herbin. C’est alors une figure majeure du mouvement moderne dans les arts et en architecture. En 1931, la styliste de mode Lola Prusac crée pour la Maison Hermès, sellier à Paris, une gamme de valises et de sacs à incrustations géométriques bleues et rouges qui sont très inspirées des œuvres de Mondrian de cette période[18].
+Composition avec noir, blanc, jaune et rouge, entre 1939 et 1942, huile sur toile, 79,6 × 74,2 cm, The Phillips Collection.
+Mondrian, New York City. 1942, huile sur toile, 119,3 × 114,2 cm, Musée national d'Art moderne.
+Broadway Boogie-Woogie, 1942-43, huile sur toile, 127,5 × 127,5 cm, Museum of Modern Art.
+Victory Boogie-Woogie, 1944, le dernier tableau de Mondrian, inachevé ; huile, papier collé, sur toile, 127,5 × 127,5 cm, Gemeentemuseum.
+En 1938, il se réfugie à Londres, puis en 1940, à la suite des bombardements de Londres s'embarque, en octobre, pour New York. Il y trouve une ville en correspondance avec ses tableaux, ne serait-ce que par son plan, mais aussi par son rythme. Depuis longtemps passionné par le jazz, il adopte avec enthousiasme le boogie-woogie et réalise plusieurs chefs-d’œuvre : Broadway Boogie-Woogie, New York City, et enfin Victory Boogie-Woogie qui resta inachevé à sa mort. Rapidement intégré au monde de l'art avec l’appui de Peggy Guggenheim, il devint l'ami de Max Ernst. Il fut sollicité pour divers jurys d'expositions et, à cette occasion, fit remarquer à Peggy Guggenheim la valeur naissante de Jackson Pollock. Il fut aussi vite intégré avec les honneurs dans le groupe des American Abstract Artists. Du 21 mars au 13 mai 1945, le Museum of Modern Art de New York lui rendait hommage avec un accrochage respectueux[19] où le monde de l'art découvrit les peintures réalisées aux États-Unis. Construites sur le jeu orthogonal de lignes colorées, celles-ci acquirent dans ses derniers tableaux une vibration surprenante. Visible dès la phase d'étude, cette vibration était obtenue grâce à une mise en place par tâtonnement de petits morceaux de papiers, peints à l'huile, posés les uns à côté des autres, avec la fragilité des Post-it. Victory Boogie Woogie resta ainsi dans l'atelier[13] dans cet état flottant, ouvert au public pendant les six semaines qui suivirent la mort de l'artiste.
+Piet Mondrian est, avec les Russes Vassily Kandinsky puis Kasimir Malevitch, parmi les premiers peintres à s'être exprimé en utilisant un langage abstrait. Les recherches de Mondrian commencent dès le début de sa carrière et s'orientent vers une représentation transcendantale et essentialiste de l'image (en particulier dans le paysage)[20], basée sur l'épuration radicale du tableau. Toute trace de référence au naturel visible est progressivement évacuée au profit d'une vision de l'universel. Mondrian privilégie l'économie de moyens pour tenter d'exprimer l'essence du réel. La rigueur de sa démarche et de son évolution est évoquée dans ses écrits théoriques. L'évolution de son œuvre est d'une rare complexité et il faut accepter de se heurter à une certaine difficulté si l'on souhaite s'en approcher[21],[22].
+La méthode de Mondrian s'élabore constamment : ses recherches l'amènent d'abord à renouveler son usage de la couleur pour dépasser les limites de la figuration mimétique. Pour la même raison, il s'interdit peu à peu d'employer les lignes diagonales et les courbes, supprimant ainsi l'illusion d'espace permise par les lois de la perspective linéaire. Les formes et les couleurs sont progressivement réduites à leur plus simple expression. Entre 1919 et 1920, ses recherches aboutissent à une forme abstraite qui ne doit plus rien à la nature (sur le plan formel du moins). Cette approche de la peinture doit être comprise comme une tentative d'essentialisation du monde par des procédés abstraits, soit un mode de représentation libéré des contraintes de la figuration. Dans les phases tardives de son œuvre, la conception de Mondrian implique que le projet de la peinture puisse dépasser le cadre de la toile, il faut donc imaginer chaque œuvre comme le fragment d'une totalité à laquelle elle est intégrée (et c'est précisément cette totalité, soit l'essence du monde, qui constitue le thème et l'objet de l'œuvre de Mondrian)[23].
+Hubert Damisch a indiqué, dès 1958, qu'« un tableau de Mondrian contredit au monde qui est le nôtre, et en suggère un autre. [Il lui est assigné] une fonction précise : celle d'imprimer dans la mémoire visuelle un schème d'organisation de l'espace qui fonctionnerait ensuite comme une grille, laquelle n'attendrait plus que d'être reportée sur le monde pour l'informer à neuf »[24]. Et Éric de Chassey (2017), s'appuie sur cette autre citation du même auteur : la grille, chez Mondrian, a « valeur d'utopie, au même titre que les Villes imaginaires et autres Cités idéales conçues par les artistes du Quattrocento »[25]. Selon Éric de Chassey, la grille qui structure les tableaux se pose comme un modèle de structure pour la vie tout entière, depuis son extension à l'architecture dans les ateliers où Mondrian y intégrait ses propres peintures[26]. Mondrian fait de la peinture un modèle pour l'architecture, et au-delà, jusqu'aux aspects politiques du monde : « Les plans rectangulaires de dimensions variables et les couleurs démontrent visiblement qu'internationalisme ne signifie pas chaos gouverné par la monotonie, mais une unité ordonnée et clairement divisée [...] Dans l'ordre international du futur, les différents pays, tout en étant mutuellement équivalents, auront chacun une valeur unique et différente.»[27]
+Mondrian est une des figures majeures de l'art du XXe siècle, dans le monde de l'art moderne, à la fois pour son apport décisif à la peinture abstraite naissante, mais aussi pour l'influence de son œuvre dans des domaines aussi variés que l'architecture, les arts décoratifs, le mobilier, la mode, le graphisme ou encore le design industriel. « Le néoplasticisme a constitué le langage commun auquel aspiraient les membres fondateurs de la revue De Stijl, susceptible de se manifester dans tous les domaines, de la poésie - grâce à Anthony Kok, qui réduit le langage à ses éléments essentiels, le mot et la lettre - à l'architecture et au mobilier : le café De Unie (nl) (Rotterdam, 1925) de J.J.P. Oud, la maison Schröder (Utrecht, 1923-24) de Gerrit Rietveld (architecte et designer), ou sa chaise bleu et rouge (1918), figurent parmi les plus exemplaires. »[28]. La revue elle-même fut le support privilégié de pratiques néoplasiques dans le domaine du graphisme.
+D'innombrables artistes, et pas seulement des peintres ou des architectes et designers mais aussi des réalisateurs, comme Jean-Luc Godard (en particulier dans Pierrot le Fou en 1965) ou le grand couturier Yves Saint Laurent et sa robe Mondrian, créée en 1965, se sont référés au Mondrian des années 1920-1940. Le rationalisme intransigeant de l'œuvre de Mondrian lui vaut « d'être revendiquée par certains artistes d'aujourd'hui œuvrant dans le cadre de l'art concret, de l'art optique, de l'art minimal, etc.)[29] »
+Le design et les produits de consommation s'inspirent également de l'œuvre de Mondrian. À sa création en 1985, la ligne de produits coiffants Studio Line de L'Oréal arbore un packaging très fortement inspiré de la peinture de Mondrian. Elle garde ce design très longtemps et opte pour un design simplifié aujourd'hui.
+La première exposition couvrant la période abstraite de son œuvre fut présentée en 1969, au musée de l'Orangerie. En 2002, le musée d'Orsay a organisé « Mondrian de 1892 à 1914, les chemins de l'abstraction » (27 mars-14 juillet 2002 ; commissaire Serge Lemoine). En 2010, le Centre Pompidou a présenté une double exposition, « Mondrian / De Stijl » avec deux catalogues séparés (1er décembre 2010-21 mars 2011 ; commissaire Brigitte Léal). La partie sur Mondrian se concentrait sur les années de formation aux Pays-Bas et sur les années parisiennes : le parcours s'achevait sur New York City. Fin 2019, le musée Marmottan Monet met en lumière un pan plus méconnu de son œuvre avec l'exposition Mondrian figuratif.
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+Pie X (en latin Pius X, en italien Pio X), né Giuseppe Melchiorre Sarto à Riese en Vénétie (alors dans le royaume de Lombardie-Vénétie, maintenant Riese Pie X, dans la province de Trévise, en Italie) le 2 juin 1835, mort le 20 août 1914 à Rome, il fut le 257e pape de l’Église catholique du 4 août 1903 à sa mort. Il a été béatifié le 3 juin 1951, puis canonisé le 29 mai 1954 : il est donc saint Pie X pour les catholiques.
+Sa fête liturgique est alors fixée au 3 septembre, puis au 21 août, dans le nouveau calendrier.
+Il est né dans une famille très modeste : son père Giovanni Battista Sarto (1792-1852) est facteur rural et appariteur de Riese[1]. Sa mère Margherita Sanson (1813-1894) est couturière[2].
+Deuxième d'une famille de dix enfants, le petit Giuseppe avait la vocation d'être prêtre depuis son enfance. Cependant la situation économique de sa famille ne permettait pas de concrétiser ses espérances. C'est le curé de sa paroisse qui trouva le soutien financier grâce auquel Giuseppe put entrer au grand séminaire de Padoue, à l'âge de 19 ans, en novembre 1854. Il y suivit une formation qui dura quatre ans[b 1]. La dernière année, le jeune Giuseppe fut nommé « directeur du chant des clercs » de l'école de chant grégorien, créée par l'évêque de Padoue Grégoire Barbarigo († 1697)[b 2].
+Une fois ses études terminées avec d'excellentes notes, Giuseppe Sarto est ordonné prêtre le 27 février 1858[b 3]. Dans le même temps, se répand la nouvelle qu'une jeune française, dénommée Bernadette Soubirous, aurait été témoin d'apparitions de la Vierge Marie.
+Giuseppe Sarto est nommé vicaire de la paroisse de Tombolo[a 1]. Il crée une petite école de chant grégorien pour que les paroissiens puissent participer au chant de la messe[a 1].
+L'année suivante, répondant aux provocations du gouvernement Sarde, l'empereur François-Joseph Ier d'Autriche déclare la guerre au Royaume de Sardaigne. Allié à l'empereur des Français Napoléon III, le roi Victor-Emmanuel II de Sardaigne défait les troupes autrichiennes. L'Autriche cède la riche province de Lombardie et sa capitale Milan mais la Vénétie reste autrichienne. Ayant annexé la quasi-totalité de la botte italienne - sauf le Latium et Rome, seuls vestiges des États Pontificaux protégés par l'armée Française - le roi Victor-Emmanuel II de Sardaigne se proclame roi d'Italie et transfère sa capitale à Florence. En 1866, l'Autriche est vaincue par la Prusse qui l'écarte de la sphère politique allemande. Pour prix de sa neutralité, la France reçoit la Vénétie qu'elle rétrocède immédiatement à son allié italien. L'abbé Sarto n'est plus sujet du très catholique empereur d'Autriche mais du libéral roi d'Italie.
+L'abbé Sarto est nommé archiprêtre de Salzano en 1867, puis chanoine de la cathédrale de Trévise en 1875[2]. Parallèlement, il devient directeur spirituel du séminaire diocésain.
+En 1870, profitant de la chute de l'Empire Français, le roi d'Italie annexe la Latium et transfère sa capitale à Rome. Le pape Pie IX, se considérant prisonnier, s'enferme dans ses palais du Vatican. Il meurt en 1878. Le conclave élit l'archevêque de Pérouse qui prend le nom de Léon XIII et prône une politique de réconciliation et d'ouverture.
+En 1882, lors du congrès européen d'Arezzo pour la musique sacrée, en tant que chancelier de l'évêché et directeur spirituel du grand séminaire, le chanoine Sarto soutient les moines de l'abbaye Saint-Pierre de Solesmes en faveur de la restauration du chant grégorien, alors que le pape Léon XIII défend plutôt le chant néo-médicéen issu de celui qui a été publié à Rome de 1614 à 1615[a 1].
+En 1884, il est consacré évêque de Mantoue[2].
+Il effectue deux visites pastorales et organise un synode diocésain avant d'être nommé contre son gré Patriarche de Venise en 1893. Il reçoit la barrette de cardinal-prêtre (pour la paroisse de San Bernardo alle Terme) lors d'un consistoire secret en juin 1893. Le gouvernement italien refuse d'abord son exequatur au motif que sa nomination a été le fait du gouvernement austro-hongrois. Mgr Sarto devra attendre 18 mois avant d'être reçu — triomphalement — dans son nouveau diocèse.
+À Venise, il publie le 1er mai 1895 une Lettre pastorale sur le chant d'Église en présentant des principes généraux pour l'organisation et la réalisation de la prière commune, chantée et liturgique[a 1].
+Léon XIII meurt en 1903. Son successeur le plus probable est le secrétaire d'État, le cardinal Mariano Rampolla del Tindaro, qui totalise 29 voix lors du premier scrutin, Mgr Sarto 5. Mais chaque vote voit progresser le score de ce dernier tandis que celui de Rampolla tend à se tasser. La révélation au conclave de l'exclusive lancée par l'Autriche-Hongrie à l'encontre de Mgr Rampolla scandalise l'ensemble du Sacré-Collège tandis que Mgr Sarto, en larmes, refuse absolument la perspective d'être élu pontife. Cependant, ayant cédé aux instances du cardinal-doyen Luigi Oreglia di Santo Stefano, et de l'archevêque de Milan, Mgr Ferrari, il accepte de se soumettre au vœu de ses confrères si tel est leur désir. Le 4 août, Mgr Sarto est élu pape en dépassant très largement les deux tiers des suffrages nécessaires (50 sur 62)[3].
+Il choisit de prendre le nom de Pie X en souvenir des papes du XIXe siècle qui « [avaient] courageusement lutté contre les sectes et les erreurs pullulantes ». Il est intronisé le 9 août. Un de ses premiers actes est d'interdire l'exclusive, pratique qui avait empêché Mgr Rampolla d'être élu.
+Le nouveau pape a pour particularité de n'avoir aucune expérience diplomatique, ni véritable formation universitaire. Toutefois, il assimile extrêmement vite et a le don de la synthèse ; il compense également ces handicaps en s'entourant de gens compétents comme le cardinal Rafael Merry del Val, Espagnol de 38 ans, polyglotte et directeur de l'Académie des nobles ecclésiastiques, dont Pie X fait son secrétaire d'État.
+Issu d'un milieu populaire et voulant continuer de vivre dans la plus grande simplicité, Pie X fait aménager au Vatican un appartement d'une particulière austérité. Il tient à préserver sa vie privée et à ne réduire en rien ses temps de prière.
+Le nouveau pape s'écarte de la conception conciliatrice de son prédécesseur, et affiche tout de suite une politique conservatrice. En matière administrative, il se montre pourtant réformateur : il confie à Mgr Gasparri une refonte du droit canonique, qui aboutit à la promulgation du Code de droit canonique de 1917.
+Il publie le Catéchisme de la Doctrine chrétienne (qui est appelé aujourd'hui Catéchisme de Pie X), ainsi que les Premiers éléments de la Doctrine chrétienne (ou Petit catéchisme de S. Pie X). Ce catéchisme a fait l'objet d'un éloge pontifical public de Benoît XVI lors de l'Audience générale du 18 août 2010 :
+« Depuis les années où il était curé, il avait rédigé lui-même un catéchisme et au cours de son épiscopat à Mantoue, il avait travaillé afin que l'on parvienne à un catéchisme unique, sinon universel, tout au moins italien. En authentique pasteur, il a compris que la situation de l'époque, notamment en raison du phénomène de l'émigration, rend nécessaire un catéchisme auquel chaque fidèle puisse se référer indépendamment du lieu et des circonstances de vie. En tant que souverain pontife, il prépare un texte de doctrine chrétienne pour le diocèse de Rome, diffusé par la suite dans toute l'Italie et dans le monde. Ce catéchisme « de Pie X », a été pour de nombreuses personnes un guide sûr pour apprendre les vérités de la foi en raison de son langage simple, clair et précis et de sa présentation concrète. »
+— Benoît XVI, 18 août 2010[4].
+Sur le plan financier, il réunit les revenus du denier de Saint-Pierre et ceux du patrimoine du Vatican puis fait acheter de nouveaux bâtiments. Il réforme l'organisation de la curie romaine par la constitution Sapienti consilio[5] du 29 juin 1908, supprimant des dicastères devenus inutiles et en concentrant les prérogatives des différents organes.
+Avec le décret « Quam Singulari »[6] du 8 août 1910, Pie X demande que les enfants fassent leur première communion dès l'âge de 7 ans, ce qui aboutit en pratique à une inversion de l'ordre traditionnel des sacrements, en plaçant la communion avant la confirmation[7]. Rite de passage important du début de l'adolescence, l'ancienne première communion qui se célébrait vers douze ans est alors maintenue en France en se transformant en cérémonie de profession de foi ou « communion solennelle ».
+Le modernisme est à l'époque une tendance théologique considérée par les courants intransigeants, dominant les autorités catholiques d'alors, comme déviante et menant à l'hérésie. S'appuyant sur une nouvelle lecture de la Bible, les modernistes acceptent l'idée d'une évolution dynamique de la doctrine de l'Église par opposition à un ensemble de dogmes fixes.
+Dans la constitution apostolique Lamentabili sane exitu (1907), Pie X condamne formellement 65 propositions dites « modernistes », rappelées dans l'encyclique Pascendi. Celle-ci rejette notamment les thèses d'Alfred Loisy qui est excommunié.
+Le résumé de la position antimoderniste est donné dans le motu proprio Sacrorum antistitum de 1910, encore appelé serment antimoderniste que chaque prêtre est tenu de prononcer jusqu'à sa suppression en 1967 et en 1914 sont publiées 24 thèses soutenant le thomisme. Quarante ecclésiastiques refusent de prêter serment.
+Parallèlement, Pie X encourage personnellement la constitution du réseau dit La Sapinière créé par Mgr Umberto Benigni et destiné à lutter contre les catholiques soupçonnés de modernisme, dans une organisation que l'historien Yves-Marie Hilaire décrit comme un système de « combisme ecclésiastique »[8].
+Il fait face à la loi française de séparation de l'Église et de l'État, votée par le parlement le 9 décembre 1905, et qui s'inscrit dans le prolongement de la politique anticléricale menée par le précédent gouvernement d'Émile Combes, qui a ordonné la dissolution des congrégations religieuses et l'expulsion des religieux réguliers : enseignants, personnel des hospices, etc. (pendant de longues années, les religieux congréganistes désireux d'enseigner devront porter la soutane du clergé séculier).
+Pie X se montre moins conciliant et plus dogmatique que son prédécesseur, Léon XIII.
+Bien que la majorité des évêques français conseille de se plier à la loi, Pie X interdit toute collaboration par l'encyclique Vehementer nos (11 février 1906), l'allocution consistoriale Gravissimum (21 février), et l'encyclique Gravissimo officii munere (10 août), que Mgr Louis Duchesne baptise malicieusement « Digitus in oculo » (« doigt dans l'œil »). Le pape affirme alors que la « loi […], en brisant violemment les liens séculaires par lesquels [la] nation [française] était unie au siège apostolique, crée à l'Église catholique, en France, une situation indigne d'elle et lamentable à jamais »[9].
+Cette opposition du pape à la loi française a pour conséquence de compromettre la création des associations cultuelles, prévues par la loi, et de faire transférer les biens immobiliers de l'Église au profit de l'État. Ce n'est qu'en 1923 que la situation est débloquée par la création des associations diocésaines.
+En 1911, le concordat portugais prend pareillement fin.
+Dans l'encyclique Lacrimabili Statu du 7 juin 1912[10], Pie X s'élève contre le sort réservé aux Indiens d'Amérique du Sud et appelle les archevêques et évêques à agir en leur faveur, dénonçant les massacres, l'esclavage et les autres traitements indignes auxquels étaient soumises les populations indigènes, y compris par des catholiques, comme l'avait déjà dénoncé son prédécesseur Benoît XIV en 1741 mais sans grand effet.
+Pie X est bouleversé lorsque éclate la Première Guerre mondiale, mais la question se pose de savoir s'il a tenté de la prévenir et si son entourage l'y encourageait[11]. Même si, selon une anecdote encore acceptée par Y.-M. Hilaire[12] mais mise en doute par plusieurs historiens[13], y compris des catholiques[14], le pape refuse sa bénédiction aux armées austro-hongroises, disant « Je ne bénis que la paix », Rafael Merry del Val, toujours secrétaire d'État, ne tente rien, dans le même temps, pour dissuader l'Autriche-Hongrie d'entrer en guerre contre la Serbie. En tout état de cause, l'influence papale reste faible face à la montée des passions nationalistes[12] et l'attitude du Saint-Siège semble incohérente[15].
+La guerre éclate et s'étend à toute l'Europe dans les premiers jours d'Août 1914. Pie X, âgé de 79 ans, est affecté par une bronchite et, tourmenté par les hostilités qu'il semble avoir pressenties meurt le 20 août 1914 (à 79 ans), causant une grande émotion chez les fidèles angoissés, auprès desquels il est populaire[16].
+Après sa mort, la dévotion envers Pie X ne cesse pas. Sa cause est ouverte dès le 24 février 1923 et on érige à Saint-Pierre de Rome un monument en sa mémoire pour le vingtième anniversaire de son accession au pontificat. Devant l'afflux des pèlerins venus prier sur sa tombe dans la crypte de la basilique Saint-Pierre, on fait sceller une croix de métal sur le sol de la basilique, afin que les pèlerins puissent s'agenouiller juste au-dessus de son tombeau. Des messes y sont dites jusqu'à l'avant-guerre.
+Le 19 août 1939, Pie XII prononce un discours à sa mémoire et le 12 février 1943, en pleine guerre, « l'héroïcité de ses vertus » est proclamée. Peu après il est déclaré « serviteur de Dieu ».
+C'est alors que la Sacrée Congrégation des rites ouvre le procès de béatification examinant en particulier deux miracles. En premier lieu, celui intervenu auprès de Marie-Françoise Deperras, religieuse qui, d'après les Acta Apostolicæ Sedis, était atteinte d'un cancer des os dont elle aurait été guérie en décembre 1928[17] et en second lieu celui d'une Sœur Benedetta de Maria, de Boves (Italie), qui aurait été guérie d'un cancer de l'abdomen en 1938[18].
+Ces deux miracles sont officiellement approuvés par Pie XII, le 11 février 1951, et aboutissent à la lettre de béatification de Pie X le 4 mars suivant. La cérémonie elle-même a lieu le 3 juin 1951 en la basilique Saint-Pierre en présence de 23 cardinaux, de centaines d'archevêques et d'évêques et d'une foule de 100 000 pèlerins. Pie XII parle alors de Pie X comme du « pape de l'Eucharistie », pour avoir permis l'accès de la communion aux jeunes enfants et autorisé la communion eucharistique quotidienne[19].
+Le 17 février 1952 son corps est transféré de la crypte à son emplacement actuel sous l'autel de la chapelle de la Présentation, à l'intérieur de la basilique, dans un sarcophage de bronze ajouré par un vitrage.
+Le 29 mai 1954, deux miracles sont reconnus par l'Église catholique, en premier lieu celui qui aurait permis la guérison d'un avocat italien — Francesco Belsami — d'un abcès pulmonaire, et l'autre celui qui aurait permis la guérison d'une religieuse — Sœur Maria-Ludovica Scorcia — affectée d'un virus du système nerveux[20]. La messe de canonisation célébrée par Pie XII est suivie par une foule de 800 000 fidèles.
+Pie X est le premier pape depuis le XVIe siècle à être canonisé, le dernier ayant été en 1712 Pie V qui avait régné de 1566 à 1572.
+La fête de Saint-Pie X est célébrée le 21 août dans le nouveau calendrier liturgique. Il est fêté le 3 septembre dans l'ancien calendrier. Dans les paroisses de la FSSPX (Fraternité sacerdotale Saint-Pie-X), sa fête est une fête de 1re classe.
+La basilique souterraine, plus récente et plus vaste des basiliques de Lourdes, est placée sous son patronage. Une relique de Saint Pie X est exposée à la chapelle 'Pax Christi'.
+Avec sa profonde connaissance du chant grégorien et de sa restauration, Pie X achève la plus importante centralisation de la liturgie de l'Église romaine depuis l'époque de Charlemagne[21], par la publication des livres en latin pour l'Église universelle, à la place des liturgies locales. Désormais, l'Église catholique va célébrer ses offices de la même manière, jusqu'au IIe concile du Vatican.
+Aussitôt élu, Pie X expédie son motu proprio « Inter pastoralis officii sollicitudes[22] » le 22 novembre 1903, fête de Sainte-Cécile, patronne de la musique. Dans ce motu proprio, il précise ses instructions concernant la musique sacrée de l'Église romaine.
+Le 25 avril 1904, le pape annonce la création d'une édition officielle du chant pour l'Église universelle, à la base du chant grégorien scientifiquement restauré. Pour la publication de cette Édition Vaticane, il crée une commission pontificale composée des musicologues de toute l'Europe, présidée par Dom Joseph Pothier, abbé bénédictin de Saint-Wandrille. Comme la commission à Rome ne peut pas accéder directement aux matériaux, un grand nombre de photographies des manuscrits anciens auprès de l'abbaye Saint-Pierre de Solesmes, Pie X doit renoncer à ce projet, mais demande à Dom Pothier de publier les livres de chant sans délai, d'après les éditions bénédictines de Solesmes[23].
+La première publication est achevée en 1908, il s'agit de la nouvelle édition vaticane du graduel :
+L'antiphonaire, quant à lui, paraît en 1912 :
+Le pape Pie X est également le fondateur de l'Institut pontifical de musique sacrée à Rome, en 1910[24]. La fondation de cet établissement avait été proposée par Dom Angelo de Santi, le théologien et musicologue de Léon XIII et vieil ami de Pie X, qui est donc nommé le premier directeur de l'institut[25],[26].
+Le pape Pie X bénéficie d'une image de simplicité et d'homme vigoureux. Il gouverne l'Église d'une main ferme à une époque où elle doit faire face à un laïcisme virulent et à une remise en question des connaissances bibliques et théologiques. Il invite les chrétiens à participer activement à la liturgie, souhaitant ainsi les amener aux sources vives de la foi[27].
+« Les psaumes recueillis dans la Bible ont été composés sous l'inspiration divine. Certes, dès les débuts de l'Église, ils ont merveilleusement contribué à nourrir la piété des fidèles, qui offraient à Dieu, en toute circonstance, un sacrifice de louange, c'est-à-dire l'acte de foi qui sortait de leurs lèvres en l'honneur de son nom. Mais il est certain aussi que, selon un usage déjà reçu sous la Loi ancienne, ils ont tenu une place éminente dans la liturgie proprement dite et dans l'Office divin[29]. [...] »
+En 1913, Guillaume Apollinaire, exprimant la lassitude de l'Antiquité gréco-romaine et lui opposant le christianisme, qui « seul en Europe n'est pas antique », écrit dans son poème Zone un éloge paradoxal du pape qui avait condamné le modernisme :
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+Pie XI, né Ambrogio Damiano Achille Ratti le 31 mai 1857 à Desio, dans le Royaume Lombardo-Vénitien, dans la province de Monza et de la Brianza (aujourd'hui Italie, à l'époque Empire d'Autriche) est un prêtre catholique, érudit, théologien et archevêque de Milan. Cardinal en 1921 il est élu l'année suivante 259e évêque de Rome, et donc pape de l'Église catholique.
+Élu le 6 février 1922, son pontificat est marqué par le règlement de la question romaine, avec la reconnaissance et l'institution de l'État de la Cité du Vatican, par les accords du Latran, en 1929. Il est confronté à la montée du communisme, du fascisme et du nazisme en Europe.
+Il meurt au Vatican le 10 février 1939.
+Ambrogio Damiano Achille Ratti est né, le 31 mai 1857, d'une famille de la bourgeoisie lombarde dans la petite ville de Desio près de Milan[a1 1] alors sous domination autrichienne (en 1859 la Lombardie, conquise par les armées franco-sardes est rattachée au nouveau royaume d'Italie). Son prénom Ambroise-Damien-Achille a été donné par son grand-père Ambroise Ratti (qui était aussi son parrain)[a1 1].
+Le futur pape était l'avant-dernier fils (parmi sept enfants) de Francesco Ratti († juin 1881)[a1 1] qui était alors propriétaire d'une filature de soie, et de son épouse, Teresa née Galli († octobre 1918)[a1 1], fille d'un aubergiste originaire de Saronno.
+À la fin de son école primaire à Desio, il est placé, à la requête de son oncle, au petit séminaire de Saint-Pierre Martyr à Seveso[a1 1]. Il passe ses vacances chez son oncle Damiano Ratti (prévôt curé d'Asso), qui lui fait approfondir ses études. Après deux années au séminaire de Monza, il devient surveillant pendant une année au collège San Carlo de Milan où il obtient le baccalauréat. Cela lui permet d'entrer au grand séminaire de Milan[a1 1].
+En 1874, le jeune Achille prend l'habit des tertiaires franciscains[a1 1] remis par son confesseur Luigi Tavola, curé de Sormano. Il est remarqué par l'archevêque de Milan Luigi Nazari di Calabiana, au presbytère de son oncle d'Asso, pour son esprit studieux et sa piété[a1 2].
+Le prélat le charge d'enseigner la grammaire au petit séminaire de Saint-Pierre Martyr, où il avait étudié auparavant, et au collège Saint-Martin[a1 2]. En 1879, il est envoyé avec son ami Alessandro Lualdi au séminaire pontifical lombard de Rome où il réside durant ses études à l'université grégorienne[a1 2].
+Achille Ratti est ordonné prêtre le 20 décembre 1879, à l'âge de 22 ans, à la basilique Saint-Jean-de-Latran[a1 2]. Il célèbre sa première messe dans la basilique Santi Ambrogio e Carlo al Corso, où est conservé le cœur de saint Charles Borromée, archevêque de Milan[2] et sa troisième messe au tombeau de saint Pierre dans les cryptes vaticanes[a1 2].
+Il obtient trois doctorats, en philosophie, en droit canonique et en théologie, à l'Université pontificale grégorienne[a1 2], où il fait la connaissance de Giocomo Della Chiesa, futur Benoît XV. C'est l'un des premiers docteurs de l'Académie pontificale Saint-Thomas [d'Aquin], fondée le 13 octobre 1879[a1 2]. Comme le pape Léon XIII souhaitait rencontrer les deux lauréats, Achille Ratti et Alessandro Lualdi, lors de son audience personnelle, à la fin d'une journée, le Saint-Père et deux jeunes prêtres échangèrent longtemps et intimement leur pensée sur l'enseignement de la philosophie[a1 2].
+En 1882, il regagne la ville de Milan en tant que vicaire dans la petite paroisse Barni pendant quelques mois. Puis, il est nommé professeur du grand séminaire, où il enseigne durant cinq ans la théologie dogmatique ainsi que l'éloquence sacrée[a1 3].
+Il rejoint les oblats de saint Charles Borromée peu après sa nomination comme « docteur » (c'est-à-dire conservateur[3]) de la bibliothèque Ambrosienne, à la suite du décès d'un des ces docteurs le 5 novembre 1888[a1 3]. Il y travaille jusqu'en 1912. Ses recherches sont tournées vers la vie et l'œuvre de Charles Borromée, ainsi que sur le diocèse de Milan. Il travaille aussi sur un apocryphe de Paul. Ces études de qualité, pendant cette période, préparent sa future promotion[a1 3] : en mars 1907, nommé préfet de l'Ambrosienne, il succède à Antonio Maria Ceriani qui avait eu sur lui une profonde influence scientifique[a1 3]. Il entreprend un travail de rénovation et de classement de l'antique bibliothèque qui le fait remarquer de la communauté des savants.
+En 1909, il devient en outre conservateur auprès du collégial de la faculté théologique de Milan et devient un proche du cardinal Andrea Carlo Ferrari auquel Achille Ratti succède en 1921[a1 4].
+Le pape Pie X l'appelle auprès de lui pour le nommer, 20 février 1912, vice-préfet de la Bibliothèque apostolique vaticane sous la direction du préfet jésuite Franz Ehrle, tout en lui conservant la responsabilité de l'Ambrosienne[a1 4]. Le 1er septembre 1914, à la suite du départ de Frantz Ehrle, le nouveau pape, qui le connaissait (Benoît XV) lui confie la bibliothèque[a1 4]. Le 15 septembre, le Saint-Père lui accorde une stalle de chanoine à la basilique vaticane, et le 28 octobre, Achille Ratti est élevé à la dignité de protonotaire apostolique[a1 4].
+Doté d'une grande capacité de travail, Achille Ratti est également un sportif, connu pour son goût de l'alpinisme[a1 5],[3]. Il gravit ainsi de nombreux sommets des Alpes : le Cervin, le pic Dufour dans le mont Rose à 4 663 mètres d'altitude, le mont Blanc, et réalise la première traversée du col Zumstein (4 452 m). Le Club alpin suisse mentionne surtout son ascension vers le mont Rose dans le Guide des Alpes Valaisannes (tome III, p. 111). En effet, avec ses deux amis, ils subissent des ténèbres exceptionnelles près de la pointe Dufour le 30 juillet 1889, qui les obligent à une nuit d'arrêt sur une corniche. Sans nouvelles, une caravane de secours vient les secourir depuis Zermatt. Un de ses amis a les pieds gelés. Le Docteur Ratti devient membre honoraire des Clubs alpins de Desio et de Milan[a1 5]. Plusieurs voies portent son nom, notamment l'actuelle voie des Aiguilles grises sur le mont Blanc, autrefois dénommée route du Pape. Cet étonnant mélange de ténacité physique et d'érudition rigoureuse en faisait un prélat original. Ses historiens y voient la base du tempérament qu'il montra lors du pontificat face aux situations de crise.
+Il devient ensuite, le 25 avril 1918, visiteur apostolique en Pologne, où la situation diplomatique et militaire est très tendue. L’État polonais est en voie de reconstitution, mais en conflit avec l'URSS. Lorsque l'État est officiellement reconnu, Ratti reçoit formellement le titre de nonce apostolique en Pologne, le 6 juin 1919[a1 6], et est titré archevêque in partibus de Lépante le 3 juillet 1919[a1 6]. Sa consécration en la cathédrale de Varsovie, par l'archevêque Aleksander Kakowski, se tient le 28 octobre suivant en présence des vingt-deux archevêques et évêques du pays et du président de la République Józef Piłsudski, du gouvernement et de tout le corps diplomatique[4],[a1 6]. Il mène à bien des négociations diplomatiques, soutient personnellement les prisonniers ou les enfants de ce pays[a1 7].et fait preuve d'un grand courage personnel lors du siège de Varsovie par les Soviétiques, en août 1920. Il en garde un solide anticommunisme.
+Sa mission s’achève néanmoins en demi-teintes : nommé haut-commissaire ecclésiastique en Haute-Silésie, région encore soumise à plébiscite, pour savoir si elle serait rattachée à la Pologne ou à l'Allemagne, il se conforme aux instructions émanant du cardinal Bertram, Breslau, ordonnant aux prêtres polonais de ne pas prendre parti dans le débat, ce qui favorisait le clergé allemand. En conséquence, Mgr Ratti est sévèrement attaqué par la presse polonaise.
+À la suite de cette fonction importante mais difficile, l'université catholique de Varsovie lui octroie son doctorat honoris causa en théologie en octobre 1921, tandis que le gouvernement polonais le décore en janvier 1922 de l'ordre de l'Aigle blanc[a1 7].
+Le 13 juin 1921, Achille Ratti est nommé cardinal archevêque de Milan, son diocèse d'origine, par le pape Benoît XV au titre de Santi Silvestro e Martino ai Monti[a1 8]. Si son arrivée officielle à Milan est postposée en raison d'un pèlerinage national jusqu'au 3 septembre, le cardinal y participe à un repas offert à 1 000 pauvres par la Fédération des Jeunes catholiques[a1 9]. Le cardinal déploie dans son diocèse une grande activité, en particulier dans le domaine de l'enseignement. Il préconise l'utilisation du catéchisme de Pie X pour les classes élémentaires et réunit une conférence épiscopale sur les questions d'enseignement et de société.
+Il assiste avec réserve à la montée au pouvoir de Mussolini récemment devenu député de Milan. Son anticommunisme lui convient, mais la violence de ses troupes et son caractère dominateur l'inquiètent de plus en plus. « Résistera-t-il à la tentation, qui guette tous les chefs, de devenir dictateur absolu[5] ? »
+Le 6 février 1922, à la mort de Benoît XV, le conclave élit au quatorzième tour le cardinal Ratti[a1 10]. Celui-ci n'était qu'un outsider : le camp conservateur présentait le cardinal Merry del Val, ancien secrétaire d'État de Pie X, tandis que le camp libéral était représenté par le cardinal Gasparri. Elu comme candidat de compromis, il montre très vite son autorité indépendante, en refusant au camp conservateur de renvoyer Gasparri et en choisissant, à l'inquiétude des libéraux, de prendre la tiare sous le nom de Pie XI. Il innove en bénissant la foule de la loggia extérieure[a1 10] de la basilique Saint-Pierre, ce qui constituait symboliquement, après l'isolement du 20 septembre 1870, une ouverture sur Rome et le monde. Il prend comme secrétaire personnel, son secrétaire de Milan, Mgr Carlo Confalonieri, et maintient donc comme secrétaire d’État le cardinal Gasparri. Par la lettre apostolique Galliam Ecclesiæ filiam du 2 mars 1922, Pie XI proclama Jeanne d'Arc, déjà canonisée en 1920, sainte patronne secondaire de la France.
+Sa première encyclique, Ubi arcano Dei consilio, en date du 23 décembre 1922, constitue un programme de sa future action.
+Ce programme est complété, d'un point de vue théologique, par les encycliques Quas primas (11 décembre 1925) qui en instituant la fête du Christ Roi[nc 1] se veut une réponse aux persécutions des cristeros au Mexique et Miserentissimus Redemptor (8 mai 1928), sur le culte au Sacré-Cœur. Il procéda à de nombreuses canonisations, dont celle de Bernadette Soubirous, Jean Bosco, Thérèse de Lisieux, Madeleine-Sophie Barat ou encore Jean-Marie Vianney, curé d'Ars, notamment en 1926, 1929, 1933, années jubilaires[nc 2]. Il nomma également quatre nouveaux docteurs de l'Église : Pierre Canisius, Jean de la Croix, Robert Bellarmin et Albert le Grand. Il insista sur le rôle de la prière, recommandant les Exercices spirituels de saint Ignace de Loyola dans Mens nostra (20 décembre 1929) ou encore le rosaire dans Ingravescentibus malis (la) (29 septembre 1937).
+Il ne montra guère d'intérêt pour la question biblique, et donna une réponse clairement unioniste à la question œcuménique : l'encyclique Mortalium animos (6 janvier 1928) souhaitait le retour au sein de l'Église des chrétiens non catholiques romains. Pie XI donna sa vision de l'éducation catholique dans l'encyclique Divini Illius Magistri (31 décembre 1929)[6]. D'un point de vue moral, enfin, Casti connubii (31 décembre 1930) bornait strictement le cadre des rapports conjugaux.
+Il insista sur le rôle des laïcs : « tous les fidèles sont appelés à collaborer [à l'apostolat], car tous peuvent travailler dans la vigne du Seigneur », déclara-t-il ainsi aux évêques colombiens le 14 février 1934. Concrètement, il accorda son appui à l'Action catholique et aux institutions de jeunesse comme la Jeunesse ouvrière chrétienne, fondée par l'abbé belge Joseph Cardijn qu'il reçut en audience en mars 1925. Inversement, il se montra très attentif à l'idéologie des mouvements et organes de presse catholiques ou assimilés. Dans ce cadre, il organisa, dès la fin de 1925, une campagne contre le mouvement monarchiste de l'Action française, jugé coupable d'irréligion – et qui avait été pourtant amplement soutenue auparavant par le clergé français. Son allocution consistoriale du 20 décembre 1926, en guise de clôture d'une série de condamnations plus ou moins indirectes, interdit explicitement toute participation au mouvement de même que la lecture de ses publications. Neuf jours plus tard, les écrits de Charles Maurras, fondateur du mouvement, étaient mis à l'Index de même que le journal Action française. Refusant les étiquettes de 'libéral' ou de 'conservateur', il aime dire « j'aime tellement les traditions que j'en crée de nouvelles ».
+Pie XI voulut également développer l'œuvre missionnaire de l'Église, ce qui est un aspect fondamental de son pontificat et ce qui le fit surnommer le « pape des missions »[7] : en 1922, il centralisa à Rome l'Œuvre de la Propagation de la Foi (jusqu'alors à Lyon[8]) et organisa en 1925 une exposition missionnaire. Soucieux de l'ouverture du clergé aux indigènes, il sacra en 1926 les six premiers évêques chinois. Entre 1922 et 1939, il érigea le nombre impressionnant de 37 missions (surtout en Afrique et en Chine), 111 vicariats apostoliques et 148 préfectures apostoliques, sans compter des dizaines de nouveaux diocèses, notamment aux Indes et dans l'empire du Japon[9]. Il s'appuya sur le zèle de deux préfets successifs de la Sacrée Congrégation de la Propaganda Fide, le cardinal van Rossum (rédemptoriste hollandais), jusqu'à sa mort en 1932, puis le cardinal Fumasoni-Biondi (préfet de 1933 à 1960).
+Il est toujours soucieux des séminaires. Dès sa lettre d'août 1922, il préconise la création de séminaires interdiocésains en Italie. Ils sont alors cinq pour 688 élèves. À la fin du pontificat, ils seront quatorze pour 3 500 élèves. En 1931, par la constitution Deus scientarium Dominus, il fait rehausser le niveau des études supérieures ecclésiastiques.
+Le pape arrive au pouvoir en même temps que Benito Mussolini s'impose comme Président du Conseil italien. S'il le soutient par souci de faire face au communisme, il s'irrite des exactions fascistes face à l'Action catholique dont il accepte cependant la dépolitisation. Son refus de soutenir la Démocratie chrétienne est important pour le processus qui permet à Mussolini de passer au parti unique. Malgré des difficultés mutuelles (rôle de l'entourage du Duce anticlérical ou du roi Victor-Emmanuel III), le 11 février 1929, le cardinal Pietro Gasparri, secrétaire d'État, signe avec Benito Mussolini, les accords du Latran, créant l'État de la Cité du Vatican. Ces accords plaçaient sous la seule autorité du pape un territoire de quarante-quatre hectares, érigé en État indépendant, pour lui assurer une base temporelle et une représentation diplomatique. Cela mettait fin au différend qui opposait la papauté au royaume d'Italie depuis 1870, connu sous le nom de question romaine. Le pape renonçait à ses droits sur la ville de Rome et aux anciens États pontificaux, tandis que l'Italie reconnaissait un privilège à l'Église catholique et la rémunération des membres du clergé comme officiers de l'état-civil. Le négociateur principal avait été le frère du nonce en Bavière, de la famille Pacelli.
+Depuis 1920, année où monseigneur Pacelli, nonce à Munich, fut accrédité à Berlin dans ce but, un Concordat était en cours de négociation avec l'Allemagne. Le 20 juillet 1933, le pape mandata ce dernier, alors secrétaire d'État, pour signer en son nom le concordat avec l'Allemagne. La signature allemande fut assurée par Franz von Papen, chancelier (catholique) du gouvernement, qui se rallia à Adolf Hitler. Pie XI est sans illusion sur les efforts d'une partie du clergé autrichien pour « convertir » Hitler à une politique pro-catholique[10].
+Le 14 mars 1937, il publie l'encyclique Mit brennender Sorge (Avec une brûlante inquiétude).
+En prévision de la date du 3 mai 1938, jour de l'arrivée de Hitler à Rome, en visite d'État du 3 au 9 mai auprès de Benito Mussolini et de la monarchie italienne, le pape Pie XI, dès le 30 avril, sort ostensiblement de la Ville Éternelle, entouré de toute la Maison pontificale, de la Gendarmerie pontificale et de la Garde suisse, et, à la stupeur générale, se retire au palais apostolique de Castel Gandolfo (territoire faisant partie de l'État du Vatican, à 20 km de Rome). Le Saint-Siège fait savoir publiquement qu'« il n'y a pas de place, à Rome, pour deux croix, la Croix du Christ et une autre croix » (sous-entendu, la croix gammée du nazisme). Avant de quitter Rome, le Pape ordonne la fermeture des musées du Vatican pour empêcher le dictateur nazi d'y accéder, et l'extinction de toute lumière à la moindre fenêtre de la Cité du Vatican donnant sur l'extérieur. Pie XI, déjà de toute manière courroucé contre le gouvernement fasciste italien et sa collaboration avec le régime de Berlin, décide de prolonger plusieurs mois d'affilée sa résidence à Castel Gandolfo, jusqu'au 28 octobre suivant, privant ainsi Rome de sa présence durant six mois (la plus longue absence d'un pape hors de Rome depuis le XIXe siècle jusqu'à nos jours). Tant que le pape séjourna au palais apostolique de Castel Gandolfo, les foules de pèlerins y affluèrent pour recevoir sa bénédiction, comme à Rome.
+Le 6 septembre 1938, alors que le gouvernement italien prépare les lois raciales fascistes, Pie XI déclare à un groupe de pèlerins belges :
+« Par le Christ, et dans le Christ, nous sommes de la descendance spirituelle d'Abraham. Non, il n'est pas possible aux chrétiens de participer à l'antisémitisme. Nous reconnaissons à quiconque le droit de se défendre et de prendre les moyens de se protéger contre tout ce qui menace ses intérêts légitimes. Mais l'antisémitisme est inadmissible. Nous, chrétiens, nous sommes spirituellement des sémites »[11], expression devenue célèbre.
+Si cette déclaration n'est reprise ni par L'Osservatore Romano, ni par Radio Vatican[12], des comptes rendus paraissent cependant dans La Libre Belgique du 14 septembre 1938[13], à la une de La Croix du 17 septembre 1938[14], et dans La Documentation catholique[13]. Pour Sylvie Bernay, qui note la reprise de la déclaration par Mgr Saliège dans « La semaine catholique de Toulouse » et sa publication intégrale dans L'Univers israélite, « le pape ne semble manifestement pas prêt à intervenir contre le principe de ces lois racistes, puisqu'il pense qu'il est légitime qu'un État se défende, sans préciser d'ailleurs contre qui ou contre quoi »[11]. Le théologien Karl Thieme estime en 1940 que ce discours de Pie XI ne marque pas suffisamment la solidarité des chrétiens avec les Juifs, car ne constituant tout au plus qu'une « déclaration impromptue à des pèlerins » n'ayant pas la valeur d'un texte magistériel[12].
+Pie XI ordonna également aux universités catholiques d'organiser un enseignement contre l'antisémitisme et le racisme (Syllabus contre le racisme). Juste avant son décès, il avait fait préparer une encyclique contre le nazisme et un discours dénonçant les écoutes et les déformations des propos de l'Église par les fascistes. Ce discours était prévu pour le dixième anniversaire du Concordat entre l'Italie et le Vatican, en présence de Benito Mussolini, mais Pie XI mourut la nuit qui précédait (voir en fin d'article).
+L'encyclique Quadragesimo anno, publiée en 1931, condamne le communisme mais aussi les conditions sociales qui favorisent son essor. Au nom de la dignité humaine, Pie XI invite le socialisme à prendre ses distances avec le totalitarisme communiste[15].
+Le 19 mars 1937, soit cinq jours après Mit brennender Sorge, il publie l'encyclique Divini Redemptoris, par laquelle il condamne de nouveau le communisme, qu'il qualifie d'« intrinsèquement pervers », expression devenue mythique. Pour l'Église, les purges staliniennes de 1934 et 1936 n'ont pas encore convaincu les communistes qu'ils se battent non pas pour la liberté mais pour l'asservissement, et que le matérialisme dialectique est sans issue et débouche sur le néant.
+« On ne peut pas dire que de telles atrocités soient de ces phénomènes passagers qui accompagnent d'ordinaire toute grande révolution, des excès isolés d'exaspération comme il s'en trouve dans toutes les guerres ; non, ce sont les fruits naturels d'un système qui est dépourvu de tout frein intérieur. »
+Il est certain que la vie de Pie XI se consacrait considérablement à la France, notamment au sanctuaire de Lourdes. Lorsque le pape Léon XIII créa deux cardinaux français, Victor Lecot et Joseph Bourret en 1893, Achille Ratti était chargé d'accompagner Giacomo Radini-Tedeschi, prélat de la secrétairerie d'État. Pour le jeune prêtre, le voyage afin d'emporter la barrette cardinalice se termina avec une déviation vers Lourdes[nc 3].
+Devenu cardinal-archevêque de Milan, Monseigneur Ratti revisita Lourdes en 1921, en présidant le pèlerinage national italien[a1 11],[nc 4]. Aussitôt élu pape, Pie XI fit, en faveur de la France, sortir sa première lettre apostolique, en proclamant que Sainte Vierge demeure la première patronne de ce pays (ainsi que sainte Jeanne d'Arc, patronne secondaire de la France)[a1 12],[nc 4] :
+« L'immense affluence des fidèles accourant de loin chaque année, même de notre temps, aux sanctuaires de Marie montre clairement ce que peut dans le peuple la piété envers la Mère de Dieu, et plusieurs fois par an, la basilique de Lourdes, si vaste qu'elle soit, paraît incapable de contenir les foules innombrables de pèlerins. La Vierge Mère en personne, trésorière auprès de Dieu de toutes les grâces, a semblé par des apparitions répétées approuver et confirmer la dévotion du peuple français. »
+— première lettre apostolique de Pie XI, Beata Maria Virgo in cælum Assumpta in gallicæ (Galliam ecclesiæ filiam), le 2 mars 1922[a1 13],[nc 4]
+Il n'est donc pas par hasard que le Saint-Père ait canonisé sainte Bernadette Soubirous le 8 décembre 1933, 75e anniversaire des Apparitions de Lourdes[nc 4].
+Pie XI rendit hommage aux martyrs français de la Révolution. Ainsi, il béatifia en 1925 Ifigenia de San Matteo et ses 31 moniales françaises exécutées entre les 6 et 29 juillet 1794 à Orange par le Tribunal révolutionnaire[nc 5],[16]. Cette béatification fut suivie de celle de l'archevêque Jean-Marie du Lau d'Allemans et de 190 victimes des massacres de Septembre en 1792. Encore furent ajoutés dans la liste Noël Pinot et Pierre-René Rogue[nc 5] tandis que le martyr Jean de Brébeuf († 1649 au Canada) fut béatifié en 1925 et canonisé en 1930[nc 2]. En bref, le pape ne souhaitait pas que l'histoire néglige les martyrs de l'Église. De même, avec ses béatifications, le pape fit manifester la spiritualité profonde de nombreux fondateurs et fondatrices d'ordres : André-Hubert Fournet († 1834), Michel Garicoïts († 1863), Pierre-Julien Eymard († 1868), Marie-Euphrasie Pelletier († 1868). Il ne faut pas oublier la béatification de Claude La Colombière († 1682)[nc 5].
+C'est surtout sous le pontificat de Pie XI que se propagea la dévotion à sainte Thérèse de Lisieux. Pie XI béatifia en 1923 puis canonisa en 1925 la jeune carmélite[rf 1]. La spiritualité du pape s'enracinait dans celle de la religieuse française morte à 24 ans : « Sa statue est sur la table de travail du Saint-Père. Son image sourit au mur de sa chambre à coucher[rf 1]. »[nc 8] Une fois guéri en 1937, Pie XI attribua son rétablissement de santé à la sainte, en disant « Le voilà mon médecin[nc 9]. » Le pape n'hésita pas à adresser son message, surtout aux fidèles français, le 11 juillet 1937 lors de la consécration de la basilique de Lisieux, par biais de la radio[nc 9]. Il n'est pas étrange que la fête de sainte Thérèse ait été inaugurée, par ce Saint-Père, en faveur de toutes les églises catholiques[nc 10]. De surcroît, c'était lui qui fit renforcer le culte de sainte Thérèse tandis que Michel d'Herbigny était envoyé à Lisieux en faveur de la conversion de la Russie[nc 11]. En résumé, il était lié non seulement à cette sainte mais aussi au Carmel de Lisieux.
+Enfin, par le bref du 31 mai 1937, Pie XI autorisa un jubilé extraordinaire en France. Cette décision fut tenue à la suite d'un congrès marial de Boulogne-sur-Mer en faveur du tricentenaire du vœu de Louis XIII à Notre-Dame[rf 2]. Le jubilé célébré en 1938, restant méconnu même de nos jours, fut toutefois étudié par le prêtre Claude Billot[17].
+Le pape béatifia en 1925 puis canonisa le 8 décembre 1933 Bernadette Soubirous.
+Pie XI eut à faire face à la politique anticatholique du gouvernement mexicain de Plutarco Elías Calles qui renforce les dispositions de la Constitution mexicaine de 1917 contre les Catholiques (interdictions de toute intervention de l'Église à l'école primaire, des ordres monastiques, des célébrations publiques du culte en dehors des églises, restrictions au droit de propriété des organisations religieuses, atteinte aux droits civiques des membres du clergé : interdiction de l'habit religieux, perte du droit de vote, de la liberté d'expression sur les affaires publiques dans les organes de presse) : les « Lois Calles » décident de la fermeture des écoles catholiques, de la limitation du nombre de prêtres par habitants, de l'expulsion des prêtres étrangers, de la condamnation à 5 ans de prison pour tout commentaire politique émanant d'un prêtre, de la fermeture de chapelles, de 142 églises, créent une immixtion de l’État dans les affaires internes de l’Église par le biais de l'enregistrement obligatoire des curés auprès des institutions locales et de leur autorisation d'exercice du culte, l’État de Tabasco allant même jusqu'à rendre le mariage obligatoire pour être « ministre d'un culte », ce qui visait implicitement le culte catholique, les lois sur l'interdiction de l'action publique catholique entraînent la fermeture d'hospices et d'institutions de bienfaisance. Le gouvernement répond par la violence à la résistance populaire à cette politique et de 1924 à 1937 le Mexique voit une révolte populaire sans précédent conduite au nom du « Christ Roi » (la guerre des Cristeros). De nombreux prêtres furent pendus ou fusillés. Le clergé local était divisé sur l'attitude à adopter : conciliation ou révolte ? Le 11 décembre 1925, le pape promulgua l'encyclique Quas primas, instaurant la fête du Christ Roi, qui encourageait les catholiques mexicains à la résistance. La question mexicaine resta épineuse jusqu'en 1937.
+Le pape Pie XI avait ce qu'on appelle, en italien, la terribilità.
+Son allure et son maintien habituels étaient sévères, que tempéraient parfois un rare sourire légèrement ironique. Malgré cet aspect autoritaire, sa personne respirait une indéniable bonté. Il avait un sens redoutable de la formule qui fait mouche ; à un camérier secret qui osait un jour lui suggérer timidement d'alléger les règles protocolaires, Pie XI répliqua du tac au tac : « Apprenez que le protocole sert à remettre à leur place les gens qui ne savent pas rester à leur place. »[18]
+Son goût pour l'ordre et la discipline était légendaire. Un employé de la Curie qui voulait faire parvenir directement une supplique personnelle au Pape, la rédigea, la mit dans une grande enveloppe sur laquelle il avait calligraphié « À Sa Sainteté » et la déposa par terre sur le chemin que Pie XI empruntait pour sa brève promenade quotidienne dans les jardins du Vatican. L'un des camériers se précipite, ramasse l'enveloppe et l'apporte à Pie XI ; le Pape la refuse et ordonne immédiatement au camérier : « Remettez-la où vous l'avez trouvée. Ce n'est pas la voie normale du courrier. »[18]
+La religieuse milanaise responsable de ses repas, devenue trop âgée, fut remplacée en 1926 par un petit groupe de moines franciscains allemands. Quand on les présenta au Pape, il leur dit avec ce mélange d'autorité et de fine ironie dont il avait le secret : « Je vous recommande la précision allemande ; je vous recommande le silence allemand ; mais pas la cuisine allemande. »[19]
+Pie XI donnait ses ordres avec une courtoisie à la fois bonhomme et sèche, lesquels devaient être exécutés sans délai, « non subito, ma prima di subito » (« pas immédiatement, mais avant immédiatement »). Dans son amour du travail parfaitement accompli, il disait souvent à son secrétaire particulier, le futur cardinal Carlo Confalonieri : « Niente press'a poco » (« Jamais rien à peu près »)[18].
+Pie XI n'accordait que rarement, après mûr examen, les dispenses que l'on sollicitait de lui, même quand elles étaient en principe autorisées par le droit canonique, faisant souvent répondre au solliciteur, civil ou ecclésiastique : « Les lois sont faites pour être observées, pas pour en être dispensé. »[18] Des cardinaux ont avoué qu'ils tremblaient et priaient intérieurement au moment d'être reçus en audience par le pape ; le cardinal Luigi Sincero a confié qu'il s'y préparait chaque fois « comme un écolier qui doit être examiné »[20].
+Le pape Pie XI avait une conscience très aiguë de sa charge apostolique de Vicaire de Jésus-Christ sur la Terre ; il ne se mettait debout pour personne. Quand il donnait audience aux souverains et aux chefs d'État, il demeurait assis, siégeant au trône pontifical.
+Certes, dès son élection le nouveau pape Pie XI ouvrit une porte en faveur de l'œcuménisme, en faisant, lors du jubilé 1925 à Rome, chanter une messe et des hymnes selon le rite byzantin. C'était une schola de l'Église orthodoxe qui en exécuta[21]. Toutefois, avec sa constitution apostolique Divini cultus sanctitatem (1928), le Saint-Père défendait et développa finalement l'idée du motu proprio Inter pastoralis officii sollicitudines (1903) dénoncé par le pape saint Pie X. Le projet de l'Édition Vaticane fut parachevé sous le pontificat de Pie XI en 1926, sauf quelques textes encore requis, et avec la publication du livre de chant consacré à la fête du Christ Roi, instituée par ce même pape l'année précédente. Il est certain que Pie XI respectait toujours la tradition catholique de la musique sacrée. Non seulement il fit rattacher l'École supérieure de chant grégorien et de musique sacrée au Saint-Siège le 22 novembre 1922[22] mais également promouvoir comme l'Institut pontifical de musique sacrée le 24 mai 1931, en tant qu'université pontificale. L'établissement est dorénavant chargé de former les maîtres de chapelle ainsi que les chercheurs. D'ailleurs, c'était la constitution apostolique Deus scientiarum Dominus, de laquelle l'article 31 - h dénonce la promotion de l'école, qui organisait à nouveau la fonction des universités pontificales afin d'adapter aux besoins de cette époque-là[23].
+En 1939, à l'occasion du dixième anniversaire des accords du Latran, Pie XI convoqua pour le 11 février tous les évêques d'Italie pour, selon ce que croyaient certains, leur lire un discours dénonçant les persécutions raciales par les nazis et la marche vers la guerre de l'Italie fasciste. Mussolini multipliait alors les menaces à peine voilées sur l'attitude du pape. Le discours ne fut pas prononcé. La nuit du 10 février le pape mourut, officiellement d'un arrêt cardiaque. Il avait quatre-vingt-deux ans.
+En janvier 1972, le cardinal Eugène Tisserant, que Pie XI avait fait cardinal en 1936, affirma à la presse française que le Saint-Père aurait été assassiné à l'instigation de Mussolini. Le professeur Francesco Petacci, médecin du Vatican, qui était aussi le père de Clara Petacci, la maîtresse du Duce, lui aurait fait une injection mortelle débarrassant le régime d'un souverain pontife encombrant. La presse a réagi diversement devant cette révélation, qualifiée parfois d'intrigue policière rocambolesque.
+En s'appuyant sur les travaux d'Emma Fattorini, des journaux ont reproché à son successeur Pie XII d'avoir fait disparaître ce discours avant d'avoir une position plus prudente une fois élu. Les historiens (Giovanni Maria Vian) qui défendent Pie XII réfutent l'argument en s'appuyant sur la coutume au sujet des notes d'un pape défunt (que le camerlingue a mission de détruire). Ce sont donc les exemplaires imprimés qui auraient été détruits, l'original restant aux archives. L'Église conteste en outre que le dernier discours de Pie XI ait pu porter sur une dénonciation du concordat et une critique plus vive du fascisme, du racisme ou de l'entrée en guerre de l'Italie[24], en s'appuyant sur une lettre de Jean XXIII du 6 février 1959 aux évêques d'Italie[25] qui donnait des extraits du manuscrit inachevé de Pie XI : le discours aurait porté sur l'attention aux séminaires, l'avertissement aux évêques sur la parole de l'Église trop souvent déformée et la fidélité au « tombeau séculaire de saint Pierre » et aux « ossements glorieux des apôtres du Seigneur qui apportèrent les premiers l'Évangile à Rome et y fondèrent l'Église universelle. »
+Toutefois, le texte ayant été déclassifié en 2007, il apparaît que la seconde partie du discours sur la déformation de la parole de l'Église[26], « même si elle n'est pas une condamnation du régime politique (…) constitue une critique du climat d’oppression et d’espionnage que le fascisme fait régner contre l’Église catholique »[27]. Le texte du pape y dénonce durement par exemple « une presse qui peut tout dire contre nous…, jusqu’à la ferme volonté de nier toute persécution en Allemagne ». Il y met en garde expressément et avec humour contre les « indicateurs » et… les écoutes téléphoniques du pouvoir et contre les conversations avec les membres du parti fasciste. Sa conclusion[28] sur la fidélité à la tombe de saint Pierre est implicitement un appel à un changement de régime et s'oppose explicitement au racisme et au bellicisme[29]. « En outre, Pie XI avait demandé à un jésuite, l'Américain John LaFarge, des documents pour réfléchir à la position de l’Église face à l’antisémitisme, et préparer un texte, Humani generis unitas, dont personne ne peut dire aujourd’hui s’il avait vocation ou non à devenir une encyclique »[27]. Ce texte qu'il demanda à lire rapidement après la nuit de Cristal tarda aussi à lui être transmis[30].
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+Pi, appelé parfois constante d’Archimède[a], est un nombre représenté par la lettre grecque minuscule du même nom : π. C’est le rapport constant de la circonférence d’un cercle à son diamètre dans un plan euclidien. On peut également le définir comme le rapport de l'aire d'un disque au carré de son rayon.
+Sa valeur approchée par défaut à moins de 0,5×10–15 près[b] est 3,141 592 653 589 793 en écriture décimale[1],[2].
+De nombreuses formules, de physique, d’ingénierie et bien sûr de mathématiques, impliquent π, qui est une des constantes les plus importantes des mathématiques[3].
+Le nombre π est irrationnel, c’est-à-dire qu’on ne peut pas l’exprimer comme un rapport de deux nombres entiers ; ceci entraîne que son écriture décimale n’est ni finie, ni périodique. C’est même un nombre transcendant, ce qui signifie qu’il n’existe pas de polynôme non nul à coefficients entiers dont π soit une racine[c].
+La détermination d’une valeur approchée suffisamment précise de π, et la compréhension de sa nature sont des enjeux qui ont traversé l’histoire des mathématiques ; la fascination exercée par ce nombre l’a même fait entrer dans la culture populaire.
+L’usage de la lettre grecque π, première lettre de περίμετρος (« périmètre » en grec ancien), n’est apparu qu’au XVIIIe siècle. Auparavant, sa valeur était désignée par diverses périphrases comme la « constante du cercle » ou son équivalent dans diverses langues.
+Dans les dictionnaires et ouvrages généralistes[4], π est défini comme le rapport, constant dans le plan usuel qu'est le plan euclidien, entre la circonférence d’un cercle et son diamètre. Ce rapport ne dépend pas du cercle choisi, en particulier de sa taille. En effet, tous les cercles sont semblables et pour passer d’un cercle à un autre il suffit de connaître le rapport de la similitude. Par suite, pour tout réel positif k, si un cercle possède un rayon r (ou un diamètre d = 2r) k fois plus grand qu’un autre, alors son périmètre P sera aussi k fois plus grand, ce qui prouve la constance du rapport.
+Par ailleurs, cette même similitude multipliera l’aire A par le carré de k, ce qui prouve maintenant que le rapport A/r2 est constant. On peut montrer, par exemple par la méthode des indivisibles, que cette constante vaut également π.
+Le dessin ci-contre illustre une autre méthode[5], essentiellement due à Archimède (voir infra) : le périmètre du polygone vaut à peu près 2πr alors qu’en redistribuant les triangles formés on remarque que son aire vaut à peu près πr2. Pour formaliser le « à peu près », il faudrait faire tendre le nombre de côtés du polygone vers l’infini, ce qui illustre déjà la nature « analytique » de π.
+La définition géométrique ci-dessus, historiquement la première et très intuitive, n'est pas la plus directe pour définir π mathématiquement en toute rigueur. Les ouvrages plus spécialisés, par exemple[6]
+définissent π par l'analyse réelle, parfois à l'aide des fonctions trigonométriques, mais introduites sans référence à la géométrie :
+Les deux méthodes précédentes consistent en réalité à calculer le périmètre du cercle, qu’on a défini par la fonction t ↦ exp(it), ou la fonction t ↦ exp(2iπt).
+Le nombre π est irrationnel, ce qui signifie qu’on ne peut pas écrire π = p/q où p et q  seraient des nombres entiers. Al-Khwârizmî, au IXe siècle, est persuadé que π est irrationnel[15]. Moïse Maïmonide fait également état de cette idée durant le XIIe siècle.
+Ce n’est cependant qu’au XVIIIe siècle que Jean-Henri Lambert prouve ce résultat. Il expose, en 1761[16], un développement en fraction continue généralisée de la fonction tangente. Il en déduit qu'un développement de tan(m/n), avec m et n entiers non nuls, s’écrit[d] :
+tan
+⁡
+(
+m
+n
+)
+=
+m
+n
+−
+m
+2
+3
+n
+−
+m
+2
+5
+n
+−
+m
+2
+7
+n
+−
+m
+2
+⋱
+{\displaystyle \tan \left({\frac {m}{n}}\right)={\cfrac {m}{n-{\cfrac {m^{2}}{3n-{\cfrac {m^{2}}{5n-{\cfrac {m^{2}}{7n-{\cfrac {m^{2}}{\ddots }}}}}}}}}}}
+.
+Or sous certaines hypothèses — vérifiées ici — un développement en fraction continue généralisée représente un irrationnel, donc quand x est un rationnel non nul, tan(x) est irrationnel. Or, tan(π) vaut 0 ; c’est un rationnel. Par contraposition, cela prouve que π n’est pas rationnel.
+Au cours du XXe siècle, d’autres démonstrations furent trouvées, celles-ci ne demandant pas de connaissances plus avancées que celle du calcul intégral. L’une d’entre elles, due à Ivan Niven, est très largement connue[17],[18]. Une preuve similaire, version simplifiée de celle de Charles Hermite[19],[20], avait été trouvée quelque temps auparavant par Mary Cartwright[21],[22].
+Non seulement le nombre π est irrationnel (voir section précédente), mais il est transcendant, c'est-à-dire non algébrique : il n'existe pas de polynôme à coefficients rationnels dont π soit une racine[22].
+C'est au XIXe siècle que ce résultat est démontré. En 1873, Hermite prouve que la base du logarithme népérien, le nombre e, est transcendant. En 1882, Ferdinand von Lindemann généralise son raisonnement en un théorème (le théorème d'Hermite-Lindemann) qui stipule que, si x est algébrique et différent de zéro, alors ex est transcendant. Or eiπ est algébrique (puisqu'il est égal à –1). Par contraposition, iπ est transcendant, donc comme i est algébrique, π est transcendant.
+Une conséquence historiquement importante de la transcendance de π est que celui-ci n'est pas constructible. En effet, le théorème de Wantzel énonce en particulier que tout nombre constructible est algébrique. En raison du fait que les coordonnées de tous les points pouvant se construire à la règle et au compas sont des nombres constructibles, la quadrature du cercle est impossible ; autrement dit, il est impossible de construire, uniquement à la règle et au compas, un carré dont l'aire serait égale à celle d'un disque donné[23].
+De façon plus anecdotique, le fait que π soit transcendant a permis à Don Coppersmith de montrer que lorsqu'on partitionne un disque par n ≥ 4 droites concourantes formant toutes entre elles des angles de π/n radians, les deux sommes d'aires obtenues en considérant une part sur deux sont différentes si et seulement si n est impair[24],[25],[e].
+Les 16 premiers chiffres de l'écriture décimale de π sont 3,141 592 653 589 793 (voir les liens externes[1],[2],[26] pour davantage de décimales).
+Alors qu'en 2013, on connaissait déjà plus de douze mille milliards de décimales de π[27], les applications concrètes telles que l'estimation de la circonférence d'un cercle n'ont généralement pas besoin de plus d'une dizaine de chiffres.
+En 1881, Simon Newcomb relevait ainsi que dix décimales suffisent à calculer la circonférence de la Terre à une fraction de pouce près ; trente décimales, pour obtenir celle de l'univers visible, tel qu'il était appréhendé alors, avec une précision imperceptible au microscope le plus puissant du temps[28].
+Dans les années 1990, la représentation décimale de π tronquée à 39 décimales était estimée suffisante pour calculer la circonférence d'un cercle d'un diamètre du même ordre de grandeur que la taille de l'univers observable avec un degré de précision comparable à celle d'un atome d'hydrogène[29],[30], compte tenu des estimations alors en vigueur.
+En 2014, Donald Byrd, chercheur en informatique, revenait sur l'assertion de Newcomb pour l'actualiser à la lumière des avancées de la science depuis 1881 : il en concluait que pour un univers observable de 100 Ga.l. (soit 9,46 × 1026 m) et une précision de la longueur de Planck, il suffit d'environ 60 décimales[31].
+Puisque π est un nombre irrationnel, sa représentation décimale n'est pas périodique à partir d'un certain rang. La suite des décimales de π a toujours fasciné les mathématiciens professionnels et amateurs, et beaucoup d’efforts ont été mis en œuvre afin d'obtenir de plus en plus de décimales et d'en rechercher certaines propriétés[32], comme l'occurrence de nombres premiers dans les concaténations de ses décimales (voir la section d'article « Nombre premier issu de troncature de constante »).
+Malgré les importants travaux d'analyse et les calculs effectués, aucun modèle simple n’a été trouvé pour décrire cette suite de chiffres[33]. Les premières décimales sont disponibles sur de nombreuses pages web, et il existe des logiciels qui peuvent en calculer des milliards et qu'on peut installer sur un ordinateur personnel.
+Par ailleurs, le développement décimal de π ouvre le champ à d'autres questions, notamment celle de savoir si π est un nombre normal, c’est-à-dire que ses successions finies de chiffres en écriture décimale sont équiréparties. A fortiori, π serait alors un nombre univers, ce qui signifie qu'on pourrait trouver dans son développement décimal n'importe quelle suite finie de chiffres. En 2006, il n'existait pas de réponse à ces questions[34].
+Les fractions de nombres entiers suivantes sont utilisées pour mémoriser ou approcher π dans des calculs (nombre de chiffres significatifs exacts entre parenthèses) :
+3
+1
+(
+1
+)
+,
+22
+7
+(
+3
+)
+,
+333
+106
+(
+5
+)
+,
+355
+113
+(
+7
+)
+,
+103993
+33102
+(
+9
+)
+,
+104348
+33215
+(
+10
+)
+…
+{\displaystyle {\frac {3}{1}}~(1),\qquad {\frac {22}{7}}~(3),\qquad {\frac {333}{106}}~(5),\qquad {\frac {355}{113}}~(7),\qquad {\frac {103993}{33102}}~(9),\qquad {\frac {104348}{33215}}~(10)\ldots }
+Les premières calculettes Hewlett-Packard (par exemple HP-25) ne possédaient pas de touche pour π, et le manuel de l'utilisateur recommandait 355/113, très facile à mémoriser.
+Voir ci-dessous pour d’autres approches fractionnaires (Histoire, Approximation numérique, fractions continues et Mémorisation de π).
+On peut trouver une valeur approchée de π de façon empirique, en traçant un cercle, puis en mesurant son diamètre et sa circonférence, puis en divisant la circonférence par le diamètre. Une autre approche géométrique, attribuée à Archimède, consiste à calculer le périmètre Pn d’un polygone régulier à n côtés et à mesurer le diamètre d de son cercle circonscrit, ou celui de son cercle inscrit[35]. Plus le nombre de côtés du polygone est grand, meilleure est la précision obtenue pour la valeur de π.
+Archimède a utilisé cette approche en comparant les résultats obtenus par la formule en utilisant deux polygones réguliers ayant le même nombre de côtés, pour lesquels le cercle est pour l’un circonscrit et pour l’autre inscrit. Il a réussi, avec un polygone à 96 côtés, à déterminer[36] que 3 + 10/71 < π < 3 + 1/7 .
+On peut également obtenir des valeurs approchées de π en mettant en œuvre des méthodes plus modernes. La plupart des formules utilisées pour calculer π se basent sur la trigonométrie et le calcul intégral. Cependant, certaines sont particulièrement simples, comme la « formule de Leibniz »[37] (voir infra) :
+π
+=
+4
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+−
+1
+)
+k
+2
+k
++
+1
+=
+4
+1
+−
+4
+3
++
+4
+5
+−
+4
+7
++
+4
+9
+−
+4
+11
+⋯
+.
+{\displaystyle \pi =4\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(-1)^{k}}{2k+1}}={\frac {4}{1}}-{\frac {4}{3}}+{\frac {4}{5}}-{\frac {4}{7}}+{\frac {4}{9}}-{\frac {4}{11}}\cdots .\!}
+Cette série converge si lentement que pour calculer π avec une précision de six décimales il faut presque deux millions d'itérations.
+Cependant, il est possible de définir une suite similaire qui converge vers π beaucoup plus rapidement, en posant :
+π
+0
+,
+1
+=
+4
+1
+,
+π
+0
+,
+2
+=
+4
+1
+−
+4
+3
+,
+π
+0
+,
+3
+=
+4
+1
+−
+4
+3
++
+4
+5
+,
+π
+0
+,
+4
+=
+4
+1
+−
+4
+3
++
+4
+5
+−
+4
+7
+,
+⋯
+{\displaystyle \pi _{0,1}={\frac {4}{1}},\ \pi _{0,2}={\frac {4}{1}}-{\frac {4}{3}},\ \pi _{0,3}={\frac {4}{1}}-{\frac {4}{3}}+{\frac {4}{5}},\ \pi _{0,4}={\frac {4}{1}}-{\frac {4}{3}}+{\frac {4}{5}}-{\frac {4}{7}},\cdots \!}
+et en définissant :
+π
+i
+,
+j
+=
+π
+i
+−
+1
+,
+j
++
+π
+i
+−
+1
+,
+j
++
+1
+2
+ pour tout
+i
+,
+j
+≥
+1.
+{\displaystyle \pi _{i,j}={\frac {\pi _{i-1,j}+\pi _{i-1,j+1}}{2}}{\text{ pour tout }}i,j\geq 1.}
+Le calcul de π10,10 demande alors un temps similaire à celui requis pour calculer les 150 premiers termes de la série initiale, mais la précision est bien meilleure car π10,10 = 3,141592653… approche π avec neuf décimales exactes[f]. On trouvera plus loin des méthodes de calcul plus élaborées, donnant des convergences bien plus rapides encore.
+L’histoire ancienne de π, qu’on peut retracer grâce aux écrits disponibles, suit approximativement l’avancée des mathématiques dans leur ensemble[36]. Certains auteurs divisent l’histoire de π en trois parties : la période antique durant laquelle π a été étudié géométriquement, l’ère classique, aux alentours du XVIIe siècle, où les outils du calcul intégral ont permis des avancées dans la connaissance du nombre π, et la période des ordinateurs numériques[38].
+Il semble que, très tôt, les mathématiciens aient été convaincus qu'il existait un rapport constant entre le périmètre du cercle et son diamètre, ainsi qu'entre l'aire du disque et le carré du rayon. Des tablettes babyloniennes datant de 2 000 ans av. J.-C. et découvertes en 1936[39] présentent des calculs d'aire conduisant à une valeur de π de 3 + 1/8[40].
+Découvert en 1855, le papyrus de Rhind contient le texte, copié au XVIe siècle avant notre ère par le scribe égyptien Ahmès, d'un manuel de problèmes plus ancien encore. On y trouve utilisée plusieurs fois une méthode pour évaluer l'aire d'un disque en prenant le carré dont le côté est égal au diamètre du disque diminué d'un neuvième. Cette méthode conduit à une évaluation de π de 256/81.
+Une justification possible de celle-ci s'appuie sur le schéma ci-contre. Si le disque a pour diamètre 9, l'aire du disque est légèrement supérieure à l'aire de l'octogone (irrégulier) obtenu en rognant les coins du carré de côté 9. Cet octogone a pour aire 63 ; l'aire du disque est alors évaluée à 64, soit l'aire d'un carré de côté 8. Le rapport entre l'aire du disque et le carré du rayon est alors évalué par 64/(9/2)2, c'est-à-dire 256/81[41]. Mais l'hypothèse que ce procédé ait conduit à l'approximation du papyrus Rhind ne fait pas l'unanimité chez les historiens.
+Vers 700 av. J.-C., le texte indien Shatapatha Brahmana donne une approximation de π : 25/8 (= 3,125) et le Baudhāyana Sulbasūtra en donne deux autres : 900/289 (≈ 3,11) et 1156/361 (≈ 3,20)[42]. Des calculs d'astronomie ont ensuite conduit à une autre approximation védique : 339/108 (≈ 3,139)[43]. Au début du VIe siècle apr. J.-C., Aryabhata donne une approximation plus précise : 62 832/20 000  ≈ 3,1416. Comme |π – 3,1416| < 0,0000075, il s'agit d'un résultat remarquable, exact à 10−5 près.
+C'est dans le traité d'Archimède (287 à 212 av. J.-C.) intitulé De la mesure du cercle que l'on peut lire une démonstration liant l'aire du disque et l'aire du triangle ayant une base de longueur le périmètre du cercle et pour hauteur le rayon, démontrant ainsi qu'une même constante apparaît dans le rapport entre aire du disque et carré du rayon et entre périmètre et diamètre[44].
+Cette démonstration s'appuie sur la méthode d'exhaustion et un raisonnement par l'absurde[45]. En partant d'un carré inscrit dans le cercle et d'un carré circonscrit au cercle et en multipliant indéfiniment par 2 le nombre de côtés, il prouve que l'aire du disque ne peut être inférieure ni supérieure à celle du triangle correspondant.
+Cercle et ses carrés inscrit et circonscrit.
+Cercle et ses octogones inscrit et circonscrit.
+Découpage du cercle en 8 portions.
+Sa démonstration exploite l'idée du découpage en quartiers : le cercle est découpé en plusieurs quartiers qui, mis bout à bout, dessinent des triangles curvilignes de même hauteur. En multipliant le nombre de quartiers, la base des triangles curvilignes est presque droite et la hauteur est proche du rayon ; la somme des bases correspond alors au périmètre du cercle et l'aire est alors de 1/2 de la base multipliée par la hauteur, c'est-à-dire 1/2 du périmètre multiplié par le rayon.
+Dans le même traité[44], Archimède établit un encadrement du périmètre du cercle à l'aide des périmètres des polygones réguliers inscrit et circonscrit au cercle et possédant 96 côtés[46]. Pour calculer les périmètres de ces polygones, il part d'hexagones inscrits et circonscrits et met en évidence les formules donnant le périmètre d'un polygone dont le nombre de côtés a doublé. Son calcul revient à démontrer que 3 + 10/71 < π < 3 + 1/7[46]. La moyenne de ces deux valeurs est d'environ 3,14185. Archimède s'arrête à 96 côtés car les calculs qu'il est amené à effectuer, avec valeurs approchées, sont déjà longs pour l'époque. Mais il met en place ainsi une méthode qui sera reprise par ses successeurs et qui permet en théorie une précision aussi grande que souhaitée. Il faut cependant une précision toujours plus grande dans les premiers calculs à chaque fois que l'on double le nombre de côtés du polygone. Ptolémée, scientifique grec ayant vécu trois siècles après Archimède, donne une valeur de
+377
+120
+≈
+3
+,
+14166
+…
+{\displaystyle {\frac {377}{120}}\approx 3,14166\dots }
+, qu'il a pu obtenir grâce à Apollonios de Perga[47], ou bien en utilisant sa table trigonométrique et en multipliant par 360 la longueur de la corde sous-tendue par un angle d'un degré[48].
+Archimède utilise une propriété liant le pied d'une bissectrice aux côtés adjacents : dans la figure ci-contre, SS′ est la bissectrice de l'angle de sommet S
+x
+a
+=
+y
+b
+=
+x
++
+y
+a
++
+b
+{\displaystyle {\frac {x}{a}}={\frac {y}{b}}={\frac {x+y}{a+b}}}
+Pour le polygone circonscrit. Dans la figure ci-contre,
+c
+1
+{\displaystyle c_{1}}
+ et
+c
+2
+{\displaystyle c_{2}}
+ sont les demi-côtés de deux polygones circonscrits consécutifs. Archimède montre, en utilisant la propriété précédente, que
+c
+1
+c
+2
+=
+1
++
+d
+1
+r
+{\displaystyle {\frac {c_{1}}{c_{2}}}=1+{\frac {d_{1}}{r}}}
+d
+1
+r
+=
+1
++
+(
+c
+1
+r
+)
+2
+{\displaystyle {\frac {d_{1}}{r}}={\sqrt {1+\left({\dfrac {c_{1}}{r}}\right)^{2}}}}
+et réitère 4 fois l'opération à partir de l'hexagone.
+d
+2
+c
+2
+=
+2
+r
+y
+=
+2
+r
+c
+1
++
+d
+1
+c
+1
+{\displaystyle {\frac {d_{2}}{c_{2}}}={\frac {2r}{y}}={\dfrac {2r}{c_{1}}}+{\frac {d_{1}}{c_{1}}}}
+2
+r
+c
+2
+=
+1
++
+(
+d
+2
+c
+2
+)
+2
+{\displaystyle {\frac {2r}{c_{2}}}={\sqrt {1+\left({\dfrac {d_{2}}{c_{2}}}\right)^{2}}}}
+On peut montrer ainsi que les périmètres
+p
+n
+{\displaystyle p_{n}}
+ et
+P
+n
+{\displaystyle P_{n}}
+ des polygones inscrit et circonscrit obtenus au bout de n ��tapes (soit, dans le cas d'Archimède qui commence avec un hexagone, des polygones à 6×2n côtés) vérifient les relations de récurrence suivantes :
+1
+P
+n
++
+1
+=
+1
+2
+(
+1
+p
+n
++
+1
+P
+n
+)
+,
+p
+n
++
+1
+=
+p
+n
+P
+n
++
+1
+{\displaystyle {\frac {1}{P_{n+1}}}={\frac {1}{2}}\left({\frac {1}{p_{n}}}+{\frac {1}{P_{n}}}\right),\quad p_{n+1}={\sqrt {p_{n}P_{n+1}}}}
+.
+Les identités trigonométriques permettent également d'obtenir rapidement ces relations (voir infra).
+Si les calculs pratiques peuvent se faire avec une bonne précision en utilisant la valeur 3,14 comme approximation de π, la curiosité des mathématiciens les pousse à déterminer ce nombre avec plus de précision. Au IIIe siècle, en Chine, Liu Hui, commentateur des Neuf chapitres, propose comme rapport entre le périmètre et le diamètre la valeur pratique de 3 mais développe des calculs proches de ceux d'Archimède mais plus performants et fournit une approximation de π de 3,1416[49]. Le mathématicien chinois Zu Chongzhi donne une approximation rationnelle encore plus précise de π[50] : π ≈ 355/113 (dont les développements décimaux sont identiques jusqu'à la 6e décimale, π ≈ 3,141 592 6 et 355/113 ≈ 3,141 592 9) et montre que 3,141 592 6 < π < 3,141 592 7[51], en utilisant l'algorithme de Liu Hui (en) appliqué à un polygone à 12 288 côtés. Cette valeur demeure la meilleure approximation de π au cours des 900 années qui suivent.
+Jusqu’en 1400 environ, la précision des approximations de π n’excédait pas les 10 décimales. Les progrès en matière de calcul intégral et de séries vont permettre d’améliorer cette précision. Les séries permettent d’approcher π avec d’autant plus de précision qu’on utilise de termes de la série pour le calcul. Vers 1400, le mathématicien indien Madhava de Sangamagrama trouve ce qui constitue, en langage moderne, le développement de la fonction arc tangente (redécouvert par James Gregory et Gottfried Wilhelm Leibniz au XVIIe siècle[g]) :
+arctan
+⁡
+(
+x
+)
+=
+x
+−
+x
+3
+3
++
+x
+5
+5
+−
+x
+7
+7
++
+⋯
+=
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+−
+1
+)
+k
+x
+2
+k
++
+1
+2
+k
++
+1
+(
+x
+∈
+[
+−
+1
+,
+1
+]
+)
+.
+{\displaystyle \arctan(x)=x-{\frac {x^{3}}{3}}+{\frac {x^{5}}{5}}-{\frac {x^{7}}{7}}+\cdots =\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(-1)^{k}x^{2k+1}}{2k+1}}\quad (x\in \left[-1,1\right]).}
+Le cas particulier x = 1 est la série de Leibniz mentionnée plus haut — également connue sous le nom de série de Madhava-Leibniz[52],[53] — dont la convergence est trop lente.
+Le cas particulier x = 1/√3 :
+π
+=
+6
+⋅
+1
+3
+(
+1
+−
+1
+3
+⋅
+3
++
+1
+5
+⋅
+3
+2
+−
+1
+7
+⋅
+3
+3
++
+⋯
+)
+=
+12
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+−
+1
+)
+k
+(
+2
+k
++
+1
+)
+3
+k
+{\displaystyle \pi =6\cdot {\frac {1}{\sqrt {3}}}\left(1-{1 \over 3\cdot 3}+{1 \over 5\cdot 3^{2}}-{1 \over 7\cdot 3^{3}}+\cdots \right)={\sqrt {12}}\,\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(-1)^{k}}{(2k+1)3^{k}}}}
+converge bien plus vite, ce qui a permis à Madhava de donner une valeur approchée de π de 3,141 592 653 59, qui a 11 décimales correctes. Mais ces travaux restèrent inconnus en dehors du Kerala jusqu'au XIXe siècle, à la suite de la conquête de l'Inde par les Britanniques. Le record de Madhava a été battu en 1424 par le mathématicien perse Al-Kachi (Traité de la circonférence), qui a réussi à donner 16 décimales, en appliquant la méthode d'Archimède à un polygone de 3×228 côtés.
+La première contribution importante venant d’Europe depuis Archimède a été faite par François Viète, qui en donne douze décimales, avec un encadrement du reste dans son Canon mathématique en 1579. Il est suivi par Adrien Romain, qui donne 15 décimales en 1591, et l’Allemand Ludolph van Ceulen (1540-1610), qui a utilisé la même méthode géométrique afin de donner une estimation de π correcte à 35 décimales près. Il a été si fier de son calcul, qui lui a demandé une grande partie de sa vie, qu’il a fait graver les décimales sur sa pierre tombale[54].
+Il est immédiatement suivi par Willebrord Snell, son élève, qui trouve des méthodes plus rapides pour obtenir la même approximation. Dans la même période, les méthodes de calcul intégral et de détermination de séries et produits infinis pour des quantités géométriques ont commencé à émerger en Europe. La première formule de ce type est la formule de Viète :
+2
+π
+=
+2
+2
+⋅
+2
++
+2
+2
+⋅
+2
++
+2
++
+2
+2
+⋅
+⋯
+{\displaystyle {\frac {2}{\pi }}={\frac {\sqrt {2}}{2}}\cdot {\frac {\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}{2}}\cdot {\frac {\sqrt {2+{\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}}}{2}}\cdot \cdots \!}
+exposée par Viète en 1579 dans son Canon mathématique et à nouveau[réf. souhaitée] en 1593, dans ses Problèmes variés. Un autre résultat célèbre est le produit de Wallis :
+π
+2
+=
+∏
+k
+=
+1
+∞
+(
+2
+k
+)
+2
+(
+2
+k
+)
+2
+−
+1
+=
+2
+1
+⋅
+2
+3
+⋅
+4
+3
+⋅
+4
+5
+⋅
+6
+5
+⋅
+6
+7
+⋯
+=
+4
+3
+⋅
+16
+15
+⋅
+36
+35
+⋯
+{\displaystyle {\frac {\pi }{2}}=\prod _{k=1}^{\infty }{\frac {(2k)^{2}}{(2k)^{2}-1}}={\frac {2}{1}}\cdot {\frac {2}{3}}\cdot {\frac {4}{3}}\cdot {\frac {4}{5}}\cdot {\frac {6}{5}}\cdot {\frac {6}{7}}\cdots \ ={\frac {4}{3}}\cdot {\frac {16}{15}}\cdot {\frac {36}{35}}\cdots \!}
+que l’on doit à John Wallis, qui l’a mis en évidence en 1655. Isaac Newton lui-même a utilisé le développement en série de π/6 = arcsin(1/2)[55] pour calculer 15 décimales de π ; bien plus tard, il a déclaré : « J’ai honte de vous dire combien de décimales j’ai trouvées grâce à ces calculs, n’ayant aucune autre occupation à l’époque[56]. »
+En 1706, John Machin a été le premier à trouver 100 décimales de π, en utilisant la formule :
+π
+4
+=
+4
+arctan
+⁡
+1
+5
+−
+arctan
+⁡
+1
+239
+{\displaystyle {\frac {\pi }{4}}=4\,\arctan {\frac {1}{5}}-\arctan {\frac {1}{239}}\!}
+et le développement ci-dessus en série entière de arctan.
+Les formules de ce type, maintenant connues sous le nom de formules de Machin, ont été utilisées pour battre plusieurs records de décimales connues de π, et demeurent aujourd’hui les formules les plus connues pour calculer π grâce à des ordinateurs. Un record remarquable est détenu par le calculateur prodige Johann Dase qui, en 1844, à l’aide d’une formule de Machin, a calculé 200 décimales de π, à la demande de Gauss. La meilleure valeur obtenue à la fin du XIXe siècle est due à William Shanks, qui a passé quinze ans à calculer 607 décimales puis 707 décimales de π, bien qu’à cause d’une erreur, seules les 527 premières étaient correctes. De nos jours, il est aisé d’éviter de telles erreurs, en faisant faire les calculs par l’ordinateur, et en utilisant deux formules différentes pour éliminer les risques d’erreur de calcul, de programmation, ou du microprocesseur.
+Les avancées théoriques du XVIIIe siècle ont amené les mathématiciens à s’interroger sur la nature de π, notamment sur l’absence de motifs périodiques dans ses décimales,
+une hypothèse raisonnable au vu des calculs numériques, mais pour laquelle il fallait une approche radicalement différente pour la prouver rigoureusement. Ce tour de force a été réalisé par Johann Heinrich Lambert en 1761, qui fut ainsi le premier à prouver l’irrationalité de π, par la suite Adrien-Marie Legendre a aussi prouvé que π2 aussi était irrationnel. Cette constante (π2) jouait un rôle notable en mathématique, puisqu’elle apparaissait dans la solution du problème de Bâle, qui consistait à trouver la valeur exacte de
+∑
+k
+=
+1
+∞
+1
+k
+2
+=
+1
+1
+2
++
+1
+2
+2
++
+1
+3
+2
++
+1
+4
+2
++
+⋯
+{\displaystyle \sum _{k=1}^{\infty }{\frac {1}{k^{2}}}={\frac {1}{1^{2}}}+{\frac {1}{2^{2}}}+{\frac {1}{3^{2}}}+{\frac {1}{4^{2}}}+\cdots \!}
+qui est π2/6 (comme prouvé par Leonhard Euler qui a établi à cette occasion une connexion profonde entre π et les nombres premiers). Dans la foulée, Legendre et Euler ont tous les deux conjecturé que π était un nombre transcendant, ce qui a finalement été prouvé en 1882 par Ferdinand von Lindemann.
+C’est au cours du XVIIIe siècle que s’établit l’usage de la lettre grecque « π », première lettre du mot grec περιφέρεια (périphérie, c’est-à-dire circonférence), pour le rapport de la circonférence du cercle sur son diamètre[57].
+À partir du XVIIe siècle, certains mathématiciens utilisent la notation π/δ où π désigne la circonférence et δ le diamètre[h]. Le premier à utiliser simplement π est William Jones[57] dans son livre Synopsis palmariorum mathesios publié en 1706, à propos du calcul astucieux de ce nombre par la série de son ami Machin. Les mathématiciens continuent cependant d’utiliser d’autres notations. Parmi ceux-ci Euler se met à la notation de Jones[i] dans sa correspondance à partir de 1736. Il l’adopte dans son livre Introductio in analysin infinitorum publié en 1748, ce qui eut certainement une grande influence. La notation finit par s’imposer vers la fin du XVIIIe siècle[j].
+Alors que quelques dizaines de décimales de π sont largement suffisantes pour les calculs pratiques qu’effectue un physicien, la conquête des décimales du nombre π n’a pas cessé avec l’arrivée des ordinateurs, qui ont permis de calculer un très grand nombre de ces décimales.
+En 1949, à l’aide de l’ENIAC, John von Neumann a obtenu 2 037 décimales de π, à la suite d'un calcul qui a duré 70 heures[58],[59]. Des milliers de décimales supplémentaires ont été trouvées au cours des décennies suivantes, l’étape du million de chiffres ayant été passée en 1973. Les progrès n’ont pas seulement été dus aux ordinateurs de plus en plus rapides, mais aussi aux nouveaux algorithmes utilisés. L’une des avancées les plus significatives a été la découverte de la transformée de Fourier rapide dans les années 1960, qui a permis aux ordinateurs de manipuler rapidement de très grands nombres.
+Au début du XXe siècle, le mathématicien indien Srinivasa Ramanujan a trouvé de nombreuses nouvelles formules faisant intervenir π ; certaines d’entre elles sont remarquables par leur élégance et leur profondeur mathématique[60]. L’une de ces formules est la série suivante, donnant 8 nouvelles décimales à chaque nouveau terme[61] :
+1
+π
+=
+2
+2
+9801
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+4
+k
+)
+!
+(
+1103
++
+26390
+k
+)
+(
+k
+!
+)
+4
+396
+4
+k
+{\displaystyle {\frac {1}{\pi }}={\frac {2{\sqrt {2}}}{9801}}\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(4k)!(1103+26390k)}{(k!)^{4}396^{4k}}}\!}
+La formule ci-dessous, possédant un lien étroit avec celle énoncée ci-dessus, a été découverte par David et Gregory Chudnovsky en 1987 :
+426880
+10005
+π
+=
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+6
+k
+)
+!
+(
+13591409
++
+545140134
+k
+)
+(
+3
+k
+)
+!
+(
+k
+!
+)
+3
+(
+−
+640320
+)
+3
+k
+{\displaystyle {\frac {426880{\sqrt {10005}}}{\pi }}=\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(6k)!(13591409+545140134k)}{(3k)!(k!)^{3}(-640320)^{3k}}}\!}
+Cette formule donne 14 nouvelles décimales de π à chaque terme[60]. Vers la fin des années 1980, les frères Chudnovsky l’ont utilisée pour battre plusieurs records de décimales de π calculées. Elle demeure la formule la plus utilisée pour calculer π sur des ordinateurs personnels.
+Alors que les séries permettent d’obtenir des valeurs approchées de π avec un taux de précision supplémentaire à chaque terme qui est constant, il existe des algorithmes itératifs qui multiplient le nombre de décimales correctes à chaque étape, avec cependant l’inconvénient que chaque étape demande généralement un calcul « coûteux ». Une grande avancée a eu lieu en 1975 lorsque Richard Brent (de) et Eugene Salamin (en) ont découvert indépendamment la formule de Brent-Salamin, qui double le nombre de décimales correctes à chaque étape[62]. Il s’appuie sur un vieux résultat pressenti puis démontré par Gauss. En 1818, celui-ci démontre le lien existant entre la moyenne arithmético-géométrique M(1, √2) de 1 et √2 — la longueur de la lemniscate de Bernoulli — et π. La longueur de la lemniscate est L = 2ϖr où r représente la distance OA entre le centre et un sommet de la lemniscate et où ϖ est la constante de la lemniscate. Si on note G, la constante de Gauss, c’est-à-dire l’inverse de M(1, √2) alors :
+ϖ
+=
+π
+G
+{\displaystyle \varpi =\pi G}
+Salamin et Brent ont utilisé ce résultat pour construire l’algorithme qui porte leur nom, et grâce auquel la conquête des décimales de π va alors avancer conjointement avec celle des décimales de √2[63].
+L’algorithme consiste à poser :
+a
+0
+=
+1
+b
+0
+=
+1
+2
+t
+0
+=
+1
+4
+p
+0
+=
+1
+{\displaystyle a_{0}=1\quad \quad \quad b_{0}={\frac {1}{\sqrt {2}}}\quad \quad \quad t_{0}={\frac {1}{4}}\quad \quad \quad p_{0}=1\!}
+,
+puis à définir les relations de récurrence suivantes :
+a
+n
++
+1
+=
+a
+n
++
+b
+n
+2
+b
+n
++
+1
+=
+a
+n
+b
+n
+{\displaystyle a_{n+1}={\frac {a_{n}+b_{n}}{2}}\quad \quad \quad b_{n+1}={\sqrt {a_{n}b_{n}}}\!}
+t
+n
++
+1
+=
+t
+n
+−
+p
+n
+(
+a
+n
+−
+a
+n
++
+1
+)
+2
+p
+n
++
+1
+=
+2
+p
+n
+{\displaystyle t_{n+1}=t_{n}-p_{n}(a_{n}-a_{n+1})^{2}\quad \quad \quad p_{n+1}=2p_{n}\!}
+et enfin à calculer ces valeurs jusqu’à ce que an et bn soient assez proches. On a alors une valeur approchée de π donnée par :
+π
+≈
+(
+a
+n
++
+b
+n
+)
+2
+4
+t
+n
+{\displaystyle \pi \approx {\frac {(a_{n}+b_{n})^{2}}{4t_{n}}}}
+.
+En utilisant cet algorithme, seules 25 itérations sont nécessaires pour calculer 45 millions de décimales. Un algorithme similaire qui quadruple la précision à chaque étape a été trouvé par Jonathan et Peter Borwein[64]. C'est grâce à ces méthodes que, de 1981 à 1999, Yasumasa Kanada et ses associés ont battu le record du nombre de décimales de π à onze reprises (plus de 2×1011 décimales en 1999)[65].
+En 1997, la formule BBP, découverte par Simon Plouffe, a fait de nouveau progresser la connaissance de π[66]. La formule,
+π
+=
+∑
+k
+=
+0
+∞
+1
+16
+k
+(
+4
+8
+k
++
+1
+−
+2
+8
+k
++
+4
+−
+1
+8
+k
++
+5
+−
+1
+8
+k
++
+6
+)
+,
+{\displaystyle \pi =\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {1}{16^{k}}}\left({\frac {4}{8k+1}}-{\frac {2}{8k+4}}-{\frac {1}{8k+5}}-{\frac {1}{8k+6}}\right),}
+est remarquable car elle permet de calculer n’importe quel chiffre de l’écriture de π en base hexadécimale ou binaire, sans calculer les précédents[66]. Entre 1998 et 2000, le projet de calcul distribué PiHex a utilisé une variante de la formule BBP due à Fabrice Bellard pour calculer le 1 000 000 000 000 000e chiffre en binaire de π, qui s’est révélé être 0[67].
+Si une formule de la forme :
+π
+=
+∑
+k
+=
+0
+∞
+1
+b
+c
+k
+p
+(
+k
+)
+q
+(
+k
+)
+,
+{\displaystyle \pi =\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {1}{b^{ck}}}{\frac {p(k)}{q(k)}},}
+était trouvée, avec b et c des entiers positifs et p et q des polynômes de degrés fixés à coefficients entiers (comme pour la formule BBP ci-dessus), ce serait l’un des moyens les plus efficaces pour calculer n’importe quel chiffre dans l’écriture de π en base bc  (et donc en base b) sans avoir à calculer les précédents, en un temps dépendant uniquement de l'indice du terme calculé et du degré des polynômes.
+En 2006, Simon Plouffe a trouvé plusieurs formules faisant intervenir π[68]. En posant q = eπ (constante de Gelfond), on a :
+π
+24
+=
+∑
+n
+=
+1
+∞
+1
+n
+(
+3
+q
+n
+−
+1
+−
+4
+q
+2
+n
+−
+1
++
+1
+q
+4
+n
+−
+1
+)
+{\displaystyle {\frac {\pi }{24}}=\sum _{n=1}^{\infty }{\frac {1}{n}}\left({\frac {3}{q^{n}-1}}-{\frac {4}{q^{2n}-1}}+{\frac {1}{q^{4n}-1}}\right)}
+π
+3
+180
+=
+∑
+n
+=
+1
+∞
+1
+n
+3
+(
+4
+q
+n
+−
+1
+−
+5
+q
+2
+n
+−
+1
++
+1
+q
+4
+n
+−
+1
+)
+{\displaystyle {\frac {\pi ^{3}}{180}}=\sum _{n=1}^{\infty }{\frac {1}{n^{3}}}\left({\frac {4}{q^{n}-1}}-{\frac {5}{q^{2n}-1}}+{\frac {1}{q^{4n}-1}}\right)}
+ainsi que :
+π
+k
+=
+∑
+n
+=
+1
+∞
+1
+n
+k
+(
+a
+q
+n
+−
+1
++
+b
+q
+2
+n
+−
+1
++
+c
+q
+4
+n
+−
+1
+)
+{\displaystyle \pi ^{k}=\sum _{n=1}^{\infty }{\frac {1}{n^{k}}}\left({\frac {a}{q^{n}-1}}+{\frac {b}{q^{2n}-1}}+{\frac {c}{q^{4n}-1}}\right)}
+où k est un nombre impair, et a, b, c sont des nombres rationnels.
+Depuis 2010, les records utilisant le programme y-cruncher se succèdent (voir la section « XXIe siècle » de l'article « Approximation de π »). Fin 2016, le record dépasse 2×1013 décimales.
+Le 14 mars 2019, jour du Pi Day, Google rend public le nouveau record de décimales calculé par une de ses employées au moyen de puissantes machines. Le nouveau record du monde s'établit à 31 415 milliards de décimales. Il a fallu 111 jours de calculs ininterrompus à Emma Haruka Iwao pour entrer dans le livre Guinness des records[69].
+π apparaît dans de nombreuses formules de géométrie impliquant les cercles et les sphères :
+π se retrouve aussi dans le calcul des surfaces et volumes des hypersphères (à plus de trois dimensions).
+Un nombre complexe z peut s’exprimer en coordonnées polaires de la façon suivante :
+z
+=
+r
+(
+cos
+⁡
+φ
++
+i
+sin
+⁡
+φ
+)
+{\displaystyle z=r\,(\cos \varphi +{\rm {i}}\sin \varphi )}
+.
+L’apparition fréquente de π en analyse complexe a pour origine le comportement de la fonction exponentielle complexe, décrite par la formule d’Euler :
+e
+i
+φ
+=
+cos
+⁡
+φ
++
+i
+sin
+⁡
+φ
+{\displaystyle {\rm {e}}^{{\rm {i}}\varphi }=\cos \varphi +{\rm {i}}\sin \varphi }
+où i est l’unité imaginaire satisfaisant la relation i2 = −1 et e ≈ 2,71828 est la constante de Néper. Cette formule implique que les puissances imaginaires de e décrivent des rotations sur le cercle unité du plan complexe ; ces rotations ont une période de 360° = 2π rad. En particulier, une rotation de 180° = π rad donne l’identité d'Euler
+e
+i
+π
+=
+−
+1
+ et donc
+e
+i
+π
++
+1
+=
+0
+{\displaystyle {\rm {e}}^{{\rm {i}}\pi }=-1{\text{ et donc }}{\rm {e}}^{{\rm {i}}\pi }+1=0}
+.
+De nombreuses suites ou séries convergent vers π ou un multiple rationnel de π et sont même à l’origine de calculs de valeurs approchées de ce nombre.
+π
+=
+lim
+n
+→
+∞
+(
+n
+sin
+⁡
+π
+n
+)
+=
+lim
+n
+→
+∞
+(
+n
+tan
+⁡
+π
+n
+)
+{\displaystyle \pi =\lim _{n\to \infty }\left(n\sin {\pi  \over n}\right)=\lim _{n\to \infty }\left(n\tan {\pi  \over n}\right)}
+Les deux suites définies par sn = n sin(π/n) et tn = n tan(π/n) représentent, pour n ≥ 3, les demi-périmètres des polygones réguliers à n côtés, inscrit dans le cercle trigonométrique pour sn, exinscrit pour tn. On les exploite par des suites extraites dont l’indice (le nombre de côtés du polygone) double à chaque itération, pour obtenir π par passage à la limite d’expressions utilisant les opérations arithmétiques élémentaires et la racine carrée. Ainsi, on peut déduire de la méthode d'Archimède (voir supra) une définition par récurrence des suites extraites de termes s2k+1 et t2k+1 (à partir de s4 = 2√2 et t4 = 4) ou encore s3×2k et t3×2k (à partir de s3 = 3√3/2 et t3 = 3√3) :
+1
+t
+2
+n
+=
+1
+2
+(
+1
+s
+n
++
+1
+t
+n
+)
+,
+s
+2
+n
+=
+s
+n
+t
+2
+n
+{\displaystyle {\frac {1}{t_{2n}}}={\frac {1}{2}}\left({\frac {1}{s_{n}}}+{\frac {1}{t_{n}}}\right),\quad s_{2n}={\sqrt {s_{n}\,t_{2n}}}}
+.
+Il résulte de cette définition que les deux suites extraites correspondantes de la suite cn := sn/tn = cos(π/n) vérifient :
+s
+2
+n
+=
+n
+2
+−
+2
+c
+n
+{\displaystyle s_{2n}=n{\sqrt {2-2c_{n}}}}
+ et
+2
+c
+2
+n
+=
+2
++
+2
+c
+n
+{\displaystyle 2c_{2n}={\sqrt {2+2c_{n}}}}
+.
+(Alternativement, on peut démontrer, pour tout n ≥ 2, les deux premières relations à l'aide des identités trigonométriques
+tan
+⁡
+θ
+2
+=
+sin
+⁡
+θ
+1
++
+cos
+⁡
+θ
+{\displaystyle \tan {\tfrac {\theta }{2}}={\tfrac {\sin \theta }{1+\cos \theta }}}
+ (cf. « Formules de l'arc moitié ») et
+sin
+⁡
+θ
+=
+2
+sin
+⁡
+θ
+2
+cos
+⁡
+θ
+2
+{\displaystyle \sin \theta =2\sin {\tfrac {\theta }{2}}\cos {\tfrac {\theta }{2}}}
+ (cf. « Formules de l'angle double ») et les deux dernières, directement, en utilisant les identités trigonométriques 2sin(x/2) = √2 – 2cos(x) et 2cos(x/2) = √2 + 2cos(x) pour x ∈ [0, π].)
+On peut donc exprimer s2k+1 et s3×2k (pour k ≥ 1), puis
+π (par passage à la limite) sous forme de formules où s'emboîtent des racines carrées :
+π
+=
+lim
+k
+→
+∞
+(
+2
+k
+⋅
+2
+−
+2
++
+2
++
+2
++
+⋯
+2
++
+2
+)
+{\displaystyle \pi =\lim _{k\to \infty }\left(2^{k}\cdot {\sqrt {2-{\sqrt {2+{\sqrt {2+{\sqrt {2+\cdots {\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}}}}}}}}}\right)}
+ (k est le nombre de racines carrées)
+ou encore :
+π
+=
+lim
+k
+→
+∞
+(
+3
+⋅
+2
+k
+−
+1
+⋅
+2
+−
+2
++
+2
++
+⋯
+2
++
+2
++
+3
+)
+{\displaystyle \pi =\lim _{k\to \infty }\left(3\cdot 2^{k-1}\cdot {\sqrt {2-{\sqrt {2+{\sqrt {2+\cdots {\sqrt {2+{\sqrt {2+{\sqrt {3}}}}}}}}}}}}\right)}
+Une autre expression de s2k+1, qui peut se déduire simplement de la première de ces deux égalités (multiplier par √2+√…), conduit au produit infini suivant (formule de François Viète, 1593) :
+π
+2
+=
+2
+2
+⋅
+2
+2
++
+2
+⋅
+2
+2
++
+2
++
+2
+⋅
+⋯
+{\displaystyle {\frac {\pi }{2}}={\frac {2}{\sqrt {2}}}\cdot {\frac {2}{\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}}\cdot {\frac {2}{\sqrt {2+{\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}}}}\cdot \cdots }
+Suite inspirée de la formule de Brent-Salamin (1975) :
+Soient trois suites (An), (Bn) et (Cn) définies simultanément par :
+A
+0
+=
+1
+A
+n
++
+1
+=
+A
+n
++
+B
+n
+2
+B
+0
+=
+1
+2
+B
+n
++
+1
+=
+A
+n
+B
+n
+C
+0
+=
+1
+4
+C
+n
++
+1
+=
+C
+n
+−
+2
+n
+(
+A
+n
+−
+B
+n
+2
+)
+2
+;
+{\displaystyle {\begin{array}{ll}A_{0}=1&A_{n+1}={A_{n}+B_{n} \over 2}\\B_{0}={1 \over {\sqrt {2}}}&B_{n+1}={\sqrt {A_{n}\,B_{n}}}\\C_{0}={1 \over 4}&C_{n+1}=C_{n}-2^{n}\left({A_{n}-B_{n} \over 2}\right)^{2}~;\end{array}}}
+on a :
+π
+=
+lim
+n
+→
+∞
+A
+n
++
+1
+2
+C
+n
+{\displaystyle \pi =\lim _{n\to \infty }{A_{n+1}^{2} \over C_{n}}}
+.
+Le nombre de décimales correctes (en base 10) double presque à chaque itération.
+Plus généralement, Euler démontra que ζ(2n) est un multiple rationnel de π2n pour tout entier positif n.
+Soit (xn) la suite des itérés de la fonction logistique de paramètre μ = 4 appliquée à un réel x0 choisi dans l’intervalle [0, 1] (c’est-à-dire qu’on définit, pour tout n ≥ 0,
+x
+n
++
+1
+=
+4
+x
+n
+(
+1
+−
+x
+n
+)
+{\displaystyle x_{n+1}=4x_{n}(1-x_{n})}
+). La suite (xn) quitte l’intervalle [0, 1] et diverge pour quasiment toutes les valeurs initiales.
+On a
+lim
+n
+→
+∞
+1
+n
+∑
+i
+=
+0
+n
+x
+i
+=
+2
+π
+{\displaystyle \lim _{n\to \infty }{\frac {1}{n}}\sum _{i=0}^{n}{\sqrt {x_{i}}}={\frac {2}{\pi }}\quad }
+ pour presque toutes les valeurs initiales x0.
+Le nombre π apparait également comme étant le double de la limite du sinus intégral à l’infini :
+2
+∫
+0
+∞
+sin
+⁡
+x
+x
+d
+x
+=
+π
+.
+{\displaystyle 2\int _{0}^{\infty }{\frac {\sin x}{x}}\,\mathrm {d} x=\pi .}
+En probabilités et en statistiques, il existe de nombreuses lois qui utilisent la constante π, dont :
+Les deux formules suivantes, tirées de l’analyse, trouvent des applications pratiques en probabilités. L’une permet de montrer la convergence de la loi binomiale vers la loi de Gauss et l’autre permet de calculer la densité d’une loi de Gauss.
+D’autre part, il existe diverses expériences probabilistes où π intervient dans la probabilité théorique. Elles peuvent donc servir, en effectuant un grand nombre d’épreuves, à déterminer une approximation de π.
+L’aiguille de Buffon est une expérience de probabilité proposée par Georges-Louis Leclerc, comte de Buffon et consistant à calculer la probabilité qu’une aiguille de longueur a, lancée sur un parquet fait de lattes de largeur L, soit à cheval sur deux lattes. Cette probabilité p est[73] :
+p
+=
+2
+a
+π
+×
+L
+,
+{\displaystyle p={\frac {2a}{\pi \times L}},}
+même si l'aiguille est courbe[74],[75].
+Cette formule peut être utilisée pour déterminer une valeur approchée de π :
+π
+≈
+2
+n
+a
+x
+L
+.
+{\displaystyle \pi \approx {\frac {2na}{xL}}.}
+où n est le nombre d’aiguilles lancées, et x celui d’aiguilles qui sont sur deux lattes à la fois.
+Cette méthode présente rapidement ses limites ; bien que le résultat soit mathématiquement correct, il ne peut pas être utilisé pour déterminer plus que quelques décimales de π expérimentalement. Pour obtenir seulement une valeur approchée de 3,14, il est nécessaire d’effectuer des millions de lancers[73], et le nombre de lancers nécessaires croît exponentiellement avec le nombre de décimales voulu. De plus, une très faible erreur dans la mesure des longueurs L et a va se répercuter de façon importante sur la valeur trouvée de π. Par exemple, une différence de mesure d’un seul atome sur une aiguille de longueur de 10 centimètres va se retrouver dès la neuvième décimale de π. En pratique, les cas où l’aiguille semble toucher exactement la limite entre deux lattes va accroître l’imprécision de l’expérience, de sorte que les erreurs apparaîtront bien avant la neuvième décimale.
+La méthode de Monte Carlo[76] est une autre expérience probabiliste qui consiste à prendre au hasard un point dans un carré de côté 1, la probabilité que ce point soit dans le quart de disque de rayon 1 est π/4 ; cela peut se comprendre facilement étant donné que l'aire du quart du disque est π/4 alors que celle du carré est 1.
+Comme π est transcendant, il n’existe pas d’expression de ce nombre qui fasse uniquement appel à des nombres et des fonctions algébriques. Les formules de calcul de π utilisant l’arithmétique élémentaire impliquent généralement les sommes infinies. Ces formules permettent d’approcher π avec une erreur aussi petite que l’on veut[77], sachant que plus on rajoute de termes dans le calcul, plus le résultat sera proche de π.
+Par conséquent, les calculs numériques doivent utiliser des approximations de π.
+La première approximation numérique de π fut certainement 3[46]. Dans les cas où une situation ne demande que peu de précision, cette valeur peut servir d’approximation convenable. Si 3 est une estimation par défaut, c’est parce qu’il est le rapport entre le périmètre d’un hexagone régulier inscrit dans un cercle et le diamètre de ce cercle.
+Dans de nombreux cas, les approximations 3,14 ou 22/7 suffisent, bien que les ingénieurs aient longtemps utilisé 3,1416 (5 chiffres significatifs) ou 3,14159 (6 chiffres significatifs) pour plus de précision. Les approximations 22/7 et 355/113, avec respectivement 3 et 7 chiffres significatifs, sont obtenues à partir de l’écriture en fraction continue de π. Cependant c’est le mathématicien chinois Zu Chongzhi (祖沖之 en sinogrammes traditionnels, 祖冲之 en sinogrammes simplifiés, Zǔ Chōngzhī en piyin) (429-500) qui a découvert la fraction 355/113 en utilisant la méthode d’Archimède pour calculer le périmètre du polygone régulier à 12 288 côtés inscrit dans un cercle. Aujourd'hui, les approximations numériques le plus souvent utilisées par les ingénieurs sont celles de constantes informatiques prédéfinies.
+L’approximation de π en 355/113 est la meilleure qui puisse être exprimée avec uniquement 3 chiffres au numérateur et au dénominateur. L’approximation 103 993 / 33 102 (qui fournit 10 chiffres significatifs) en exige un nombre beaucoup plus important : cela vient de l’apparition du nombre élevé 292 dans le développement en fraction continue de π[78].
+Dans les calculs numériques usuels sur ordinateur, on utilise plutôt une constante correctement arrondie mais prédéfinie avec une précision d’au moins 16 chiffres significatifs (c’est la meilleure précision représentable par un nombre en virgule flottante au format standard IEEE 754 sur 64 bits, un type généralement désigné « double précision ») et choisie afin que le calcul de son sinus retourne 0 exactement par une fonction définie dans cette même précision. Ainsi le fichier d’entête standard <math.h> utilisé en langage C ou C++ définit la constante M_PI en double précision (le type flottant utilisé par défaut dans de nombreuses fonctions des bibliothèques mathématiques standards) à la valeur de 3,141 592 653 589 793 (parfois avec des chiffres supplémentaires si la plateforme supporte une précision plus étendue pour le type long double). La même valeur est utilisée en langage Java, qui s’appuie sur la même norme IEEE 754, avec la constante standard java.lang.Math.PI[79]). On retrouve cette constante définie ainsi dans de nombreux langages de programmation, avec la meilleure précision possible dans les formats de nombres en virgule flottante supportés, puisque le type « double précision » de la norme IEEE 754 s'est imposé comme une référence de précision minimale nécessaire dans de nombreux langages pour d’innombrables applications.
+Sur des microprocesseurs de la famille x86, les unités de calcul matérielles (FPU) sont capables de représenter des nombres flottants sur 80 bits (utilisables avec cette précision en langage C ou C++ avec le type long double mais sans garantie de support matériel), ce qui porte la précision de π à 19 chiffres significatifs. La dernière révision publiée en 2008 de la norme IEEE 754 comporte aussi la définition de nombres en virgule flottante en « quadruple précision » (ou quad) codés sur 128 bits, ce qui permettrait de définir une approximation de la constante π avec une précision de 34 chiffres significatifs (toutefois cette précision n’est pas encore prise en charge nativement par de nombreux langages de programmation car peu de processeurs permettent cette précision directement au niveau matériel sans un support logiciel supplémentaire).
+Pour les plateformes ou langages ne supportant nativement que les nombres en « simple précision », codés dans la norme IEEE 754 sur 32 bits utiles, pourront être pris en charge 7 chiffres significatifs (le minimum de précision supporté en langage C par le type float), c’est-à-dire la constante correctement arrondie à 3,141593 et équivalente en précision à celle donnée par la fraction 355/113 (cette fraction permet aussi des calculs rapides dans des logiciels pour des systèmes légers ne comportant pas d’unité matérielle de calcul en virgule flottante).
+La suite des dénominateurs partiels du développement en fraction continue de π ne fait apparaître aucun schéma évident[80] :
+π
+=
+3
++
+1
+7
++
+1
+15
++
+1
+1
++
+1
+292
++
+1
+1
++
+1
+1
++
+1
+1
++
+1
+2
++
+1
+1
++
+1
+3
++
+1
+1
++
+1
+14
++
+⋯
+{\displaystyle \pi =3+\textstyle {\frac {1}{7+\textstyle {\frac {1}{15+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{292+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{2+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{3+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{14+\cdots }}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}
+Cependant :
+De nombreuses questions se posent encore : π et e sont deux nombres transcendants mais sont-ils algébriquement indépendants ou bien existe-t-il une équation polynomiale à deux variables et à coefficients entiers dont le couple (π, e) soit une solution ? La question est encore en suspens. En 1929, Alexandre Gelfond prouve que eπ est transcendant[63] et en 1996, Yuri Nesterenko (en) prouve que π et eπ sont algébriquement indépendants.
+Comme dit précédemment, on ignore encore si π est un nombre normal, ou même un nombre univers en base 10.
+Sans doute en raison de la simplicité de sa définition, le nombre pi et particulièrement son écriture décimale sont ancrés dans la culture populaire à un degré plus élevé que tout autre objet mathématique[64]. D’ailleurs, la découverte d’un plus grand nombre de décimales de π fait souvent l’objet d’articles dans la presse généraliste, signe que π est un objet familier même à ceux qui ne pratiquent pas les mathématiques[84].
+Un lac du Canada, situé au Québec dans le territoire non organisé de Rivière-aux-Outardes, porte le nom de Lac 3.1416.
+Une tradition anglo-saxonne veut que l’on fête l’anniversaire de π dans certains départements mathématiques des universités le 14 mars. Le 14 mars qui est noté « 3/14 » en notation américaine, est donc appelé la journée de pi.
+Nombreux sont les sites ou ouvrages qui signalent la présence du nombre π dans les pyramides et, plus précisément, que π est le rapport entre le périmètre de la base et le double de la hauteur des pyramides[85]. Il est vrai que la pyramide de Khéops possède une pente de 14/11 et que par conséquent, le rapport entre la base et la hauteur est de 22/14. Le rapport 22/7 étant une bonne approximation de π, le rapport entre le périmètre et le double de la hauteur de la pyramide de Khéops est bien voisin de π. Faut-il pour autant y chercher une intention ? Rien n’est moins sûr[86] puisque la pente des pyramides n’est pas constante et que, selon les régions et les époques, on trouve des pentes de 6/5 (pyramide rouge), 4/3 (pyramide de Khephren) ou 7/5 (pyramide rhomboïdale) qui conduisent à un rapport entre périmètre et double de la hauteur éloigné de π.
+Il est en tout cas certain que π est présent dans la culture artistique moderne. Par exemple, dans Contact, un roman de Carl Sagan, pi joue un rôle clé dans le scénario et il est suggéré qu’il y ait un message enfoui profondément dans les décimales de π, placé par celui qui a créé l’univers. Cette partie de l’histoire a été écartée de l’adaptation cinématographique du roman.
+Sur le plan cinématographique, π a servi de titre au premier long-métrage de Darren Aronofsky, à qui l’on doit notamment Requiem for a Dream. Pi est un thriller mathématique sur la découverte de la séquence parfaite, révélant ainsi la formule exacte des marchés boursiers de Wall Street ou encore le véritable nom de Dieu.
+Dans le registre musical, l’auteur-compositrice-interprète Kate Bush a sorti en 2005 son album Aerial, qui contenait le morceau « π », dont les paroles sont principalement composées des décimales de π[87].
+Au-delà de la mémorisation de π, usuellement ses 3 à 6 premiers chiffres ou par la remarquable valeur approchée de la fraction 355/113 (7 chiffres significatifs), la mémorisation d’un nombre record de décimales de π a longtemps été et demeure une obsession pour de nombreuses personnes. Le 14 mars 2004, à Oxford, le jeune autiste Asperger Daniel Tammet récite (en 5 heures, 9 minutes et 24 secondes) 22 514 décimales. Le record de mémorisation de π reconnu en 2005 par le Livre Guinness des records était de 67 890 chiffres (Lu Chao, un jeune diplômé chinois[88], en 24 heures et 4 minutes[89]). En octobre 2006, Akira Haraguchi, un ingénieur japonais retraité, récite 100 000 décimales de π en 16 heures et demie[90], mais cet exploit n'est pas validé par le Guinness des records.  Le record officiel passe en mars 2015 à 70 000 décimales en 9 h 27 min (Rajveer Meena, un étudiant indien), puis en octobre à 70 030 en 17 h 14 min (Suresh Kumar Sharma, un autre Indien)[91].
+Le 17 juin 2009, Andriy Slyusarchuk (en), un neurochirurgien et professeur ukrainien, affirma avoir mémorisé 30 millions de décimales de π, qui ont été imprimées en 20 volumes[92]. Bien qu’il n’ait pas récité les 30 millions de chiffres qu’il a dit avoir retenus (ce qui, au demeurant, lui aurait pris plus d'un an), certains médias prétendent qu’il était en mesure de réciter dix décimales sélectionnées aléatoirement parmi les volumes imprimés[réf. souhaitée]. La comparaison avec les valeurs officiellement retenues par le Guinness des records amène cependant les experts à mettre sérieusement en doute cette affirmation[réf. souhaitée].
+Il y a plusieurs façons de retenir les décimales de π, dont des poèmes dont le nombre de lettres de chaque mot correspond à une décimale, les mots de dix lettres représentant un 0. En voici un exemple[93] :
+Que j’aime à faire apprendre un nombre utile aux sages !
+Immortel Archimède, artiste, ingénieur,
+Qui de ton jugement peut priser la valeur ?
+Pour moi ton problème eut de pareils avantages.
+Jadis, mystérieux, un problème bloquait
+Tout l’admirable procédé, l’œuvre grandiose
+Que Pythagore découvrit aux anciens Grecs.
+Ô quadrature ! Vieux tourment du philosophe
+Insoluble rondeur, trop longtemps vous avez
+Défié Pythagore et ses imitateurs.
+Comment intégrer l’espace plan circulaire ?
+Former un triangle auquel il équivaudra ?
+Nouvelle invention : Archimède inscrira
+Dedans un hexagone ; appréciera son aire
+Fonction du rayon. Pas trop ne s’y tiendra :
+Dédoublera chaque élément antérieur ;
+Toujours de l’orbe calculée[n] approchera ;
+Définira limite ; enfin, l’arc, le limiteur[o]
+De cet inquiétant cercle, ennemi trop rebelle
+Professeur, enseignez son problème avec zèle.
+Cette méthode présente ses limites pour la mémorisation d’un très grand nombre de décimales, où il semble plus opportun d’utiliser des méthodes comme la méthode des loci[94],[95].
+En 2001, le mathématicien Robert Palais écrit l'article π is wrong!, dans lequel il estime que la constante est mal définie et devrait être posée comme le rapport entre le périmètre d'un cercle et son rayon, amenant sa valeur numérique à 6,2831853071795..., dans un souci de simplification des formules usuelles qui feraient intervenir plus souvent 2π que π[96]. Michael Hartl a repris ses arguments dans le Tau Manifesto, dans lequel il propose de privilégier l'usage d'une nouvelle constante, τ=2π[97]. Depuis, des défenseurs de τ ont créé le Tau day au 28 juin (6/28) en concurrence avec le Pi day du 14 mars (3/14)[98].
+Sur les autres projets Wikimedia :

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+La pilosité humaine est plus ou moins abondante chez tous les humains au sein même d'une population, mais la présence de poils au niveau des aisselles et des organes génitaux est constante.
+Dans l'espèce humaine il y a de manière invariable le même nombre ainsi que le même emplacement de follicules pileux et de poils qui en résultent. Les seules différences que l'on peut constater chez l'homme proviennent de l'influence des hormones androgènes (testostérone essentiellement) sur les follicules pileux donnant lieu à des variations de type de poil. Ces influences dépendent de la sensibilité physiologique des récepteurs aux androgènes et du taux de production de ceux-ci.
+La revue Nature a publié en 1970 un article établissant[1] que la pousse de la barbe chez l'homme était sensiblement plus rapide pendant ses périodes d'activité sexuelle.
+Le minoxidil, médicament qui devait au départ être testé comme hypotenseur, s'est révélé, lors des essais, favorable au développement des pilosités y compris sur des zones glabres. Il est, depuis, utilisé pour lutter contre la chute des cheveux, et même pour aider à leur repousse. Cependant, les bénéfices du traitement (qui demande un contrôle médical) disparaissent progressivement à son arrêt.
+Une légende urbaine veut que plus on coupe un poil, plus il repousse et durcit : le poil est un phanère mort, constitué de kératine, donc le couper n'a aucun impact sur son cycle. [2].
+Les femmes et hommes adultes possèdent le même nombre de follicules pileux, répartis sur tout le corps, mais les femmes développent des poils moins épais que les hommes en raison de la différence de stimulation hormonale des androgènes, en particulier la testostérone[3]. L'homme, la femme ou l'enfant ont un capital moyen de 5 millions de follicules pileux, 1 million sur la tête et 4 millions sur le corps. Selon le cycle pilaire et son ratio de poils anagènes/télogènes, la densité pilaire varie selon la zone du corps (50 poils/cm2 sur le visage et 10 poils/cm2 en moyenne sur le reste du corps). Une variété existe également au niveau du type de poils (poil terminal : diamètre de 80 μm, longueur de plus de 2 cm ; poil intermédiaire : diamètre entre 40 et 80 μm, longueur inférieure à 2 cm ; poil fin appelé duvet : diamètre entre 5 et 40 μm, longueur inférieure à 5 mm)[4].
+Les cheveux sont les poils poussant sur la tête des êtres humains.
+La pilosité faciale est un caractère sexuel secondaire que l'on retrouve principalement chez les individus masculins. L'apparition de la pilosité faciale se fait tardivement lors de la puberté : duvet de la lèvre supérieure vers 15 ans, sur les joues vers 16 ans, puis sur le menton. Une barbe adulte complète n'est généralement possible qu'après 20 ans.
+La pilosité pubienne, apparaissant à la puberté chez l'être humain, est commune à l'homme et à la femme. Elle est constituée de poils au niveau du pubis, de forme triangulaire, sur la partie inférieure et médiane du bas-ventre.
+La différence de pilosité entre groupes de populations humaines est une réalité parfois utilisée par certaines idéologies racistes. En effet, cet état de fait est parfois utilisé pour les hiérarchiser en catégories plus ou moins évoluées[source insuffisante].
+Pour les anti-racistes, ces différences ne tiendraient pas compte des différences de pilosité qui peuvent exister au sein même d'une population.
+Par exemple, Yu Zhenhuan dit « l'enfant poilu », né en 1978 dans la province de Liaoning, Chine, est considéré comme l'homme le plus poilu au monde alors qu'il est d'origine asiatique[5].
+Les deux approches n'ont rien de scientifique : les variations interindividuelles et entre les groupes sont des réalités qui ne s'excluent pas et qui n'ont rien à voir avec le degré d'évolution.

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+modifier
+Le tennis de table, aussi appelé « ping-pong », est un sport de raquette opposant deux ou quatre joueurs autour d'une table. Le tennis de table est une activité de loisir, mais c'est également un sport olympique depuis 1988.
+Il existe plusieurs dénominations de ce sport à travers le monde : ping pang qiu (乒乓球, pīng pāng qiú, « balle ping-pang »), en République populaire de Chine et République de Chine (Taïwan), les caractères étant assez particuliers puisqu'ils représentent des raquettes face à face, ou également en Chine zhuo qiu (卓球, zhuō qiú, « balle de table »), qui se prononce au Japon takkyū (卓球?). Le mot ping-pong proviendrait de la marque commerciale sous laquelle le jeu est produit aux États-Unis au début du XXe siècle[3],[4]. Le terme « ping-pong » est plutôt utilisé pour désigner le jeu de loisirs, alors que « tennis de table » est utilisé pour désigner la pratique sportive. Un pratiquant de ce sport, y compris en compétition, s'appelle un « pongiste ».
+L'histoire de ce sport d'origine britannique est marquée par une série d'évolutions techniques (nature des revêtements de raquettes, introduction puis interdiction d'usage de la colle rapide) qui ont conduit à des innovations dans le style de jeu (utilisation de la « prise porte plume » par les Hongrois puis les Asiatiques) et dans les tactiques employées au plus haut niveau comme l'apparition du topspin dans le courant des années 1970. Le tennis de table moderne permet une grande variété de systèmes de jeu, avec les jeux d'attaque, de contre-initiative à la table ou à mi-distance, et les jeux de défense particulièrement spectaculaires.
+Le nombre de pratiquants dans le monde est estimé en 2005 à plus de 260 millions[5], et la Fédération internationale de tennis de table (ITTF) regroupe plus de 200 nations et 34 millions de licenciés qui se rencontrent à tous les niveaux de compétition, du tournoi de club jusqu'aux championnats du monde en passant par le Pro tour, un ensemble de tournois organisés par l'ITTF se déroulant sur tous les continents et qui concrétise une professionnalisation au plus haut niveau.
+Le terme « ping-pong », bien que banni de la terminologie officielle, est resté très populaire et les joueurs sont toujours appelés des pongistes.
+Plusieurs hypothèses sont énoncées au sujet de l'étymologie du terme ping-pong. Néanmoins, l'explication la plus probable de ce mot composé serait une onomatopée dérivée du son de la balle apparue en 1884 en Extrême-Orient[6], de « ping », bruit du choc de la balle contre la raquette, et « pong », bruit du rebond sur la table[7]. Le terme est devenu une marque déposée par John Jacques de Croydon en 1900 suivant certaines sources[7] ou vers 1891 pour d'autres[8]. En Chinois le caractère utilisés, ping (乒 pīng) et le caractère pang (乓 pāng), sont classés dans les onomatopées, le premier utilisé pour le tir d'arme à feu, le second pour un claquement violent.
+Le « tennis de table », terme officiel de ce sport, est associé au tennis joué en miniature sur une table. À ses débuts, le terme tennis en salle était également utilisé[6].
+Le tennis de table trouve ses origines dans l'Angleterre de la fin du XIXe siècle. L'histoire la plus répandue sur la création du tennis de table est qu'au cours d'un dîner, des notables de la société victorienne discutant de tennis ont voulu montrer quelques schémas de jeu sur la table. Ils se sont alors servis d'un bouchon de champagne en guise de balle, des boites de cigare pour les raquettes et des livres pour le filet[9].
+Sa popularité croissante incite des fabricants de jeux à vendre des équipements. En 1890, l'Anglais David Foster introduit le premier jeu de tennis sur une table, suivi par Jacques Gossima en 1891[10]. Les premiers championnats nationaux sont organisés en Hongrie en 1897[8].
+D'après d'autres sources, ce serait l'Anglais John Jaques qui en 1901 invente le Ping Pong, ce qui conduit son entreprise familiale à produire des équipements. Ce nouveau jeu est appelé à l'époque gossima[11].
+Le tennis de table aurait été introduit en Chine, à Tianjin, dans les concessions européennes, dès 1901[réf. souhaitée].
+En 1901, James Gibb, un Anglais passionné par ce jeu, rapporte d'un voyage aux États-Unis une balle en celluloïd, plus légère que les balles en caoutchouc utilisées précédemment[6]. En 1902, E.C. Gould, autre Britannique, introduit pour la première fois des raquettes recouvertes de caoutchouc et de picots caoutchoutés[6]. Un magazine consacré au tennis de table parait brièvement en 1902[10].
+Avec la popularité grandissante du tennis de table, de nombreux tournois sont organisés. Les premiers matchs publics se disputent au Queen's Hall de Londres[6] et un championnat du monde officiel a lieu en 1902, la même année que la création de l'English Table Tennis, la fédération britannique de tennis de table. La discipline connaît à ce moment une montée de sa popularité en Allemagne, les premiers Championnats d'Europe ont lieu en 1907. Mais les activités sportives passent au second plan durant la Première Guerre mondiale.
+En 1921, la Table Tennis Association («Association de tennis de table») est créée en Angleterre, suivie par une fédération internationale, l'« International Table Tennis Federation » (ITTF) en 1926[12], dont le premier président est le britannique Ivor Montagu[13]. Les premiers championnats du monde ont lieu à Londres en 1926[14]. La fédération groupe alors l'Angleterre, la Hongrie, l'Autriche, l'Allemagne, la Tchécoslovaquie et la Suède[7]. Le premier champion du monde est le Hongrois Roland Jacobi et la première lauréate du championnat féminin est Maria Mednyanszky[12].
+À cette période, il n'est pas rare que des champions de tennis pratiquent aussi le tennis de table en compétition, comme le britannique Fred Perry qui gagne plusieurs tournois du grand chelem de tennis et est champion du monde de tennis de table en 1929. Ann Haydon-Jones remporte également sept titres du grand chelem de tennis dont trois en simple et est trois fois vice-championne du monde en tennis de table.
+La fédération française de tennis de table (FFTT) est créée en mars 1927, et les premiers français participeront, timidement, au championnat du monde de 1929 à Budapest. La section tennis de table UFOLEP a aussi fortement participé, par la suite, au développement de ce sport en France.[réf. nécessaire]
+La fédération autrichienne de tennis de table a été créée en 1930.
+Viktor Barna, Hongrois naturalisé Britannique arrivé en France en 1931, est pour beaucoup dans l'essor que le tennis de table connait à cette époque[15].
+Fin 1940, la FFTT est interdite par le Régime de Vichy selon son idéologie de Révolution nationale et est fusionnée en 1941 avec celle du tennis[16]. À noter que le tennis de table a été interdit en Union soviétique entre 1930 et 1950 environ, parce que les autorités pensaient qu'il était dangereux pour les yeux[17].
+Parmi les grands champions des débuts de l'histoire du tennis de table figure l'Austro-Britannique Richard Bergmann, un des plus grands défenseurs, sacré champion du monde en 1937, 1939, 1948 et 1950. Un joueur emblématique de cette époque est le Franco-Polonais Alojzy Ehrlich, 3 fois vice-champion du Monde, ou l'américain Marty Reisman resté fidèle aux raquettes sans mousse.
+Parmi les grandes joueuses, on peut citer la Roumaine Angelica Rozeanu, au palmarès impressionnant : 12 fois championne du monde en simples et en doubles, dont 6 de suite en simples dames (de 1950 à 1955), 5 fois championne du monde par équipes, 2 fois championne d'Europe en doubles dames. Elle fut internationale de 1936 à 1960.
+Le tennis de table est dominé par les pays de l'est de l'Europe dans les années 1930, en particulier les Hongrois avec des joueurs comme Viktor Barna ou Miklos Szabados, puis par les Japonais dans les années 1950, ce qui s'est concrétisé par leur domination lors des Championnat du monde par équipes de tennis de table entre 1954 et 1959.
+Les Japonais innovent en introduisant la mousse, qui permet des effets jusque-là inédits avec les raquettes classiques. La suprématie chinoise commence dans les années 1960, seulement interrompue par les Hongrois comme Tibor Klampar en 1979 et surtout les Suédois dans les années 1990 avec Jan-Ove Waldner et Jörgen Persson en particulier. Chez les femmes la roumaine Angelica Rozeanu domine la spécialité en remportant six titres consécutifs entre 1950 et 1955, record inégalé à ce jour. Entre 1952 et 1957, les Japonais fournissent plusieurs champions du monde dont le premier est Hiroji Satō, et réalisent même le podium parfait[Quoi ?] en 1956 à Tokyo. Les années 1960 voient apparaitre une première vague de champions chinois dont Zhuang Zedong, triple champion du monde en 1961, 1963 et 1965, impliqué dans la diplomatie du ping-pong[18] qui a contribué à l'amélioration des relations sino-américaines à cette période.
+En 1977, une évolution importante se produit, avec l'utilisation pour la première fois lors des championnats du monde de Birmingham du service lancé, appelé d'ailleurs « service chinois »[19] : le service devient un élément tactique essentiel alors qu'il n'est auparavant le plus souvent qu'une mise en jeu. C'est d'ailleurs lors de ces championnats du monde que la paire française Jacques Secrétin/Claude Bergeret emmenée par l'entraineur national Pierre Grandjean bat la paire japonaise en double mixte, et offre à la France son 1er titre de Champion du Monde, le titre en simple étant remporté par le japonais Mitsuru Kōno.
+À cette période se produit aussi la révolution de la colle : les Yougoslaves et les Hongrois commencent à utiliser de la colle avec solvants pour les revêtements appelée « colle rapide », ce qui procure une vitesse plus importante à la balle et raccourcit la durée des échanges. Par la suite les Hongrois dominent la discipline, avec István Jonyer qui introduit la technique du topspin, et Tibor Klampár qui est parmi les premiers à utiliser la colle rapide. Ce type de colle est interdite en 2008[20], à cause des effets nocifs des solvants.
+L'histoire du tennis de table peut être vue comme une succession d'avancées techniques (apparition du topspin, améliorations du matériel, méthodes d'entraînements, etc.) et de réajustements des règlements (passage aux sets de 11 points, règle du service le rendant plus lisible, augmentation de la taille de la balle, interdiction de la colle, etc.)
+L'équipe de Suède, emmenée par Jan-Ove Waldner, Jörgen Persson et Mikael Appelgren, remporte les championnats du monde par équipes en 1989 à Dortmund devant la République populaire de Chine, ainsi qu'en 1991 à Chiba et en 1993 à Göteborg, et une dernière fois en 2000 à Kuala Lumpur, intermède dans la domination chinoise qui ne s'est pas démentie depuis. L'école suédoise innove dans les méthodes d'entraînement[19], produisant des joueurs comme Stellan Bengtsson, champion du monde en 1971, Peter Karlsson, champion d'Europe ou Erik Lindh, médaillé olympique.
+Le tennis de table est devenu un sport olympique en 1988 à Séoul, et voit les premières médailles d'or attribuées au Coréen Yoo Nam-kyu et à la Chinoise Chen Jing, la Chine remportant le double messieurs, la Corée du Sud le double dames.
+En 1992, c'est le suédois Jan-Ove Waldner qui s'est imposé devant le français Gatien. La discipline s'est professionnalisée avec l'apparition du Pro Tour en 1996, et est dominée par les Asiatiques depuis 1995, avec comme représentant emblématique Wang Liqin, qui est une véritable star dans son pays, triple champion du monde en simple et longtemps numéro 1 mondial.  L'histoire du tennis de table actuel compte des champions européens comme le Belge Jean-Michel Saive, le Croate Zoran Primorac, l'Allemand Timo Boll, le Biélorusse Vladimir Samsonov, l'Autrichien Werner Schlager, champion du monde en 2003 ou encore le Danois Michael Maze, champion d'Europe en titre. Le tennis de table est dominé au niveau mondial par les Asiatiques, dont le Coréen Ryu Seung-min, mais surtout par les Chinois Ma Lin, Wang Liqin, Wang Hao, Ma Long no 1 en 2010, ou Zhang Jike champion du monde en 2011 et en 2013 à Paris, champion olympique en 2012 à Londres, et Wang Nan ou Zhang Yining chez les femmes.
+Le meilleur joueur du monde est en 2010 le Chinois Ma Long, la meilleure joueuse est la Chinoise Liu Shiwen. Il y a régulièrement cinq ou  six Chinois dans les dix premiers mondiaux aussi bien chez les hommes que chez les femmes[21], ce qui concrétise la domination des Chinois dans ce sport actuellement. En 2016 on trouve en  tête du classement mondial Ma Long, Fan Zhendong, Xu Xin et Zhang Jike, le premier non chinois étant l'allemand Dimitrij Ovtcharov.
+Le tennis de table se joue sur une table séparée au milieu par un filet. Chaque joueur est équipé d'une raquette.
+Le but de chaque joueur est de renvoyer la balle avec sa raquette sur la moitié adverse de la table afin de gagner la partie.
+Avant de débuter la partie, les deux joueurs commencent par une période d'adaptation de deux minutes maximum[R 1]. Cette période est faite d'échanges libres, sans comptage de points pour permettre aux deux adversaires de prendre en compte tous les paramètres comme l'éclairage ou le rebond de la balle sur la table.
+Cette période permet aussi de « tester » l'adversaire pour évaluer ses forces et faiblesses, et les caractéristiques de sa raquette en particulier.
+Une partie de tennis de table se déroule généralement en trois ou quatre manches gagnantes (dit parfois improprement un « set »).
+Chaque manche est composée d'une série d'échanges
+Un échange débute par une mise en jeu, aussi appelé « service » et se clôt lorsqu'un joueur marque le point.
+Une manche est gagnée par le premier joueur qui marque 11 points, avec au moins 2 points d'avance sur son adversaire (Exemple : 11-9, 11-3 etc.). Dans le cas ou un joueur n'a qu'un point d'avance, la manche continue jusqu'à qu'il y ait 2 points d'écarts. (Exemple : 12-10, 15-13 etc.)
+Le premier joueur qui a gagné le nombre de manches requises est déclaré vainqueur de la partie. Dans le cas de 3 manches gagnantes, les joueurs peuvent donc jouer jusqu'à 5 manches. Pour quatre manches gagnantes, ils peuvent avoir à jouer jusqu'à sept manches[R 2].
+Le premier joueur à servir est déterminé par tirage au sort.
+Au cours d'une manche, les adversaires alternent une série de deux services chacun tant que le score de 10-10 n'est pas atteint. Au-delà, l'alternance se fait à chaque échange.
+À la fin de chaque manche, les joueurs changent de côté, et le premier service de la manche est donné à celui qui n'a pas fait le premier service de la manche précédente. En conséquence, tout au long d'une partie, le premier service d'une manche est toujours du même côté de la table.
+Quand les joueurs sont à égalité avant d'avoir atteint le nombre de manches gagnantes (par exemple dans un jeu en trois manches gagnantes, chacun a gagné 2 manches), la dernière manche va servir à désigner le vainqueur. C'est pourquoi on l'appelle couramment la « belle ». Elle possède une règle particulière : les joueurs changent de côté de table dès que le premier d'entre eux a gagné 5 points[22]. Après ce changement, la partie continue normalement.
+Si une manche dure plus de dix minutes de jeu effectif et qu'un total de 18 points ou plus (c'est-à-dire qu'à 9-9 ou 10-8) n'a pas été marqués alors on applique la règle suivante : chacun sert alors à son tour, et le relanceur gagne le point s'il remet treize fois de manière régulière la balle sur la table.
+Cette règle limite de facto la durée d'un échange en favorisant la prise de risque.
+Un point est marqué par un joueur, si son adversaire[23]:
+Ou dans les autres cas plus rares suivant [R 3] :
+Les cas suivant ne sont pas des fautes :
+Pour qu'un service soit régulier, il doit respecter les règles suivantes :
+Au début du service, la balle doit reposer sur la paume de la main du serveur, qui doit être immobile et ouverte. Ensuite, la balle doit être lancée verticalement vers le haut et sans effet, à une hauteur de 16 cm (6 pouces) minimum. Enfin elle doit être frappée dans sa phase descendante[R 4] avec sa raquette de manière qu'elle rebondisse une fois sur sa surface puis, sans toucher le filet, rebondisse au moins une fois sur la surface adverse.[R 4]
+Depuis le début du service et jusqu’au moment où la raquette du joueur frappe la balle, la balle doit être au-dessus du niveau de la surface de jeu et derrière la ligne de fond du camp du joueur exécutant le service et elle ne doit être cachée par aucune partie du corps ou vêtement du joueur ou de son coéquipier en double, le joueur doit en particulier retirer immédiatement le bras lançant la balle. Le joueur doit faire en sorte que l'arbitre puisse vérifier que le service est régulier[R 4].
+Si un service est correct mais que la balle a touché le filet, le service est à remettre. On dit alors traditionnellement « let », mais le terme officiel en France est : « balle à remettre »[24]. Si la balle sort après avoir touché le filet, elle n'est pas à remettre, mais le point est perdu pour le serveur. Le nombre de « let » possibles à la suite est illimité.
+En cas d'incapacité physique, l'arbitre peut autoriser le joueur à servir sans respecter totalement ces points de règlement concernant le service[R 4]. C'est le cas de joueurs ayant perdu l'usage d'un bras et pouvant réaliser un service avec une seule main.
+Dans le jeu en double, 2 équipes de 2 joueurs s'affrontent.
+Chacun des joueurs doit renvoyer la balle à tour de rôle, sinon le point est perdu.
+Le service s'effectue systématiquement dans la même diagonale, le 1er rebond devant avoir lieu dans la partie droite de la table. Une fois effectués ses deux services, le joueur laisse la place de relanceur à son partenaire [R 5].
+En cas de comportement inacceptable de la part d'un joueur (langage inconvenant, coup sur la table, coup de pied, etc.), l'arbitre peut l'avertir (carton jaune), et en cas de récidive le pénaliser d'un point (carton jaune plus rouge), puis de deux points (carton jaune plus rouge), et le juge arbitre peut aller jusqu'à le disqualifier (carton rouge). En cas de perturbation (bruit gênant, deuxième balle faisant irruption dans l'aire de jeu, etc.), l'arbitre peut interrompre un échange. Si un joueur s'exprime bruyamment au cours d'un échange (cri, réflexion, etc.) l'arbitre peut ainsi remettre le point et/ou avertir le joueur, selon la gravité du comportement[R 1].
+En 1948[25], la règle d'accélération a été instituée. Cette règle est née à la suite de parties qui duraient plusieurs heures, notamment quand deux adversaires utilisaient le même style de jeu défensif. Les joueuses Ruth Aarons et Gertrude Pritzi se sont trouvées dans ce cas de figure lors de la finale des championnats du monde 1937 qui n'a pu les départager[26]. La partie qui vit s'affronter le Français Michel Haguenauer et le Roumain Marin Goldberger, ayant duré plus de sept heures et demie, est un autre exemple[27]. Actuellement, à la vitesse où vont les échanges, cette règle a rarement besoin d'être appliquée. Elle a tout de même été mise en œuvre par exemple lors de la finale du championnat de France 2009 en simple dames, en seizièmes de finale des Jeux olympiques de Rio en 2016 entre la Française Li Xue et la Néerlandaise Li Jie ou encore en 2018, lors de la finale des Championnats d'Europe Individuels féminins, dans le match opposant la Polonaise Li Qian à l'Ukrainienne Margaryta Pesotska.
+Dans le courant des années 1990[Quand ?], la règle du « touch » a été abolie. Cette règle consistait à accorder un point à l'adversaire si on touchait la balle ayant dépassé la ligne de fond avec la raquette ou la main qui la tenait[réf. souhaitée].
+En 2000, la balle est passée de 38 à 40 millimètres de diamètre[28]. L'intérêt de cette modification est de ralentir la balle et de rendre les échanges plus faciles à suivre.
+En 2001, le nombre de points nécessaires pour remporter une manche est passé de 21 points à 11 points[28]. Il est toujours nécessaire d'avoir deux points d'avance pour gagner la manche, mais le service change de côté tous les deux points au lieu de cinq auparavant. Dans les compétitions de niveau national, trois manches deviennent nécessaires pour gagner le match, contre deux manches en vingt-et-un points jusqu'alors. Au niveau international, quatre manches deviennent nécessaires au lieu de trois en vingt-et-un points jusqu'alors. Cette modification permet de rendre tous les points importants, même les premiers, ce qui rend le jeu plus attrayant à suivre. Elle rend également l'issue des matchs un peu plus incertaine, puisque cela laisse moins de temps pour entrer dans chaque set et que chaque point perdu peut s'avérer important.
+En 2003, les règles du service sont complétées par l'interdiction de masquer la balle pendant le service, le bras qui lance la balle devant ainsi être complètement enlevé[28]. Auparavant il était en effet possible de masquer la balle et son impact avec la raquette avec le bras ne tenant pas la raquette. Il est alors difficile pour un spectateur non averti de comprendre pourquoi le relanceur n'arrive même pas à remettre le service sur la table. L'intérêt de cette modification est donc de rendre les services plus clairs, y compris pour les spectateurs, et de favoriser un jeu basé sur des échanges plutôt que sur une bonne maîtrise de services surprenants.
+Depuis septembre 2008, la colle avec solvants organiques volatils (SOV) est interdite[20]. La liste des revêtements autorisés a également été revue : en particulier certains picots longs ne sont plus homologués[29].
+En 2014, la balle en PVC (ou balle en plastique) a fait son apparition, remplaçant la balle en celluloïd[30], au niveau mondial et ensuite dans les divisions inférieures. Son rebond est plus haut et elle émet un son plus aigu. Les effets en sont aussi affectés, réduisant un peu leur efficacité[30].
+Le sol doit être plat, c'est-à-dire sans bosses ou creux, et horizontal, il doit être bien fixé et non glissant. Il peut être manufacturé, collé ou en parquet; le parquet est accepté, mais est déconseillé car il peut être glissant. Les matériaux tels que le dallage, le carrelage, le linoléum, le béton, le bitume, l’enrobé, le ciment ainsi que les revêtements pelliculaires sans couche d’absorption des chocs, sont à éviter.
+La hauteur sans obstacle (luminaires, poutres, etc.) doit être de 4,5 mètres minimum ou de 5 mètres pour les championnats du monde ou d'Europe[R 6]. L'éclairage et la température de la salle doivent être corrects : au moins 1 000 lux sur toute la surface de la table pour les championnats du monde et les jeux olympiques, 600 lux pour les autres compétitions[R 7]. L'aire de jeu doit mesurer au minimum 12 × 6 m ou 14 × 7 m pour les Championnats du monde ou d'Europe[R 7].
+Les murs doivent être recouverts d'une teinte pastel, mate et uniforme sur au moins trois mètres de hauteur[R 6].
+Une table de compétition est rectangulaire, plane et horizontale. Elle mesure 2,74 mètres de long sur 1,525 mètre de large et le côté supérieur est situé à 76 cm au-dessus du sol[31]. La surface de jeu, appelée « plateau », est de couleur foncée et mate, généralement bleue ou vert foncé (plus généralement bleue aujourd'hui)[31]. Elle est entourée sur tous les bords par une bande blanche peinte de deux centimètres de large, appelée « ligne de fond » sur les bords les plus courts de la table, et « ligne de côté » pour les deux autres côtés[31]. Elle est divisée en deux camps identiques par un filet de 15,25 centimètres de haut, débordant de chaque côté[31]. Chaque demi-table est elle-même divisée en deux par une mince bande blanche de trois millimètres, qui ne sert qu'au service dans le cas du jeu en double[R 8].
+Pour les compétitions, la table doit être agréée en tant que telle. Dans ce cas, la mention « agréé » ou le logo « ITTF » sont indiqués sur les grands côtés de la table. La publicité éventuelle au niveau de la table, du filet ou des séparations est strictement règlementée[R 9].
+Les tables non agréées pour la compétition sont appelées « tables de loisir ». Elles ont souvent la dimension et la hauteur des tables réglementaires, mais elles sont moins chères car de moins bonne qualité : les piétements sont plus fragiles, le plateau est moins plan et moins épais, le bois est moins dense (la balle rebondit moins bien), les renforts sont faibles ou inexistants. En contrepartie, elles sont parfois en matière peu sensible aux intempéries (acier inoxydable par exemple), ce qui permet de jouer en extérieur ; on parle alors de table « tous temps ». Dans les écoles et les ensembles urbains, on trouve aussi des tables en béton avec « filet » en béton ou en métal.
+Il existe aussi des tables de petites dimensions dont on peut régler la hauteur, utilisées pour l'apprentissage du tennis de table aux jeunes enfants.
+C'est une sphère en celluloïd, ou autre matière plastique (polypropylène) aux propriétés voisines, de couleur orange ou blanche en compétition, elle pèse 2,7 g et a un diamètre de 40 mm (avant 2000, le diamètre de la balle était de 38 mm[32]). La balle doit respecter certaines conditions de rebond : lâchée de 30 cm au-dessus de la table, elle doit rebondir d'au moins 23 cm[R 10].
+Lors des compétitions officielles, les joueurs jouent avec des balles de catégorie « trois étoiles ». Ces balles sont de meilleure qualité, c'est-à-dire plus rondes et plus dures, elles sont également plus fragiles et plus chères que les balles ordinaires. Pour le loisir ou les séances d'entraînement, les joueurs utilisent des balles beaucoup moins chères, codifiées 2 étoiles, 1 étoile ou sans étoile.
+Malgré sa minceur (visible lorsqu'elle est déchirée), la balle apparaît très rigide. Il s'agit d'une propriété mécanique générale des surfaces courbes, appelées coques. C'est aussi le cas de la coque de certains fruits ou de la coquille des œufs ou des mollusques.
+Le président de l'ITTF, Adham Sharara, a souhaité trouver une alternative au celluloïd pour la fabrication des balles, en raison de la présence de solvants dangereux pour la santé et hautement inflammables. Les compétitions internationales utilisent les nouvelles balles en plastique depuis le 1er juillet 2014[33], une des premières compétitions concernées étant le championnat d'Europe qui s'est déroulé au Portugal en septembre 2014[34]. Deux types de balles en plastique existent: avec ou sans jointure. Désormais tous les principaux fabricants fournissent des balles plastiques agréés par l'ITTF.
+Des séparations, d'une hauteur uniforme d'environ 75 cm[R 11] entourent l'aire de jeu ou séparent les aires de jeu quand il y en a plusieurs. Ces petits « murs » sont très légers : un arceau de métal creux soutient une bâche plastique arrivant au ras du sol. Les séparations gardent les balles dans l'aire de jeu, pour limiter le déplacement et éviter qu'elles perturbent le déroulement d'un autre match. Sur ces séparations, les joueurs peuvent mettre une serviette pour s'essuyer le visage mais ne sont pas autorisés à mettre de quoi boire et manger.
+Le marqueur est un panneau composé de deux séries de chiffres, de 1 à 25 en général, utilisé par l'arbitre pour afficher le score de chaque joueur et le nombre de manches gagnées au cours d'un match. Une table d'arbitrage est utilisée pour poser le marqueur. La table est positionnée sur un des côtés de la table de jeu, face au filet et à environ 1 m d'écart de celui-ci. Dans les rencontres officielles, une feuille de match récapitule tous les matches et les résultats obtenus lors d'une rencontre entre deux équipes.
+Une pige permet de vérifier que le filet est à la hauteur réglementaire de 15,25 cm[R 12] et que les revêtements sur les raquettes ne dépassent pas le maximum autorisé de 4 mm pour la mousse et le caoutchouc[R 13].
+Séparations dans une salle d'entrainement.
+Arbitre utilisant un marqueur.
+Une pige pour contrôler la hauteur du filet et l'épaisseur des revêtements.
+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
+Le seul matériel indispensable à un pongiste est sa raquette et sa tenue de sport. Il doit en plus se munir de sa licence pour pouvoir participer à une compétition officielle.
+La tenue de jeu se compose d'un short ou d'une jupette, d'une chemisette, de chaussettes et de chaussures de sport « indoor ». Lorsque l'on fait partie d'un club, on doit également avoir le maillot du club pour les compétitions par équipe ou individuelles. En effet, le règlement impose que tous les joueurs d'une équipe d'un club portent le même maillot, de même que les deux joueurs d'un double s'ils sont du même club. La couleur du maillot doit être nettement différente de celle de la balle[R 14]. En dernier recours la décision de conformité de la tenue revient au juge arbitre de la rencontre[R 14].
+La forme de la raquette, sa dimension et son poids ne sont pas réglementés, seule l'épaisseur des revêtements est limitée à quatre millimètres[35].
+Les revêtements en caoutchouc mousse apparaissent en 1951 et inaugurent une modernisation du matériel jusqu’à nos jours avec les colles rapides à solvant qui seront interdites.
+Le corps de la raquette, appelé « bois », doit être plat et rigide. Au moins 85 % de son épaisseur totale doit être en bois naturel[R 13]. Les faces utilisées pour frapper la balle doivent être recouvertes d'un revêtement en caoutchouc d'un seul tenant, d'épaisseur et de couleur uniforme, une des faces est obligatoirement rouge vif, et l'autre noire. Entre le revêtement et le bois, il est fréquent d'avoir une épaisseur de mousse synthétique. Les fédérations publient chaque année une liste des revêtements autorisés[36].
+Les plaques et les bois sont choisis en fonction du style de jeu recherché : on distingue le jeu offensif (jeu rapide mais peu de contrôle de la balle), le jeu défensif (bon contrôle mais balles plus lentes) et le jeu allround (vitesse moyenne et contrôle correct). On considère généralement que les plaques sont responsables à 80 % du style de jeu, et le bois 20 %.
+Les joueurs pouvaient en plus utiliser des colles spéciales dont le solvant influe sur l'élasticité des plaques en gonflant les alvéoles de la mousse (le collage est interdit en compétition depuis 2008). Ceci avait pour résultat d'augmenter la vitesse de frappe ou l'amplitude des effets. Ces colles ne sont efficaces que quelques heures au mieux pour donner tout leur potentiel ; il existe aussi des colles rapides dont l'effet est de dix jours qui prennent un peu plus de temps pour sécher. Les colles à base de solvants (les « COV ») sont interdites dans toutes les compétitions par les règlements de l'ITTF depuis la fin des Jeux olympiques de Pékin en 2008.
+Les débutants utilisent souvent des raquettes achetées toutes faites (plaques et bois), peu chères car assemblées en série et facilement disponibles dans les grands magasins. Après un peu de pratique et une meilleure connaissance de son style de jeu, un joueur préfère une raquette personnalisée, c'est-à-dire dont il a choisi lui-même le bois et chacun des deux revêtements parmi les nombreux modèles proposés par les catalogues des fabricants.
+Pour désigner une raquette de tennis de table, on utilise parfois le terme « palette »[37].
+Le revêtement fait l'objet d'un soin particulier : c'est lui qui est au contact de la balle et qui donne le plus de sensations. Il se compose d'une surface extérieure au contact de la balle, et souvent d'une mousse synthétique intercalée entre cette surface et le bois de la raquette. Un revêtement possède deux caractéristiques : son adhérence (qualité du contact entre la balle et le revêtement) et la vitesse à laquelle il est capable de renvoyer la balle. En se combinant, ces caractéristiques se traduisent par les qualités suivantes recherchées par les pongistes : capacité à renvoyer la balle dans une direction précise (on parle de la capacité à bien placer la balle), capacité à donner de l'effet à la balle, et vitesse de renvoi.
+Pour les revêtements, la classification la plus courante et la plus évidente se base sur l'apparence physique du revêtement. Il existe ainsi :
+Certains revêtements de type "picots" sont devenus interdits par l'ITTF, jugés trop « gênants » et « incontrôlables » pour l'adversaire, en voici une liste :
+Mais le revêtement est aussi caractérisé par sa mousse, qui se situe sous le caoutchouc. Il existe divers types de mousses :
+Il est autorisé d'avoir un type de revêtement différent sur chaque face de la raquette. Seuls certains revêtements sont autorisés en compétition, la liste des revêtements autorisés est disponible sur le site de la fédération internationale. Il est obligatoire d'avoir une face rouge et une face noire afin de pouvoir différencier les revêtements utilisés par l'adversaire. De plus, un joueur peut avoir un seul côté muni d'un revêtement et laisser l'autre nu. Cependant il doit peindre son bois de la couleur opposée au revêtement et ne pas utiliser ce côté de la raquette sinon il perd le point[R 3].
+Le tennis de table, sport d'intérieur, ne nécessite rien d'autre qu'une raquette et la tenue décrite ci-dessus. C'est donc un sport relativement économique pour les débutants, d'autant plus que l'on peut commencer avec des raquettes peu onéreuses. Les joueurs peuvent acheter une housse de protection pour préserver les revêtements de l'usure et des chocs, des chaussures plus adaptées, une petite serviette de bain pour éponger la sueur. Parmi les achats habituels, on note : les balles d'entraînement, des revêtements de rechange (un des principaux investissements), de la colle rapide (qui accélère la vitesse et la rotation des balles mais qui n'est plus autorisée en compétitions) et un produit d'entretien pour revêtement avec son éponge. Les colles rapides à base de solvants volatils sont interdites dans le monde entier depuis le 1er septembre 2008[R 15] car les solvants utilisés sont nocifs.
+Pour les compétitions officielles, le joueur doit présenter sa licence avant le début de la compétition. Cette licence — au format d'une carte de crédit — affiche le numéro et le nom du club, son nom, son adresse, sa nationalité, son numéro de licencié, sa signature, son classement et sa catégorie.
+Le principal matériel vendu est le revêtement de raquette, du fait de son importance dans le toucher de balle et de son renouvellement fréquent lié à l'usure. Viennent ensuite le bois, les balles et les colles. Toutes les marques ont plusieurs produits à leur catalogue. La grande distribution ne vendant souvent que du matériel de débutant ou de loisir (peu cher mais peu performant), les clubs s'approvisionnent auprès de distributeurs spécialisés qui proposent l'ensemble des produits et diffusent souvent un catalogue papier en complément d'un site Internet.
+Parmi les principaux fournisseurs de matériels figurent[39] Andro, Banco, Tecno Pro, Butterfly, Sanwei, Cornilleau, Donic, Dr Neubauer, Friendship (revêtements uniquement), Joola, Nittaku (balles et revêtements), Donier, Schildkröt, Tibhar, TSP, Stiga, Yasaka (tables, balles et raquettes) ou DHS.
+Les joueurs occidentaux jouent principalement avec une prise de raquette européenne. Le manche est tenu dans la main, l'index est tendu le long du bois. Les joueurs asiatiques jouent surtout en prise porte plume. La raquette est tenue comme un « porte-plume ». Cette prise fait travailler dans un axe anatomique donnant beaucoup plus de mobilité, mais le côté revers (joué sur la même face que le coup-droit) est plus difficile à maîtriser. L'autre avantage est d'éviter le "point mort" qui existe lors du passage du coup droit avec le revers. Deux techniques existent en porte-plume, la technique « japonaise », où le majeur est étendu sur la face arrière de la raquette. Le manche est alors asymétrique, et une plaque de liège recouvre le côté non utilisé. Avec la technique chinoise, les doigts arrière sont repliés. Le manche est symétrique et très court. Les deux faces ont alors une mousse. Le joueur peut choisir sur chaque point ou selon qu'il est serveur ou relanceur avec quelle plaque il va jouer. Des joueurs chinois comme Jiang Jialiang, puis Liu Guoliang et Ma Lin, utilisant la prise porte-plume, sont capables de jouer très agressivement en topspin avec la face arrière. Certains joueurs comme Wang Hao ou Xu Xin ne jouent quasiment qu'en revers à l'envers. Néanmoins, beaucoup de jeunes chinois comme Ma Long utilisent la prise classique[40].
+Prise orthodoxe (ou classique).
+Prise porte-plume (ou chinoise).
+Prise japonaise (ou coréenne).
+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
+Dans les premiers temps, les raquettes étant en bois brut, la balle est contrôlée uniquement par l'inclinaison de la raquette au moment de l'impact et par la puissance de frappe. Puis, le plastique tendre avec picots, mais sans épaisseur, qui recouvre le bois permet d'amortir davantage les coups. En 1902, l'utilisation de mousses synthétiques (collées entre le bois et le revêtement extérieur) augmente la vitesse de propulsion. Ensuite l'arrivée des revêtements lisses (picot tourné vers l'intérieur) améliore l'adhérence entre la raquette et la balle. Ainsi, progressivement, les joueurs peuvent varier les effets sur la balle et accélérer la vitesse des échanges[41]. Les effets les plus courants sont le « coupé » et le « topspin ».
+Une balle coupée est frappée en mettant la raquette quasiment à l'horizontale et en passant en dessous de la balle[42]. La raquette part du haut et s'avance vers le bas et en avant. Le coupé peut se faire soit :
+Dans les deux cas, le but est d'empêcher l'adversaire d'attaquer dans de bonnes conditions. En effet, une balle coupée a tendance à « plonger » dans le filet après son rebond ; plus la balle est coupée et plus l'adversaire va être obligé de la lever pour passer le filet, avec une marge étroite d'action : s'il ne lève pas assez la balle, elle part dans le filet ; s'il la lève trop, elle risque de sortir de la table ou d'être haute, ce qui permet en retour une frappe facile. Cela donne un avantage si l'adversaire n'est pas assez attentif. Mais il faut faire attention au retour si l'adversaire est un joueur expérimenté.
+Variante apparue avec les raquettes à revêtement synthétique à picots (plus adhérent que les revêtements lisses), le topspin consiste à « frotter » la balle de bas en haut de manière à imprimer à la balle une rotation d'arrière en avant, c'est-à-dire que le contact entre la raquette et la balle soit le plus long possible grâce à un ample mouvement de « brosse » de sorte que la balle soit soumise à l'« effet Magnus »[43]. Un bon topspin est un compromis entre frotter la balle le plus finement possible et une accélération au moment de l'impact. Si la raquette possède un revêtement adhérent, la balle va tournoyer en prenant une trajectoire parabolique : après être montée, elle va plonger très rapidement et accélérer en touchant la table, ce qui est déstabilisant pour l'adversaire. Pour renvoyer la balle sur la table, celui-ci est obligé de « fermer » l'angle de sa raquette (ce qu'on appelle « faire un bloc »), sinon la balle repart en montant encore plus (à cause de l'effet lifté) et sort. Un échange de balle en topspin amène la balle à une vitesse approchant les 200 km/h[44].
+En général, lorsqu'un joueur reçoit une balle coupée longue, il renvoie soit en coupé soit en topspin.
+Il existe un coup appelé un « contre topspin ». Lorsqu'un joueur effectue un topspin, son adversaire peut effectuer un autre topspin (s'il en a le temps), c'est un coup de contre-attaque. On peut différencier le « contre-top » à la table du « contre-top » effectué à mi-distance de la table. Ces deux coups sont réservés aux joueurs de bon niveau, et nécessitent une condition physique et une réactivité importantes.
+Alternative au topspin, le side spin permet de donner un effet latéral à la balle en plus du lift[45]. Il s'effectue presque comme un coup classique mais la raquette doit frotter la balle sur le côté, de l'arrière vers l'avant. Cette technique est difficile à réaliser mais si l'adversaire n'est pas attentif, il peut facilement se faire surprendre car, au lieu de monter, la balle part sur le côté. On effectue généralement le side spin (ou « topspin latéral ») en coup droit. Ce coup est souvent une technique appréciée des gauchers, car leur side spin arrive sur le revers adverse, avec de l'effet latéral qui force l'adversaire à se déplacer.
+En prise porte-plume, le geste naturel du poignet favorise le side spin, et ce geste est aisé à réaliser pour une frappe dans la zone du ventre pongiste.
+Le plan de rotation de la balle est perpendiculaire à la trajectoire. Si on étudie le mouvement d'un point de la balle, il suit une trajectoire hélicoïdale.
+Du fait de la difficulté d'appliquer cet effet, on ne le retrouve qu'au service : le service dévié. Bien dosé, ce service permet à la balle de tourner à près de 90° au second rebond. La rotation peut être vers la gauche ou vers la droite.
+Théoriquement, le joueur n'imprime aucun effet à la balle, le geste se fait à plat et permet de faire un coup rapide, pour surprendre l'adversaire et essayer de finir le point.
+Le flip est effectué sur une balle courte, au-dessus de la table[46]. C'est surtout avec le poignet que s'effectue le mouvement. Pour renvoyer une balle coupée, le flip est exécuté en passant par-dessous et en portant la balle avec le poignet : c'est un flip porté qui a pour caractéristique de retourner l'effet coupé à l'adversaire tout en envoyant une balle rapide. Si le service est lifté ou mou, on peut flipper en donnant une petite claque à la balle. Il est toujours long mais peut aussi être joué très croisé. Cependant, le flip n'est pas qu'une remise de service: il peut, en effet, être effectué sur n'importe quelle balle courte d'un échange. Le flip peut être exécuté du coup droit ou du revers. Dans les deux cas, avancer la jambe droite pour les droitiers et la jambe gauche pour les gauchers permet de gagner en « allonge ».
+Des variantes du flip existe comme le flip "banane" qui donne un effet latérales à la balle.
+Si la balles est très coupée, un topsin revers est souvent préférable.
+Il existe plusieurs tactiques de base au tennis de table. Les principales sont l'attaque, la défense et la contre-initiative. La distance par rapport à la table, appelée « ligne de sol », est un des principaux critères pour définir le système de jeu d'un pongiste[47].
+Le jeu d'attaque consiste à prendre un maximum de risques dans le but de prendre son adversaire de vitesse. Les coups principalement utilisés par les attaquants sont le topspin et la frappe. Les revêtements de raquette utilisés par les attaquants sont des backsides très rapides avec une grosse épaisseur de mousse. L'Allemand Timo Boll ou le Français Jean-Philippe Gatien sont des joueurs offensifs dont le système de jeu est basé sur une grande prise de risque en coup droit[48].
+Le jeu de défense consiste à provoquer la faute chez l'adversaire. Il s'agit en effet de remettre les coups offensifs de l'adversaire (topspin et frappe) le plus souvent possible afin que ce dernier finisse par commettre une faute. Les coups principalement utilisés par les défenseurs sont la poussette et la défense. Cette dernière est efficace lorsque le défenseur maîtrise la variation des effets : en effet, la défense peut être coupée, molle ou liftée. La défense molle est un coup très utile car, hormis le coup de poignet, elle s'exécute comme la défense coupée. Les joueurs pratiquant ce système de jeu jouent loin de la table et utilisent souvent une raquette combinée avec un backside mi-lent (pour attaquer et défendre) et un picot-long. À haut niveau, les défenseurs ne peuvent se contenter de jouer en défense et sont donc capables de prendre l'initiative et d'effectuer des coups offensifs efficaces. On peut citer comme exemples typiques de joueurs défenseurs le Sud-Coréen Joo Se Hyuk[47] ou l'Autrichien Chen Weixing.
+Le jeu de contre-initiative consiste à laisser l'initiative du jeu à l'adversaire afin de le contrer. Les coups principalement utilisés dans ce système de jeu sont les blocs et les contre-tops. Les principaux joueurs de contre-initiative sont le Suédois Jan-Ove Waldner et le Chinois Wang Tao.
+Les bons joueurs savent utiliser les placements pour se mettre en position de force par rapport à l'adversaire, c'est-à-dire être toujours à la bonne distance de la balle quand elle arrive sur son côté de table, et à obliger l'adversaire à se mettre dans une position difficile pour lui : trop loin de la table ou trop sur le côté. Il s'agit de le faire se déplacer pour qu'il se fatigue, qu'il soit surpris ou qu'il perde de la précision ; en général cela consiste à le « balader » (terme consacré) de gauche à droite de la table ou à l'obliger à reculer puis à avancer précipitamment dans l'espoir qu'il se fatigue ou qu'il rate son renvoi. Le « ventre pongiste » (balle arrivant sur le joueur) est une zone où l'adversaire a le moins de possibilité de renvoyer une balle puissante, et qui permet de se procurer par la suite une balle d'attaque[48].
+Le choix des revêtements influence la tactique de jeu :
+Certains revêtements sont réputés pour déstabiliser l'adversaire. Bien utilisées, ces plaques permettent de déstabiliser un adversaire peu habitué à leur action. Cependant, pour être correctement utilisées, elles nécessitent une longue habitude d'utilisation et présentent malgré tout des faiblesses qu'un adversaire entraîné saura exploiter. Exemple :
+Le service est aussi un moment tactique crucial. Le serveur dispose d'un avantage important sur son adversaire puisque c'est lui qui décide de la vitesse et de l'effet donné à la balle, il prépare donc déjà sa deuxième balle. Il est impératif pour un joueur de soigner son service, car contrairement au tennis, le serveur ne bénéficie pas d'un deuxième service. Le plus souvent le service est accompagné d'un effet lifté, coupé ou latéral. Il permet au joueur qui sert d'obtenir de la part de son adversaire un « retour » qui lui convient[50].
+La voie est étroite entre un service réussi mais trop facile pour l'adversaire qui prend ainsi le contrôle de l'échange, et un service rapide ou avec beaucoup d'effet, mais difficile à réussir. Bien servir est un apprentissage long et difficile, et se travaille au panier de balles durant de longues séances. Les entraîneurs diront que le service est le tiers du point car après avoir fait un service gênant on obtient généralement une balle facile à jouer qui permet de clore le point (trois touches de balle pour faire un point).
+De nombreux types de service sont possibles[51] : service coupé (souvent court), lifté (court ou long), rentrant (court ou long), « service mou » (court ou long), latéral (court ou long), service « marteau » (court ou long, lent ou rapide), service « sauté » (long et lent), service sortant (court ou long et lent ou rapide), service « bombe » (service très rapide auquel un des effets précédents peut être ajouté), etc.
+Tous ces services peuvent être effectués du coup droit ou du revers (sauf le rentrant qui est un service coup droit).
+D'après une étude réalisée par François Orfeuil, entraîneur national[52], 23 % des points sont gagnés en une balle (service ou remise de service) et 35,6 % en deux balles (service ou remise puis coup fort) ce qui montre bien l'importance du service dans le tennis de table moderne.
+Une compétition est un moment d'intense activité musculaire, cardiaque et nerveuse, et la consommation d'énergie est importante. Il est important de penser à renouveler cette déperdition (boisson, nourriture légère) et de savoir réguler ses efforts pour rester performant sur l'ensemble des parties à jouer. Il existe une préparation spécifique pour le tennis de table, qui nécessite des efforts brefs mais intenses et répétés[53].
+Le principal risque d'accident ou blessure est l'entorse de la cheville ou les différentes pathologies du poignet. Les seules contre-indications sont anatomiques (lombalgies) ou physiologiques de type cardiaques[54]. Il est possible de pratiquer y compris en compétition jusqu'à un âge relativement avancé, comme le montre l'exemple de Marty Reisman, champion des États-Unis à l'âge de 67 ans.
+Il y a plusieurs types d'entraînement. Une première méthode est l'entraînement individuel, avec des paniers de balles et un robot ou avec un entraîneur[55]. Une autre technique plus classique pour s'entraîner est l'entraînement avec un partenaire pour travailler les schémas de jeu.
+L'intérêt de l'entraînement est d'acquérir une bonne technique de frappe (bonne position du corps et de la raquette) adaptée au résultat recherché (attaque, défense, etc.) et utilisable quasiment sans réflexion (acquisition d'automatismes). Les automatismes, indispensables pour un jeu où la balle atteint des vitesses difficiles à suivre pour l'œil, s'acquièrent à l'entraînement grâce à la répétition d'un même geste, l'entraîneur étant là pour montrer la bonne position du corps et de la raquette.
+Cependant un des points essentiels d'un entraînement efficace est de varier les situations et les partenaires d'entraînement, car la répétitivité de certains enchaînements peut conduire à un manque d'adaptation à des situations nouvelles ; d'autre part la répétitivité limite le développement des habiletés motrices, et peut nuire également à la motivation des joueurs[19].
+Les joueurs licenciés se voient attribuer un classement reflétant en principe leur niveau, et permettant en particulier de les répartir en différentes catégories lors de compétitions ou de tournois. Le système est différent suivant les pays ; pour les compétitions internationales, la fédération internationale publie un classement chaque mois[56], basé sur les résultats des joueurs lors des compétitions officielles. Les principales compétitions internationales sont le championnat du monde individuel et par équipes qui ont lieu tous les deux ans en alternance, et le tournoi olympique depuis 1988 où sont décernés quatre titres : simple messieurs, simple dames, doubles masculins et féminins jusqu'en 2004, par équipes depuis 2008. En marge de ces compétitions les plus prestigieuses, la Coupe du monde de tennis de table réunit tous les ans seize participants, dont les champions de chaque continent et les meilleurs joueurs du moment. Le système de classement international est utilisé jusqu'aux compétitions continentales comme le Championnat d'Europe de tennis de table ou le Pro Tour, qui est une série de tournois organisés dans différents pays pour les pongistes professionnels.
+En Belgique le système de classement est basé sur un code composé d'une lettre et un chiffre, avec des variantes suivant la fédération considérée. En France, les joueurs licenciés sont répartis en trois séries : la série nationale comprend les joueuses numérotées 1 à 300 et les joueurs numérotés 1 à 1 000, la série régionale qui comprend les joueuses et joueurs classés 13 et plus et non numérotés (ayant donc plus de 1 300 points, et moins de 2060 points environ), et la série départementale qui comprend les joueuses et joueurs classés 12 à 5. Un joueur ou une joueuse commençant le tennis de table démarre avec 500 points sur sa licence. Il ou elle est donc « classé(e) 5 ». Chaque partie remportée rapporte entre 0 et 40 points qu'il faut pondérer par un coefficient en fonction du type de compétition; chaque partie perdue coûte entre 0 et 29 points selon la différence de points avec l'adversaire (suivant le coefficient de la compétition cela peut être plus). Une victoire sur un joueur mieux classé est appelé une performance ou une « perf » dans le langage courant. Une défaite contre un joueur moins bien classé est appelée une contre-performance ou plus simplement une « contre ». En Suisse, les joueurs licenciés reçoivent un classement composé d'une lettre et d'un nombre, allant de D1 (le moins fort) à A20 (le plus fort) : D1-D5, C6-C10, B11-B15, A16-A20. Un classement par points (appelé Ranking) existe pour les joueurs classés A ou B.
+La japonaise Ai Fukuhara a détenu le record du plus grand nombre d'échanges en 1 minute avec 173 touches de balles; ce record a depuis été battu par les japonaises Mima Ito et Tacshow Araj avec 180 touches de balle en une minute le 13 novembre 2011[57],[58]. Ce record a été battu encore une fois lors de l'Open du Qatar par Li Jie et Hitomi Sato lors d'un échange durant 10 minutes et 13 secondes avec pas moins de 766 touches de balle[59],[60] Le plus grand nombre d'échanges en 24 heures est détenu par le Français Emmanuel Crétier avec 53 630 échanges lors du Téléthon 2013[61]. Le plus long match en simple a duré 132 heures et 31 minutes[62], par Danny Price et Randy Nunes, dans le New Jersey, aux États-Unis, entre le 20 et le 26 août 1978 (hors règle d'accélération, instaurée en 1948). Le set le plus long disputé lors des Jeux olympiques depuis le passage aux sets de 11 points a été remporté par le Slovène Bojan Tokič contre l'Allemand Dimitrij Ovtcharov en 26 minutes sur le score de 33-31 au 4e tour du tournoi en simple des Jeux olympiques d'été de 2016[63].
+Les plus célèbres et les meilleurs pongistes mondiaux sont recensés dans le Temple de la Renommée à Lausanne.
+Seuls une dizaine de pongistes ont réussi le Grand Chelem. Parmi eux, un seul n'est pas Chinois, il s'agit du Suédois Jan-Ove Waldner.
+Le Chinois Ma Long, numéro 1 mondial en 2017 et vainqueur du Grand Chelem, est le pongiste qui est resté le plus longtemps à la première place mondiale, totalisant en juillet 2017, 60 mois en haut du classement[64],[13].
+Dès le début de l'histoire du tennis de table, les compétitions ont comporté des catégories réservées aux féminines : première édition des championnats du monde en 1926 ou des championnats de France en 1928.
+Une des caractéristiques (partagée avec d'autres sports de raquette) est l'existence de compétitions de double mixte. Cependant les titres mixtes ne sont plus disputés lors de compétitions comme les championnats de France depuis 2007 ou les championnats d'Europe depuis 2008.
+Le tennis de table est un des sports où le taux de pratique par les femmes est le plus faible, avec seulement 30 %[65], soit moins que le basket-ball (33 %)  ou le tennis (32 %)[65]. Le pourcentage est encore plus faible si on tient compte uniquement des licenciées, à savoir 17 %, et même seulement 11,4 % si on ne comptabilise que des licences traditionnelles[66]. En France, les féminines représentent 17 % de l'effectif total des licenciés[67]. Cela est dû à des causes multiples, dont l'aspect duel lié à la compétition est probablement le plus important. Une étude de l'INSEP[68] montre que les hommes sont davantage motivés par la compétition que les femmes. La plupart des joueuses pratiquant le tennis de table depuis moins de deux ans considèrent cette activité plutôt comme un loisir ou un amusement[69], mais celles qui le pratiquent depuis plus de cinq ans se sentent plus concernées par des notions de progression et de compétition. Il faut noter que les instances dirigeantes, aussi bien nationales qu'internationales, se préoccupent de promouvoir la participation féminine au tennis de table, qu'elles ont bien perçu que c'est un enjeu majeur pour le développement de ce sport[70]. Elles tentent d'atteindre l'objectif du Comité international olympique d'assigner au moins 20 % de femmes aux postes cadres[70]. Le premier tournoi spécifiquement féminin a sans doute eu lieu dès 1931, mais la tendance a été rapidement l'organisation de compétitions mixtes[69]. Le premier classement publié en 1928 montre bien la place accordée aux femmes, avec la présence de sept joueuses aux côtés des 19 joueurs de première série de l'époque, dont la plupart pratiquaient aussi le tennis[69].
+Au niveau mondial, ce sont les chinoises qui dominent de loin la discipline, en occupant les meilleures places du classement mondial[71] et les titres mondiaux depuis de longues années: il faut remonter à 1993 pour trouver une championne du monde non chinoise, il s'agissait de la coréenne Hyun Jung-hwa, c'est d'ailleurs le seul titre qui a échappé aux chinoises depuis 1979. Un effort particulier avait été réalisé en Chine dans les années 1960 pour amener les jeunes filles à la pratique de la discipline[72].
+Le tennis de table féminin se joue généralement en rythme et plus proche de la table que le style de jeu masculin. Il y a moins d'effet dans la balle et moins de puissance sur les frappes. Les joueuses à haut niveau sont plutôt axées sur la vitesse, le placement et le contrôle[73]. Le système de jeu basé uniquement sur le bloc se retrouve uniquement chez les féminines[74].
+Il existe une discipline, le « hardbat », qui ressemble au tennis de table des années 1940 : seuls les revêtements à picots courts sans mousse sont autorisés, comme à l'époque de « l'Âge d'Or » (Golden Era) des années 1930-1940, avant l'apparition de la mousse dans les années 1950. Un des joueurs emblématiques de cette discipline est l'américain Marty Reisman.
+L'ultimate ping, originaire d'Allemagne, est une variante qui se joue sur quatre tables mises côte à côte, avec un filet deux fois plus haut et plus large que le filet habituel: 350 cm de longueur sur 32 cm de hauteur[75].
+Le bière-pong (en anglais Beer pong) est un jeu à boire d'origine américaine dans lequel les joueurs doivent lancer une balle de ping-pong à la main sur une table pour la faire tomber dans l'un des verres à bière situés à l'autre extrémité.
+Le headis ou tennis de tête est une variante qui se joue avec un ballon de football sur une table de ping-pong, le jeu conserve les mêmes règles que le tennis de table.
+Mao Zedong, qui a encouragé la pratique du tennis de table en Chine (30 millions de pratiquants), a dit : « Considérez la balle comme la tête de votre ennemi capitaliste. Tapez dedans avec votre raquette socialiste et vous aurez gagné un point pour la mère patrie[76]. »
+En 1971, les Chinois ont invité les joueurs américains à un tournoi en République populaire de Chine. C'est ce qu'on appelle à cette époque la « diplomatie du ping-pong ». Elle est suivie par la première visite d'un président des États-Unis en Chine, Richard Nixon.
+Le tennis de table apparaît au cinéma dans des films comme Forrest Gump où il est fait allusion à la « diplomatie du ping-pong », ou d'autres comme Match Point (2005), Mongolian Ping Pong (2006), Balles de feu (2007) ou Pingpong, prix de la Semaine de la critique au Cannes en 2007.
+La diffusion à la télévision française est relativement confidentielle, avec par exemple 53 minutes de temps d'antenne consacré à ce sport en 2003[77], à comparer aux 152 heures consacrées au tennis cette même année.
+Des chaînes sportives diffusent ponctuellement les grands évènements comme les Jeux olympiques, les Championnats du monde de tennis de table ou les épreuves du pro-tour[78], en particulier sur Eurosport[79] en Europe et CCTV-5 en République populaire de Chine. De plus en plus de compétitions sont diffusées en streaming[80].
+Il existe également plusieurs mangas consacrés à ce thème, comme Ping Pong de Taiyō Matsumoto.Un manga Nommée "Full drive" fit son apparition dans les Shonen Jump mais celui-ci fut arrêter.
+Sur un réseau informatique, le « ping » est une commande qui envoie un message à un serveur pour savoir si ce serveur est opérationnel. Si oui, le serveur enverra une réponse, parfois appelée "pong" dans certains protocoles de communication. Si non, aucune réponse n'a lieu et le serveur est considéré comme étant hors service.
+Le ping-pong a inspiré le premier jeu vidéo à succès, Pong, jeu de tennis de table virtuel.
+Le tennis de table est une activité de loisir très répandue[81], du fait de son faible coût et de sa simplicité. Sa pratique s'est répandue de façon à peu près égale dans toutes les catégories socio-culturelles[82]. 17 % des familles en France possèdent une table de ping-pong[2] et on estime à plus de trois millions le nombre de pratiquants occasionnels[8]. La plupart des campings proposent une table d'extérieur. Une des variantes souvent pratiquée est la partie « tournante »[83], lorsque les joueurs tournent autour de la table en renvoyant la balle chacun son tour, le joueur ne renvoyant pas correctement la balle étant éliminé. La pratique en loisir est reconnue pour contribuer à la diminution du stress et améliorer la qualité de vie, en particulier dans certains types de handicaps[84]. À l'intérieur même des start-up, ou bien à l'université, le tennis de table est une activité très largement répandue. Les pratiquants utilisent des tables du quotidien sur lesquelles ils installent un filet. Il y a très peu de règles et les matchs sont relativement courts pour pouvoir affronter un maximum de partenaires (matchs en 3 points en général).
+La Fédération internationale de tennis de table (ITTF) est structurée en cinq fédérations continentales, qui rassemblent 207 fédérations nationales au total, réparties de la façon suivante:
+Il n'y a pas de fédération pour l'Amérique du Nord, mais des fédérations nationales, dont USA Table Tennis (USATT) aux États-Unis, et Table Tenis Canada (TTCAN) au Canada.
+Le président actuel de la Fédération internationale est l'Allemand Thomas Weikert depuis 2014, qui a succédé au Canadien Adham Sharara qui avait présidé la fédération pendant 15 ans[91]
+Le tennis de table est l'un des sports les plus populaires du monde : plus de dix millions de joueurs participent à des tournois chaque année[92]. Le nombre de pratiquants est estimé à vingt-deux millions dans le monde, ce qui placerait le tennis de table au 6e rang mondial[1].
+Pour la France, l'évolution du nombre de licenciés par sport est visible sur la page Sport en France#Nombre de pratiquants et nombre de licenciés
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+Le tennis de table, aussi appelé « ping-pong », est un sport de raquette opposant deux ou quatre joueurs autour d'une table. Le tennis de table est une activité de loisir, mais c'est également un sport olympique depuis 1988.
+Il existe plusieurs dénominations de ce sport à travers le monde : ping pang qiu (乒乓球, pīng pāng qiú, « balle ping-pang »), en République populaire de Chine et République de Chine (Taïwan), les caractères étant assez particuliers puisqu'ils représentent des raquettes face à face, ou également en Chine zhuo qiu (卓球, zhuō qiú, « balle de table »), qui se prononce au Japon takkyū (卓球?). Le mot ping-pong proviendrait de la marque commerciale sous laquelle le jeu est produit aux États-Unis au début du XXe siècle[3],[4]. Le terme « ping-pong » est plutôt utilisé pour désigner le jeu de loisirs, alors que « tennis de table » est utilisé pour désigner la pratique sportive. Un pratiquant de ce sport, y compris en compétition, s'appelle un « pongiste ».
+L'histoire de ce sport d'origine britannique est marquée par une série d'évolutions techniques (nature des revêtements de raquettes, introduction puis interdiction d'usage de la colle rapide) qui ont conduit à des innovations dans le style de jeu (utilisation de la « prise porte plume » par les Hongrois puis les Asiatiques) et dans les tactiques employées au plus haut niveau comme l'apparition du topspin dans le courant des années 1970. Le tennis de table moderne permet une grande variété de systèmes de jeu, avec les jeux d'attaque, de contre-initiative à la table ou à mi-distance, et les jeux de défense particulièrement spectaculaires.
+Le nombre de pratiquants dans le monde est estimé en 2005 à plus de 260 millions[5], et la Fédération internationale de tennis de table (ITTF) regroupe plus de 200 nations et 34 millions de licenciés qui se rencontrent à tous les niveaux de compétition, du tournoi de club jusqu'aux championnats du monde en passant par le Pro tour, un ensemble de tournois organisés par l'ITTF se déroulant sur tous les continents et qui concrétise une professionnalisation au plus haut niveau.
+Le terme « ping-pong », bien que banni de la terminologie officielle, est resté très populaire et les joueurs sont toujours appelés des pongistes.
+Plusieurs hypothèses sont énoncées au sujet de l'étymologie du terme ping-pong. Néanmoins, l'explication la plus probable de ce mot composé serait une onomatopée dérivée du son de la balle apparue en 1884 en Extrême-Orient[6], de « ping », bruit du choc de la balle contre la raquette, et « pong », bruit du rebond sur la table[7]. Le terme est devenu une marque déposée par John Jacques de Croydon en 1900 suivant certaines sources[7] ou vers 1891 pour d'autres[8]. En Chinois le caractère utilisés, ping (乒 pīng) et le caractère pang (乓 pāng), sont classés dans les onomatopées, le premier utilisé pour le tir d'arme à feu, le second pour un claquement violent.
+Le « tennis de table », terme officiel de ce sport, est associé au tennis joué en miniature sur une table. À ses débuts, le terme tennis en salle était également utilisé[6].
+Le tennis de table trouve ses origines dans l'Angleterre de la fin du XIXe siècle. L'histoire la plus répandue sur la création du tennis de table est qu'au cours d'un dîner, des notables de la société victorienne discutant de tennis ont voulu montrer quelques schémas de jeu sur la table. Ils se sont alors servis d'un bouchon de champagne en guise de balle, des boites de cigare pour les raquettes et des livres pour le filet[9].
+Sa popularité croissante incite des fabricants de jeux à vendre des équipements. En 1890, l'Anglais David Foster introduit le premier jeu de tennis sur une table, suivi par Jacques Gossima en 1891[10]. Les premiers championnats nationaux sont organisés en Hongrie en 1897[8].
+D'après d'autres sources, ce serait l'Anglais John Jaques qui en 1901 invente le Ping Pong, ce qui conduit son entreprise familiale à produire des équipements. Ce nouveau jeu est appelé à l'époque gossima[11].
+Le tennis de table aurait été introduit en Chine, à Tianjin, dans les concessions européennes, dès 1901[réf. souhaitée].
+En 1901, James Gibb, un Anglais passionné par ce jeu, rapporte d'un voyage aux États-Unis une balle en celluloïd, plus légère que les balles en caoutchouc utilisées précédemment[6]. En 1902, E.C. Gould, autre Britannique, introduit pour la première fois des raquettes recouvertes de caoutchouc et de picots caoutchoutés[6]. Un magazine consacré au tennis de table parait brièvement en 1902[10].
+Avec la popularité grandissante du tennis de table, de nombreux tournois sont organisés. Les premiers matchs publics se disputent au Queen's Hall de Londres[6] et un championnat du monde officiel a lieu en 1902, la même année que la création de l'English Table Tennis, la fédération britannique de tennis de table. La discipline connaît à ce moment une montée de sa popularité en Allemagne, les premiers Championnats d'Europe ont lieu en 1907. Mais les activités sportives passent au second plan durant la Première Guerre mondiale.
+En 1921, la Table Tennis Association («Association de tennis de table») est créée en Angleterre, suivie par une fédération internationale, l'« International Table Tennis Federation » (ITTF) en 1926[12], dont le premier président est le britannique Ivor Montagu[13]. Les premiers championnats du monde ont lieu à Londres en 1926[14]. La fédération groupe alors l'Angleterre, la Hongrie, l'Autriche, l'Allemagne, la Tchécoslovaquie et la Suède[7]. Le premier champion du monde est le Hongrois Roland Jacobi et la première lauréate du championnat féminin est Maria Mednyanszky[12].
+À cette période, il n'est pas rare que des champions de tennis pratiquent aussi le tennis de table en compétition, comme le britannique Fred Perry qui gagne plusieurs tournois du grand chelem de tennis et est champion du monde de tennis de table en 1929. Ann Haydon-Jones remporte également sept titres du grand chelem de tennis dont trois en simple et est trois fois vice-championne du monde en tennis de table.
+La fédération française de tennis de table (FFTT) est créée en mars 1927, et les premiers français participeront, timidement, au championnat du monde de 1929 à Budapest. La section tennis de table UFOLEP a aussi fortement participé, par la suite, au développement de ce sport en France.[réf. nécessaire]
+La fédération autrichienne de tennis de table a été créée en 1930.
+Viktor Barna, Hongrois naturalisé Britannique arrivé en France en 1931, est pour beaucoup dans l'essor que le tennis de table connait à cette époque[15].
+Fin 1940, la FFTT est interdite par le Régime de Vichy selon son idéologie de Révolution nationale et est fusionnée en 1941 avec celle du tennis[16]. À noter que le tennis de table a été interdit en Union soviétique entre 1930 et 1950 environ, parce que les autorités pensaient qu'il était dangereux pour les yeux[17].
+Parmi les grands champions des débuts de l'histoire du tennis de table figure l'Austro-Britannique Richard Bergmann, un des plus grands défenseurs, sacré champion du monde en 1937, 1939, 1948 et 1950. Un joueur emblématique de cette époque est le Franco-Polonais Alojzy Ehrlich, 3 fois vice-champion du Monde, ou l'américain Marty Reisman resté fidèle aux raquettes sans mousse.
+Parmi les grandes joueuses, on peut citer la Roumaine Angelica Rozeanu, au palmarès impressionnant : 12 fois championne du monde en simples et en doubles, dont 6 de suite en simples dames (de 1950 à 1955), 5 fois championne du monde par équipes, 2 fois championne d'Europe en doubles dames. Elle fut internationale de 1936 à 1960.
+Le tennis de table est dominé par les pays de l'est de l'Europe dans les années 1930, en particulier les Hongrois avec des joueurs comme Viktor Barna ou Miklos Szabados, puis par les Japonais dans les années 1950, ce qui s'est concrétisé par leur domination lors des Championnat du monde par équipes de tennis de table entre 1954 et 1959.
+Les Japonais innovent en introduisant la mousse, qui permet des effets jusque-là inédits avec les raquettes classiques. La suprématie chinoise commence dans les années 1960, seulement interrompue par les Hongrois comme Tibor Klampar en 1979 et surtout les Suédois dans les années 1990 avec Jan-Ove Waldner et Jörgen Persson en particulier. Chez les femmes la roumaine Angelica Rozeanu domine la spécialité en remportant six titres consécutifs entre 1950 et 1955, record inégalé à ce jour. Entre 1952 et 1957, les Japonais fournissent plusieurs champions du monde dont le premier est Hiroji Satō, et réalisent même le podium parfait[Quoi ?] en 1956 à Tokyo. Les années 1960 voient apparaitre une première vague de champions chinois dont Zhuang Zedong, triple champion du monde en 1961, 1963 et 1965, impliqué dans la diplomatie du ping-pong[18] qui a contribué à l'amélioration des relations sino-américaines à cette période.
+En 1977, une évolution importante se produit, avec l'utilisation pour la première fois lors des championnats du monde de Birmingham du service lancé, appelé d'ailleurs « service chinois »[19] : le service devient un élément tactique essentiel alors qu'il n'est auparavant le plus souvent qu'une mise en jeu. C'est d'ailleurs lors de ces championnats du monde que la paire française Jacques Secrétin/Claude Bergeret emmenée par l'entraineur national Pierre Grandjean bat la paire japonaise en double mixte, et offre à la France son 1er titre de Champion du Monde, le titre en simple étant remporté par le japonais Mitsuru Kōno.
+À cette période se produit aussi la révolution de la colle : les Yougoslaves et les Hongrois commencent à utiliser de la colle avec solvants pour les revêtements appelée « colle rapide », ce qui procure une vitesse plus importante à la balle et raccourcit la durée des échanges. Par la suite les Hongrois dominent la discipline, avec István Jonyer qui introduit la technique du topspin, et Tibor Klampár qui est parmi les premiers à utiliser la colle rapide. Ce type de colle est interdite en 2008[20], à cause des effets nocifs des solvants.
+L'histoire du tennis de table peut être vue comme une succession d'avancées techniques (apparition du topspin, améliorations du matériel, méthodes d'entraînements, etc.) et de réajustements des règlements (passage aux sets de 11 points, règle du service le rendant plus lisible, augmentation de la taille de la balle, interdiction de la colle, etc.)
+L'équipe de Suède, emmenée par Jan-Ove Waldner, Jörgen Persson et Mikael Appelgren, remporte les championnats du monde par équipes en 1989 à Dortmund devant la République populaire de Chine, ainsi qu'en 1991 à Chiba et en 1993 à Göteborg, et une dernière fois en 2000 à Kuala Lumpur, intermède dans la domination chinoise qui ne s'est pas démentie depuis. L'école suédoise innove dans les méthodes d'entraînement[19], produisant des joueurs comme Stellan Bengtsson, champion du monde en 1971, Peter Karlsson, champion d'Europe ou Erik Lindh, médaillé olympique.
+Le tennis de table est devenu un sport olympique en 1988 à Séoul, et voit les premières médailles d'or attribuées au Coréen Yoo Nam-kyu et à la Chinoise Chen Jing, la Chine remportant le double messieurs, la Corée du Sud le double dames.
+En 1992, c'est le suédois Jan-Ove Waldner qui s'est imposé devant le français Gatien. La discipline s'est professionnalisée avec l'apparition du Pro Tour en 1996, et est dominée par les Asiatiques depuis 1995, avec comme représentant emblématique Wang Liqin, qui est une véritable star dans son pays, triple champion du monde en simple et longtemps numéro 1 mondial.  L'histoire du tennis de table actuel compte des champions européens comme le Belge Jean-Michel Saive, le Croate Zoran Primorac, l'Allemand Timo Boll, le Biélorusse Vladimir Samsonov, l'Autrichien Werner Schlager, champion du monde en 2003 ou encore le Danois Michael Maze, champion d'Europe en titre. Le tennis de table est dominé au niveau mondial par les Asiatiques, dont le Coréen Ryu Seung-min, mais surtout par les Chinois Ma Lin, Wang Liqin, Wang Hao, Ma Long no 1 en 2010, ou Zhang Jike champion du monde en 2011 et en 2013 à Paris, champion olympique en 2012 à Londres, et Wang Nan ou Zhang Yining chez les femmes.
+Le meilleur joueur du monde est en 2010 le Chinois Ma Long, la meilleure joueuse est la Chinoise Liu Shiwen. Il y a régulièrement cinq ou  six Chinois dans les dix premiers mondiaux aussi bien chez les hommes que chez les femmes[21], ce qui concrétise la domination des Chinois dans ce sport actuellement. En 2016 on trouve en  tête du classement mondial Ma Long, Fan Zhendong, Xu Xin et Zhang Jike, le premier non chinois étant l'allemand Dimitrij Ovtcharov.
+Le tennis de table se joue sur une table séparée au milieu par un filet. Chaque joueur est équipé d'une raquette.
+Le but de chaque joueur est de renvoyer la balle avec sa raquette sur la moitié adverse de la table afin de gagner la partie.
+Avant de débuter la partie, les deux joueurs commencent par une période d'adaptation de deux minutes maximum[R 1]. Cette période est faite d'échanges libres, sans comptage de points pour permettre aux deux adversaires de prendre en compte tous les paramètres comme l'éclairage ou le rebond de la balle sur la table.
+Cette période permet aussi de « tester » l'adversaire pour évaluer ses forces et faiblesses, et les caractéristiques de sa raquette en particulier.
+Une partie de tennis de table se déroule généralement en trois ou quatre manches gagnantes (dit parfois improprement un « set »).
+Chaque manche est composée d'une série d'échanges
+Un échange débute par une mise en jeu, aussi appelé « service » et se clôt lorsqu'un joueur marque le point.
+Une manche est gagnée par le premier joueur qui marque 11 points, avec au moins 2 points d'avance sur son adversaire (Exemple : 11-9, 11-3 etc.). Dans le cas ou un joueur n'a qu'un point d'avance, la manche continue jusqu'à qu'il y ait 2 points d'écarts. (Exemple : 12-10, 15-13 etc.)
+Le premier joueur qui a gagné le nombre de manches requises est déclaré vainqueur de la partie. Dans le cas de 3 manches gagnantes, les joueurs peuvent donc jouer jusqu'à 5 manches. Pour quatre manches gagnantes, ils peuvent avoir à jouer jusqu'à sept manches[R 2].
+Le premier joueur à servir est déterminé par tirage au sort.
+Au cours d'une manche, les adversaires alternent une série de deux services chacun tant que le score de 10-10 n'est pas atteint. Au-delà, l'alternance se fait à chaque échange.
+À la fin de chaque manche, les joueurs changent de côté, et le premier service de la manche est donné à celui qui n'a pas fait le premier service de la manche précédente. En conséquence, tout au long d'une partie, le premier service d'une manche est toujours du même côté de la table.
+Quand les joueurs sont à égalité avant d'avoir atteint le nombre de manches gagnantes (par exemple dans un jeu en trois manches gagnantes, chacun a gagné 2 manches), la dernière manche va servir à désigner le vainqueur. C'est pourquoi on l'appelle couramment la « belle ». Elle possède une règle particulière : les joueurs changent de côté de table dès que le premier d'entre eux a gagné 5 points[22]. Après ce changement, la partie continue normalement.
+Si une manche dure plus de dix minutes de jeu effectif et qu'un total de 18 points ou plus (c'est-à-dire qu'à 9-9 ou 10-8) n'a pas été marqués alors on applique la règle suivante : chacun sert alors à son tour, et le relanceur gagne le point s'il remet treize fois de manière régulière la balle sur la table.
+Cette règle limite de facto la durée d'un échange en favorisant la prise de risque.
+Un point est marqué par un joueur, si son adversaire[23]:
+Ou dans les autres cas plus rares suivant [R 3] :
+Les cas suivant ne sont pas des fautes :
+Pour qu'un service soit régulier, il doit respecter les règles suivantes :
+Au début du service, la balle doit reposer sur la paume de la main du serveur, qui doit être immobile et ouverte. Ensuite, la balle doit être lancée verticalement vers le haut et sans effet, à une hauteur de 16 cm (6 pouces) minimum. Enfin elle doit être frappée dans sa phase descendante[R 4] avec sa raquette de manière qu'elle rebondisse une fois sur sa surface puis, sans toucher le filet, rebondisse au moins une fois sur la surface adverse.[R 4]
+Depuis le début du service et jusqu’au moment où la raquette du joueur frappe la balle, la balle doit être au-dessus du niveau de la surface de jeu et derrière la ligne de fond du camp du joueur exécutant le service et elle ne doit être cachée par aucune partie du corps ou vêtement du joueur ou de son coéquipier en double, le joueur doit en particulier retirer immédiatement le bras lançant la balle. Le joueur doit faire en sorte que l'arbitre puisse vérifier que le service est régulier[R 4].
+Si un service est correct mais que la balle a touché le filet, le service est à remettre. On dit alors traditionnellement « let », mais le terme officiel en France est : « balle à remettre »[24]. Si la balle sort après avoir touché le filet, elle n'est pas à remettre, mais le point est perdu pour le serveur. Le nombre de « let » possibles à la suite est illimité.
+En cas d'incapacité physique, l'arbitre peut autoriser le joueur à servir sans respecter totalement ces points de règlement concernant le service[R 4]. C'est le cas de joueurs ayant perdu l'usage d'un bras et pouvant réaliser un service avec une seule main.
+Dans le jeu en double, 2 équipes de 2 joueurs s'affrontent.
+Chacun des joueurs doit renvoyer la balle à tour de rôle, sinon le point est perdu.
+Le service s'effectue systématiquement dans la même diagonale, le 1er rebond devant avoir lieu dans la partie droite de la table. Une fois effectués ses deux services, le joueur laisse la place de relanceur à son partenaire [R 5].
+En cas de comportement inacceptable de la part d'un joueur (langage inconvenant, coup sur la table, coup de pied, etc.), l'arbitre peut l'avertir (carton jaune), et en cas de récidive le pénaliser d'un point (carton jaune plus rouge), puis de deux points (carton jaune plus rouge), et le juge arbitre peut aller jusqu'à le disqualifier (carton rouge). En cas de perturbation (bruit gênant, deuxième balle faisant irruption dans l'aire de jeu, etc.), l'arbitre peut interrompre un échange. Si un joueur s'exprime bruyamment au cours d'un échange (cri, réflexion, etc.) l'arbitre peut ainsi remettre le point et/ou avertir le joueur, selon la gravité du comportement[R 1].
+En 1948[25], la règle d'accélération a été instituée. Cette règle est née à la suite de parties qui duraient plusieurs heures, notamment quand deux adversaires utilisaient le même style de jeu défensif. Les joueuses Ruth Aarons et Gertrude Pritzi se sont trouvées dans ce cas de figure lors de la finale des championnats du monde 1937 qui n'a pu les départager[26]. La partie qui vit s'affronter le Français Michel Haguenauer et le Roumain Marin Goldberger, ayant duré plus de sept heures et demie, est un autre exemple[27]. Actuellement, à la vitesse où vont les échanges, cette règle a rarement besoin d'être appliquée. Elle a tout de même été mise en œuvre par exemple lors de la finale du championnat de France 2009 en simple dames, en seizièmes de finale des Jeux olympiques de Rio en 2016 entre la Française Li Xue et la Néerlandaise Li Jie ou encore en 2018, lors de la finale des Championnats d'Europe Individuels féminins, dans le match opposant la Polonaise Li Qian à l'Ukrainienne Margaryta Pesotska.
+Dans le courant des années 1990[Quand ?], la règle du « touch » a été abolie. Cette règle consistait à accorder un point à l'adversaire si on touchait la balle ayant dépassé la ligne de fond avec la raquette ou la main qui la tenait[réf. souhaitée].
+En 2000, la balle est passée de 38 à 40 millimètres de diamètre[28]. L'intérêt de cette modification est de ralentir la balle et de rendre les échanges plus faciles à suivre.
+En 2001, le nombre de points nécessaires pour remporter une manche est passé de 21 points à 11 points[28]. Il est toujours nécessaire d'avoir deux points d'avance pour gagner la manche, mais le service change de côté tous les deux points au lieu de cinq auparavant. Dans les compétitions de niveau national, trois manches deviennent nécessaires pour gagner le match, contre deux manches en vingt-et-un points jusqu'alors. Au niveau international, quatre manches deviennent nécessaires au lieu de trois en vingt-et-un points jusqu'alors. Cette modification permet de rendre tous les points importants, même les premiers, ce qui rend le jeu plus attrayant à suivre. Elle rend également l'issue des matchs un peu plus incertaine, puisque cela laisse moins de temps pour entrer dans chaque set et que chaque point perdu peut s'avérer important.
+En 2003, les règles du service sont complétées par l'interdiction de masquer la balle pendant le service, le bras qui lance la balle devant ainsi être complètement enlevé[28]. Auparavant il était en effet possible de masquer la balle et son impact avec la raquette avec le bras ne tenant pas la raquette. Il est alors difficile pour un spectateur non averti de comprendre pourquoi le relanceur n'arrive même pas à remettre le service sur la table. L'intérêt de cette modification est donc de rendre les services plus clairs, y compris pour les spectateurs, et de favoriser un jeu basé sur des échanges plutôt que sur une bonne maîtrise de services surprenants.
+Depuis septembre 2008, la colle avec solvants organiques volatils (SOV) est interdite[20]. La liste des revêtements autorisés a également été revue : en particulier certains picots longs ne sont plus homologués[29].
+En 2014, la balle en PVC (ou balle en plastique) a fait son apparition, remplaçant la balle en celluloïd[30], au niveau mondial et ensuite dans les divisions inférieures. Son rebond est plus haut et elle émet un son plus aigu. Les effets en sont aussi affectés, réduisant un peu leur efficacité[30].
+Le sol doit être plat, c'est-à-dire sans bosses ou creux, et horizontal, il doit être bien fixé et non glissant. Il peut être manufacturé, collé ou en parquet; le parquet est accepté, mais est déconseillé car il peut être glissant. Les matériaux tels que le dallage, le carrelage, le linoléum, le béton, le bitume, l’enrobé, le ciment ainsi que les revêtements pelliculaires sans couche d’absorption des chocs, sont à éviter.
+La hauteur sans obstacle (luminaires, poutres, etc.) doit être de 4,5 mètres minimum ou de 5 mètres pour les championnats du monde ou d'Europe[R 6]. L'éclairage et la température de la salle doivent être corrects : au moins 1 000 lux sur toute la surface de la table pour les championnats du monde et les jeux olympiques, 600 lux pour les autres compétitions[R 7]. L'aire de jeu doit mesurer au minimum 12 × 6 m ou 14 × 7 m pour les Championnats du monde ou d'Europe[R 7].
+Les murs doivent être recouverts d'une teinte pastel, mate et uniforme sur au moins trois mètres de hauteur[R 6].
+Une table de compétition est rectangulaire, plane et horizontale. Elle mesure 2,74 mètres de long sur 1,525 mètre de large et le côté supérieur est situé à 76 cm au-dessus du sol[31]. La surface de jeu, appelée « plateau », est de couleur foncée et mate, généralement bleue ou vert foncé (plus généralement bleue aujourd'hui)[31]. Elle est entourée sur tous les bords par une bande blanche peinte de deux centimètres de large, appelée « ligne de fond » sur les bords les plus courts de la table, et « ligne de côté » pour les deux autres côtés[31]. Elle est divisée en deux camps identiques par un filet de 15,25 centimètres de haut, débordant de chaque côté[31]. Chaque demi-table est elle-même divisée en deux par une mince bande blanche de trois millimètres, qui ne sert qu'au service dans le cas du jeu en double[R 8].
+Pour les compétitions, la table doit être agréée en tant que telle. Dans ce cas, la mention « agréé » ou le logo « ITTF » sont indiqués sur les grands côtés de la table. La publicité éventuelle au niveau de la table, du filet ou des séparations est strictement règlementée[R 9].
+Les tables non agréées pour la compétition sont appelées « tables de loisir ». Elles ont souvent la dimension et la hauteur des tables réglementaires, mais elles sont moins chères car de moins bonne qualité : les piétements sont plus fragiles, le plateau est moins plan et moins épais, le bois est moins dense (la balle rebondit moins bien), les renforts sont faibles ou inexistants. En contrepartie, elles sont parfois en matière peu sensible aux intempéries (acier inoxydable par exemple), ce qui permet de jouer en extérieur ; on parle alors de table « tous temps ». Dans les écoles et les ensembles urbains, on trouve aussi des tables en béton avec « filet » en béton ou en métal.
+Il existe aussi des tables de petites dimensions dont on peut régler la hauteur, utilisées pour l'apprentissage du tennis de table aux jeunes enfants.
+C'est une sphère en celluloïd, ou autre matière plastique (polypropylène) aux propriétés voisines, de couleur orange ou blanche en compétition, elle pèse 2,7 g et a un diamètre de 40 mm (avant 2000, le diamètre de la balle était de 38 mm[32]). La balle doit respecter certaines conditions de rebond : lâchée de 30 cm au-dessus de la table, elle doit rebondir d'au moins 23 cm[R 10].
+Lors des compétitions officielles, les joueurs jouent avec des balles de catégorie « trois étoiles ». Ces balles sont de meilleure qualité, c'est-à-dire plus rondes et plus dures, elles sont également plus fragiles et plus chères que les balles ordinaires. Pour le loisir ou les séances d'entraînement, les joueurs utilisent des balles beaucoup moins chères, codifiées 2 étoiles, 1 étoile ou sans étoile.
+Malgré sa minceur (visible lorsqu'elle est déchirée), la balle apparaît très rigide. Il s'agit d'une propriété mécanique générale des surfaces courbes, appelées coques. C'est aussi le cas de la coque de certains fruits ou de la coquille des œufs ou des mollusques.
+Le président de l'ITTF, Adham Sharara, a souhaité trouver une alternative au celluloïd pour la fabrication des balles, en raison de la présence de solvants dangereux pour la santé et hautement inflammables. Les compétitions internationales utilisent les nouvelles balles en plastique depuis le 1er juillet 2014[33], une des premières compétitions concernées étant le championnat d'Europe qui s'est déroulé au Portugal en septembre 2014[34]. Deux types de balles en plastique existent: avec ou sans jointure. Désormais tous les principaux fabricants fournissent des balles plastiques agréés par l'ITTF.
+Des séparations, d'une hauteur uniforme d'environ 75 cm[R 11] entourent l'aire de jeu ou séparent les aires de jeu quand il y en a plusieurs. Ces petits « murs » sont très légers : un arceau de métal creux soutient une bâche plastique arrivant au ras du sol. Les séparations gardent les balles dans l'aire de jeu, pour limiter le déplacement et éviter qu'elles perturbent le déroulement d'un autre match. Sur ces séparations, les joueurs peuvent mettre une serviette pour s'essuyer le visage mais ne sont pas autorisés à mettre de quoi boire et manger.
+Le marqueur est un panneau composé de deux séries de chiffres, de 1 à 25 en général, utilisé par l'arbitre pour afficher le score de chaque joueur et le nombre de manches gagnées au cours d'un match. Une table d'arbitrage est utilisée pour poser le marqueur. La table est positionnée sur un des côtés de la table de jeu, face au filet et à environ 1 m d'écart de celui-ci. Dans les rencontres officielles, une feuille de match récapitule tous les matches et les résultats obtenus lors d'une rencontre entre deux équipes.
+Une pige permet de vérifier que le filet est à la hauteur réglementaire de 15,25 cm[R 12] et que les revêtements sur les raquettes ne dépassent pas le maximum autorisé de 4 mm pour la mousse et le caoutchouc[R 13].
+Séparations dans une salle d'entrainement.
+Arbitre utilisant un marqueur.
+Une pige pour contrôler la hauteur du filet et l'épaisseur des revêtements.
+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
+Le seul matériel indispensable à un pongiste est sa raquette et sa tenue de sport. Il doit en plus se munir de sa licence pour pouvoir participer à une compétition officielle.
+La tenue de jeu se compose d'un short ou d'une jupette, d'une chemisette, de chaussettes et de chaussures de sport « indoor ». Lorsque l'on fait partie d'un club, on doit également avoir le maillot du club pour les compétitions par équipe ou individuelles. En effet, le règlement impose que tous les joueurs d'une équipe d'un club portent le même maillot, de même que les deux joueurs d'un double s'ils sont du même club. La couleur du maillot doit être nettement différente de celle de la balle[R 14]. En dernier recours la décision de conformité de la tenue revient au juge arbitre de la rencontre[R 14].
+La forme de la raquette, sa dimension et son poids ne sont pas réglementés, seule l'épaisseur des revêtements est limitée à quatre millimètres[35].
+Les revêtements en caoutchouc mousse apparaissent en 1951 et inaugurent une modernisation du matériel jusqu’à nos jours avec les colles rapides à solvant qui seront interdites.
+Le corps de la raquette, appelé « bois », doit être plat et rigide. Au moins 85 % de son épaisseur totale doit être en bois naturel[R 13]. Les faces utilisées pour frapper la balle doivent être recouvertes d'un revêtement en caoutchouc d'un seul tenant, d'épaisseur et de couleur uniforme, une des faces est obligatoirement rouge vif, et l'autre noire. Entre le revêtement et le bois, il est fréquent d'avoir une épaisseur de mousse synthétique. Les fédérations publient chaque année une liste des revêtements autorisés[36].
+Les plaques et les bois sont choisis en fonction du style de jeu recherché : on distingue le jeu offensif (jeu rapide mais peu de contrôle de la balle), le jeu défensif (bon contrôle mais balles plus lentes) et le jeu allround (vitesse moyenne et contrôle correct). On considère généralement que les plaques sont responsables à 80 % du style de jeu, et le bois 20 %.
+Les joueurs pouvaient en plus utiliser des colles spéciales dont le solvant influe sur l'élasticité des plaques en gonflant les alvéoles de la mousse (le collage est interdit en compétition depuis 2008). Ceci avait pour résultat d'augmenter la vitesse de frappe ou l'amplitude des effets. Ces colles ne sont efficaces que quelques heures au mieux pour donner tout leur potentiel ; il existe aussi des colles rapides dont l'effet est de dix jours qui prennent un peu plus de temps pour sécher. Les colles à base de solvants (les « COV ») sont interdites dans toutes les compétitions par les règlements de l'ITTF depuis la fin des Jeux olympiques de Pékin en 2008.
+Les débutants utilisent souvent des raquettes achetées toutes faites (plaques et bois), peu chères car assemblées en série et facilement disponibles dans les grands magasins. Après un peu de pratique et une meilleure connaissance de son style de jeu, un joueur préfère une raquette personnalisée, c'est-à-dire dont il a choisi lui-même le bois et chacun des deux revêtements parmi les nombreux modèles proposés par les catalogues des fabricants.
+Pour désigner une raquette de tennis de table, on utilise parfois le terme « palette »[37].
+Le revêtement fait l'objet d'un soin particulier : c'est lui qui est au contact de la balle et qui donne le plus de sensations. Il se compose d'une surface extérieure au contact de la balle, et souvent d'une mousse synthétique intercalée entre cette surface et le bois de la raquette. Un revêtement possède deux caractéristiques : son adhérence (qualité du contact entre la balle et le revêtement) et la vitesse à laquelle il est capable de renvoyer la balle. En se combinant, ces caractéristiques se traduisent par les qualités suivantes recherchées par les pongistes : capacité à renvoyer la balle dans une direction précise (on parle de la capacité à bien placer la balle), capacité à donner de l'effet à la balle, et vitesse de renvoi.
+Pour les revêtements, la classification la plus courante et la plus évidente se base sur l'apparence physique du revêtement. Il existe ainsi :
+Certains revêtements de type "picots" sont devenus interdits par l'ITTF, jugés trop « gênants » et « incontrôlables » pour l'adversaire, en voici une liste :
+Mais le revêtement est aussi caractérisé par sa mousse, qui se situe sous le caoutchouc. Il existe divers types de mousses :
+Il est autorisé d'avoir un type de revêtement différent sur chaque face de la raquette. Seuls certains revêtements sont autorisés en compétition, la liste des revêtements autorisés est disponible sur le site de la fédération internationale. Il est obligatoire d'avoir une face rouge et une face noire afin de pouvoir différencier les revêtements utilisés par l'adversaire. De plus, un joueur peut avoir un seul côté muni d'un revêtement et laisser l'autre nu. Cependant il doit peindre son bois de la couleur opposée au revêtement et ne pas utiliser ce côté de la raquette sinon il perd le point[R 3].
+Le tennis de table, sport d'intérieur, ne nécessite rien d'autre qu'une raquette et la tenue décrite ci-dessus. C'est donc un sport relativement économique pour les débutants, d'autant plus que l'on peut commencer avec des raquettes peu onéreuses. Les joueurs peuvent acheter une housse de protection pour préserver les revêtements de l'usure et des chocs, des chaussures plus adaptées, une petite serviette de bain pour éponger la sueur. Parmi les achats habituels, on note : les balles d'entraînement, des revêtements de rechange (un des principaux investissements), de la colle rapide (qui accélère la vitesse et la rotation des balles mais qui n'est plus autorisée en compétitions) et un produit d'entretien pour revêtement avec son éponge. Les colles rapides à base de solvants volatils sont interdites dans le monde entier depuis le 1er septembre 2008[R 15] car les solvants utilisés sont nocifs.
+Pour les compétitions officielles, le joueur doit présenter sa licence avant le début de la compétition. Cette licence — au format d'une carte de crédit — affiche le numéro et le nom du club, son nom, son adresse, sa nationalité, son numéro de licencié, sa signature, son classement et sa catégorie.
+Le principal matériel vendu est le revêtement de raquette, du fait de son importance dans le toucher de balle et de son renouvellement fréquent lié à l'usure. Viennent ensuite le bois, les balles et les colles. Toutes les marques ont plusieurs produits à leur catalogue. La grande distribution ne vendant souvent que du matériel de débutant ou de loisir (peu cher mais peu performant), les clubs s'approvisionnent auprès de distributeurs spécialisés qui proposent l'ensemble des produits et diffusent souvent un catalogue papier en complément d'un site Internet.
+Parmi les principaux fournisseurs de matériels figurent[39] Andro, Banco, Tecno Pro, Butterfly, Sanwei, Cornilleau, Donic, Dr Neubauer, Friendship (revêtements uniquement), Joola, Nittaku (balles et revêtements), Donier, Schildkröt, Tibhar, TSP, Stiga, Yasaka (tables, balles et raquettes) ou DHS.
+Les joueurs occidentaux jouent principalement avec une prise de raquette européenne. Le manche est tenu dans la main, l'index est tendu le long du bois. Les joueurs asiatiques jouent surtout en prise porte plume. La raquette est tenue comme un « porte-plume ». Cette prise fait travailler dans un axe anatomique donnant beaucoup plus de mobilité, mais le côté revers (joué sur la même face que le coup-droit) est plus difficile à maîtriser. L'autre avantage est d'éviter le "point mort" qui existe lors du passage du coup droit avec le revers. Deux techniques existent en porte-plume, la technique « japonaise », où le majeur est étendu sur la face arrière de la raquette. Le manche est alors asymétrique, et une plaque de liège recouvre le côté non utilisé. Avec la technique chinoise, les doigts arrière sont repliés. Le manche est symétrique et très court. Les deux faces ont alors une mousse. Le joueur peut choisir sur chaque point ou selon qu'il est serveur ou relanceur avec quelle plaque il va jouer. Des joueurs chinois comme Jiang Jialiang, puis Liu Guoliang et Ma Lin, utilisant la prise porte-plume, sont capables de jouer très agressivement en topspin avec la face arrière. Certains joueurs comme Wang Hao ou Xu Xin ne jouent quasiment qu'en revers à l'envers. Néanmoins, beaucoup de jeunes chinois comme Ma Long utilisent la prise classique[40].
+Prise orthodoxe (ou classique).
+Prise porte-plume (ou chinoise).
+Prise japonaise (ou coréenne).
+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
+Dans les premiers temps, les raquettes étant en bois brut, la balle est contrôlée uniquement par l'inclinaison de la raquette au moment de l'impact et par la puissance de frappe. Puis, le plastique tendre avec picots, mais sans épaisseur, qui recouvre le bois permet d'amortir davantage les coups. En 1902, l'utilisation de mousses synthétiques (collées entre le bois et le revêtement extérieur) augmente la vitesse de propulsion. Ensuite l'arrivée des revêtements lisses (picot tourné vers l'intérieur) améliore l'adhérence entre la raquette et la balle. Ainsi, progressivement, les joueurs peuvent varier les effets sur la balle et accélérer la vitesse des échanges[41]. Les effets les plus courants sont le « coupé » et le « topspin ».
+Une balle coupée est frappée en mettant la raquette quasiment à l'horizontale et en passant en dessous de la balle[42]. La raquette part du haut et s'avance vers le bas et en avant. Le coupé peut se faire soit :
+Dans les deux cas, le but est d'empêcher l'adversaire d'attaquer dans de bonnes conditions. En effet, une balle coupée a tendance à « plonger » dans le filet après son rebond ; plus la balle est coupée et plus l'adversaire va être obligé de la lever pour passer le filet, avec une marge étroite d'action : s'il ne lève pas assez la balle, elle part dans le filet ; s'il la lève trop, elle risque de sortir de la table ou d'être haute, ce qui permet en retour une frappe facile. Cela donne un avantage si l'adversaire n'est pas assez attentif. Mais il faut faire attention au retour si l'adversaire est un joueur expérimenté.
+Variante apparue avec les raquettes à revêtement synthétique à picots (plus adhérent que les revêtements lisses), le topspin consiste à « frotter » la balle de bas en haut de manière à imprimer à la balle une rotation d'arrière en avant, c'est-à-dire que le contact entre la raquette et la balle soit le plus long possible grâce à un ample mouvement de « brosse » de sorte que la balle soit soumise à l'« effet Magnus »[43]. Un bon topspin est un compromis entre frotter la balle le plus finement possible et une accélération au moment de l'impact. Si la raquette possède un revêtement adhérent, la balle va tournoyer en prenant une trajectoire parabolique : après être montée, elle va plonger très rapidement et accélérer en touchant la table, ce qui est déstabilisant pour l'adversaire. Pour renvoyer la balle sur la table, celui-ci est obligé de « fermer » l'angle de sa raquette (ce qu'on appelle « faire un bloc »), sinon la balle repart en montant encore plus (à cause de l'effet lifté) et sort. Un échange de balle en topspin amène la balle à une vitesse approchant les 200 km/h[44].
+En général, lorsqu'un joueur reçoit une balle coupée longue, il renvoie soit en coupé soit en topspin.
+Il existe un coup appelé un « contre topspin ». Lorsqu'un joueur effectue un topspin, son adversaire peut effectuer un autre topspin (s'il en a le temps), c'est un coup de contre-attaque. On peut différencier le « contre-top » à la table du « contre-top » effectué à mi-distance de la table. Ces deux coups sont réservés aux joueurs de bon niveau, et nécessitent une condition physique et une réactivité importantes.
+Alternative au topspin, le side spin permet de donner un effet latéral à la balle en plus du lift[45]. Il s'effectue presque comme un coup classique mais la raquette doit frotter la balle sur le côté, de l'arrière vers l'avant. Cette technique est difficile à réaliser mais si l'adversaire n'est pas attentif, il peut facilement se faire surprendre car, au lieu de monter, la balle part sur le côté. On effectue généralement le side spin (ou « topspin latéral ») en coup droit. Ce coup est souvent une technique appréciée des gauchers, car leur side spin arrive sur le revers adverse, avec de l'effet latéral qui force l'adversaire à se déplacer.
+En prise porte-plume, le geste naturel du poignet favorise le side spin, et ce geste est aisé à réaliser pour une frappe dans la zone du ventre pongiste.
+Le plan de rotation de la balle est perpendiculaire à la trajectoire. Si on étudie le mouvement d'un point de la balle, il suit une trajectoire hélicoïdale.
+Du fait de la difficulté d'appliquer cet effet, on ne le retrouve qu'au service : le service dévié. Bien dosé, ce service permet à la balle de tourner à près de 90° au second rebond. La rotation peut être vers la gauche ou vers la droite.
+Théoriquement, le joueur n'imprime aucun effet à la balle, le geste se fait à plat et permet de faire un coup rapide, pour surprendre l'adversaire et essayer de finir le point.
+Le flip est effectué sur une balle courte, au-dessus de la table[46]. C'est surtout avec le poignet que s'effectue le mouvement. Pour renvoyer une balle coupée, le flip est exécuté en passant par-dessous et en portant la balle avec le poignet : c'est un flip porté qui a pour caractéristique de retourner l'effet coupé à l'adversaire tout en envoyant une balle rapide. Si le service est lifté ou mou, on peut flipper en donnant une petite claque à la balle. Il est toujours long mais peut aussi être joué très croisé. Cependant, le flip n'est pas qu'une remise de service: il peut, en effet, être effectué sur n'importe quelle balle courte d'un échange. Le flip peut être exécuté du coup droit ou du revers. Dans les deux cas, avancer la jambe droite pour les droitiers et la jambe gauche pour les gauchers permet de gagner en « allonge ».
+Des variantes du flip existe comme le flip "banane" qui donne un effet latérales à la balle.
+Si la balles est très coupée, un topsin revers est souvent préférable.
+Il existe plusieurs tactiques de base au tennis de table. Les principales sont l'attaque, la défense et la contre-initiative. La distance par rapport à la table, appelée « ligne de sol », est un des principaux critères pour définir le système de jeu d'un pongiste[47].
+Le jeu d'attaque consiste à prendre un maximum de risques dans le but de prendre son adversaire de vitesse. Les coups principalement utilisés par les attaquants sont le topspin et la frappe. Les revêtements de raquette utilisés par les attaquants sont des backsides très rapides avec une grosse épaisseur de mousse. L'Allemand Timo Boll ou le Français Jean-Philippe Gatien sont des joueurs offensifs dont le système de jeu est basé sur une grande prise de risque en coup droit[48].
+Le jeu de défense consiste à provoquer la faute chez l'adversaire. Il s'agit en effet de remettre les coups offensifs de l'adversaire (topspin et frappe) le plus souvent possible afin que ce dernier finisse par commettre une faute. Les coups principalement utilisés par les défenseurs sont la poussette et la défense. Cette dernière est efficace lorsque le défenseur maîtrise la variation des effets : en effet, la défense peut être coupée, molle ou liftée. La défense molle est un coup très utile car, hormis le coup de poignet, elle s'exécute comme la défense coupée. Les joueurs pratiquant ce système de jeu jouent loin de la table et utilisent souvent une raquette combinée avec un backside mi-lent (pour attaquer et défendre) et un picot-long. À haut niveau, les défenseurs ne peuvent se contenter de jouer en défense et sont donc capables de prendre l'initiative et d'effectuer des coups offensifs efficaces. On peut citer comme exemples typiques de joueurs défenseurs le Sud-Coréen Joo Se Hyuk[47] ou l'Autrichien Chen Weixing.
+Le jeu de contre-initiative consiste à laisser l'initiative du jeu à l'adversaire afin de le contrer. Les coups principalement utilisés dans ce système de jeu sont les blocs et les contre-tops. Les principaux joueurs de contre-initiative sont le Suédois Jan-Ove Waldner et le Chinois Wang Tao.
+Les bons joueurs savent utiliser les placements pour se mettre en position de force par rapport à l'adversaire, c'est-à-dire être toujours à la bonne distance de la balle quand elle arrive sur son côté de table, et à obliger l'adversaire à se mettre dans une position difficile pour lui : trop loin de la table ou trop sur le côté. Il s'agit de le faire se déplacer pour qu'il se fatigue, qu'il soit surpris ou qu'il perde de la précision ; en général cela consiste à le « balader » (terme consacré) de gauche à droite de la table ou à l'obliger à reculer puis à avancer précipitamment dans l'espoir qu'il se fatigue ou qu'il rate son renvoi. Le « ventre pongiste » (balle arrivant sur le joueur) est une zone où l'adversaire a le moins de possibilité de renvoyer une balle puissante, et qui permet de se procurer par la suite une balle d'attaque[48].
+Le choix des revêtements influence la tactique de jeu :
+Certains revêtements sont réputés pour déstabiliser l'adversaire. Bien utilisées, ces plaques permettent de déstabiliser un adversaire peu habitué à leur action. Cependant, pour être correctement utilisées, elles nécessitent une longue habitude d'utilisation et présentent malgré tout des faiblesses qu'un adversaire entraîné saura exploiter. Exemple :
+Le service est aussi un moment tactique crucial. Le serveur dispose d'un avantage important sur son adversaire puisque c'est lui qui décide de la vitesse et de l'effet donné à la balle, il prépare donc déjà sa deuxième balle. Il est impératif pour un joueur de soigner son service, car contrairement au tennis, le serveur ne bénéficie pas d'un deuxième service. Le plus souvent le service est accompagné d'un effet lifté, coupé ou latéral. Il permet au joueur qui sert d'obtenir de la part de son adversaire un « retour » qui lui convient[50].
+La voie est étroite entre un service réussi mais trop facile pour l'adversaire qui prend ainsi le contrôle de l'échange, et un service rapide ou avec beaucoup d'effet, mais difficile à réussir. Bien servir est un apprentissage long et difficile, et se travaille au panier de balles durant de longues séances. Les entraîneurs diront que le service est le tiers du point car après avoir fait un service gênant on obtient généralement une balle facile à jouer qui permet de clore le point (trois touches de balle pour faire un point).
+De nombreux types de service sont possibles[51] : service coupé (souvent court), lifté (court ou long), rentrant (court ou long), « service mou » (court ou long), latéral (court ou long), service « marteau » (court ou long, lent ou rapide), service « sauté » (long et lent), service sortant (court ou long et lent ou rapide), service « bombe » (service très rapide auquel un des effets précédents peut être ajouté), etc.
+Tous ces services peuvent être effectués du coup droit ou du revers (sauf le rentrant qui est un service coup droit).
+D'après une étude réalisée par François Orfeuil, entraîneur national[52], 23 % des points sont gagnés en une balle (service ou remise de service) et 35,6 % en deux balles (service ou remise puis coup fort) ce qui montre bien l'importance du service dans le tennis de table moderne.
+Une compétition est un moment d'intense activité musculaire, cardiaque et nerveuse, et la consommation d'énergie est importante. Il est important de penser à renouveler cette déperdition (boisson, nourriture légère) et de savoir réguler ses efforts pour rester performant sur l'ensemble des parties à jouer. Il existe une préparation spécifique pour le tennis de table, qui nécessite des efforts brefs mais intenses et répétés[53].
+Le principal risque d'accident ou blessure est l'entorse de la cheville ou les différentes pathologies du poignet. Les seules contre-indications sont anatomiques (lombalgies) ou physiologiques de type cardiaques[54]. Il est possible de pratiquer y compris en compétition jusqu'à un âge relativement avancé, comme le montre l'exemple de Marty Reisman, champion des États-Unis à l'âge de 67 ans.
+Il y a plusieurs types d'entraînement. Une première méthode est l'entraînement individuel, avec des paniers de balles et un robot ou avec un entraîneur[55]. Une autre technique plus classique pour s'entraîner est l'entraînement avec un partenaire pour travailler les schémas de jeu.
+L'intérêt de l'entraînement est d'acquérir une bonne technique de frappe (bonne position du corps et de la raquette) adaptée au résultat recherché (attaque, défense, etc.) et utilisable quasiment sans réflexion (acquisition d'automatismes). Les automatismes, indispensables pour un jeu où la balle atteint des vitesses difficiles à suivre pour l'œil, s'acquièrent à l'entraînement grâce à la répétition d'un même geste, l'entraîneur étant là pour montrer la bonne position du corps et de la raquette.
+Cependant un des points essentiels d'un entraînement efficace est de varier les situations et les partenaires d'entraînement, car la répétitivité de certains enchaînements peut conduire à un manque d'adaptation à des situations nouvelles ; d'autre part la répétitivité limite le développement des habiletés motrices, et peut nuire également à la motivation des joueurs[19].
+Les joueurs licenciés se voient attribuer un classement reflétant en principe leur niveau, et permettant en particulier de les répartir en différentes catégories lors de compétitions ou de tournois. Le système est différent suivant les pays ; pour les compétitions internationales, la fédération internationale publie un classement chaque mois[56], basé sur les résultats des joueurs lors des compétitions officielles. Les principales compétitions internationales sont le championnat du monde individuel et par équipes qui ont lieu tous les deux ans en alternance, et le tournoi olympique depuis 1988 où sont décernés quatre titres : simple messieurs, simple dames, doubles masculins et féminins jusqu'en 2004, par équipes depuis 2008. En marge de ces compétitions les plus prestigieuses, la Coupe du monde de tennis de table réunit tous les ans seize participants, dont les champions de chaque continent et les meilleurs joueurs du moment. Le système de classement international est utilisé jusqu'aux compétitions continentales comme le Championnat d'Europe de tennis de table ou le Pro Tour, qui est une série de tournois organisés dans différents pays pour les pongistes professionnels.
+En Belgique le système de classement est basé sur un code composé d'une lettre et un chiffre, avec des variantes suivant la fédération considérée. En France, les joueurs licenciés sont répartis en trois séries : la série nationale comprend les joueuses numérotées 1 à 300 et les joueurs numérotés 1 à 1 000, la série régionale qui comprend les joueuses et joueurs classés 13 et plus et non numérotés (ayant donc plus de 1 300 points, et moins de 2060 points environ), et la série départementale qui comprend les joueuses et joueurs classés 12 à 5. Un joueur ou une joueuse commençant le tennis de table démarre avec 500 points sur sa licence. Il ou elle est donc « classé(e) 5 ». Chaque partie remportée rapporte entre 0 et 40 points qu'il faut pondérer par un coefficient en fonction du type de compétition; chaque partie perdue coûte entre 0 et 29 points selon la différence de points avec l'adversaire (suivant le coefficient de la compétition cela peut être plus). Une victoire sur un joueur mieux classé est appelé une performance ou une « perf » dans le langage courant. Une défaite contre un joueur moins bien classé est appelée une contre-performance ou plus simplement une « contre ». En Suisse, les joueurs licenciés reçoivent un classement composé d'une lettre et d'un nombre, allant de D1 (le moins fort) à A20 (le plus fort) : D1-D5, C6-C10, B11-B15, A16-A20. Un classement par points (appelé Ranking) existe pour les joueurs classés A ou B.
+La japonaise Ai Fukuhara a détenu le record du plus grand nombre d'échanges en 1 minute avec 173 touches de balles; ce record a depuis été battu par les japonaises Mima Ito et Tacshow Araj avec 180 touches de balle en une minute le 13 novembre 2011[57],[58]. Ce record a été battu encore une fois lors de l'Open du Qatar par Li Jie et Hitomi Sato lors d'un échange durant 10 minutes et 13 secondes avec pas moins de 766 touches de balle[59],[60] Le plus grand nombre d'échanges en 24 heures est détenu par le Français Emmanuel Crétier avec 53 630 échanges lors du Téléthon 2013[61]. Le plus long match en simple a duré 132 heures et 31 minutes[62], par Danny Price et Randy Nunes, dans le New Jersey, aux États-Unis, entre le 20 et le 26 août 1978 (hors règle d'accélération, instaurée en 1948). Le set le plus long disputé lors des Jeux olympiques depuis le passage aux sets de 11 points a été remporté par le Slovène Bojan Tokič contre l'Allemand Dimitrij Ovtcharov en 26 minutes sur le score de 33-31 au 4e tour du tournoi en simple des Jeux olympiques d'été de 2016[63].
+Les plus célèbres et les meilleurs pongistes mondiaux sont recensés dans le Temple de la Renommée à Lausanne.
+Seuls une dizaine de pongistes ont réussi le Grand Chelem. Parmi eux, un seul n'est pas Chinois, il s'agit du Suédois Jan-Ove Waldner.
+Le Chinois Ma Long, numéro 1 mondial en 2017 et vainqueur du Grand Chelem, est le pongiste qui est resté le plus longtemps à la première place mondiale, totalisant en juillet 2017, 60 mois en haut du classement[64],[13].
+Dès le début de l'histoire du tennis de table, les compétitions ont comporté des catégories réservées aux féminines : première édition des championnats du monde en 1926 ou des championnats de France en 1928.
+Une des caractéristiques (partagée avec d'autres sports de raquette) est l'existence de compétitions de double mixte. Cependant les titres mixtes ne sont plus disputés lors de compétitions comme les championnats de France depuis 2007 ou les championnats d'Europe depuis 2008.
+Le tennis de table est un des sports où le taux de pratique par les femmes est le plus faible, avec seulement 30 %[65], soit moins que le basket-ball (33 %)  ou le tennis (32 %)[65]. Le pourcentage est encore plus faible si on tient compte uniquement des licenciées, à savoir 17 %, et même seulement 11,4 % si on ne comptabilise que des licences traditionnelles[66]. En France, les féminines représentent 17 % de l'effectif total des licenciés[67]. Cela est dû à des causes multiples, dont l'aspect duel lié à la compétition est probablement le plus important. Une étude de l'INSEP[68] montre que les hommes sont davantage motivés par la compétition que les femmes. La plupart des joueuses pratiquant le tennis de table depuis moins de deux ans considèrent cette activité plutôt comme un loisir ou un amusement[69], mais celles qui le pratiquent depuis plus de cinq ans se sentent plus concernées par des notions de progression et de compétition. Il faut noter que les instances dirigeantes, aussi bien nationales qu'internationales, se préoccupent de promouvoir la participation féminine au tennis de table, qu'elles ont bien perçu que c'est un enjeu majeur pour le développement de ce sport[70]. Elles tentent d'atteindre l'objectif du Comité international olympique d'assigner au moins 20 % de femmes aux postes cadres[70]. Le premier tournoi spécifiquement féminin a sans doute eu lieu dès 1931, mais la tendance a été rapidement l'organisation de compétitions mixtes[69]. Le premier classement publié en 1928 montre bien la place accordée aux femmes, avec la présence de sept joueuses aux côtés des 19 joueurs de première série de l'époque, dont la plupart pratiquaient aussi le tennis[69].
+Au niveau mondial, ce sont les chinoises qui dominent de loin la discipline, en occupant les meilleures places du classement mondial[71] et les titres mondiaux depuis de longues années: il faut remonter à 1993 pour trouver une championne du monde non chinoise, il s'agissait de la coréenne Hyun Jung-hwa, c'est d'ailleurs le seul titre qui a échappé aux chinoises depuis 1979. Un effort particulier avait été réalisé en Chine dans les années 1960 pour amener les jeunes filles à la pratique de la discipline[72].
+Le tennis de table féminin se joue généralement en rythme et plus proche de la table que le style de jeu masculin. Il y a moins d'effet dans la balle et moins de puissance sur les frappes. Les joueuses à haut niveau sont plutôt axées sur la vitesse, le placement et le contrôle[73]. Le système de jeu basé uniquement sur le bloc se retrouve uniquement chez les féminines[74].
+Il existe une discipline, le « hardbat », qui ressemble au tennis de table des années 1940 : seuls les revêtements à picots courts sans mousse sont autorisés, comme à l'époque de « l'Âge d'Or » (Golden Era) des années 1930-1940, avant l'apparition de la mousse dans les années 1950. Un des joueurs emblématiques de cette discipline est l'américain Marty Reisman.
+L'ultimate ping, originaire d'Allemagne, est une variante qui se joue sur quatre tables mises côte à côte, avec un filet deux fois plus haut et plus large que le filet habituel: 350 cm de longueur sur 32 cm de hauteur[75].
+Le bière-pong (en anglais Beer pong) est un jeu à boire d'origine américaine dans lequel les joueurs doivent lancer une balle de ping-pong à la main sur une table pour la faire tomber dans l'un des verres à bière situés à l'autre extrémité.
+Le headis ou tennis de tête est une variante qui se joue avec un ballon de football sur une table de ping-pong, le jeu conserve les mêmes règles que le tennis de table.
+Mao Zedong, qui a encouragé la pratique du tennis de table en Chine (30 millions de pratiquants), a dit : « Considérez la balle comme la tête de votre ennemi capitaliste. Tapez dedans avec votre raquette socialiste et vous aurez gagné un point pour la mère patrie[76]. »
+En 1971, les Chinois ont invité les joueurs américains à un tournoi en République populaire de Chine. C'est ce qu'on appelle à cette époque la « diplomatie du ping-pong ». Elle est suivie par la première visite d'un président des États-Unis en Chine, Richard Nixon.
+Le tennis de table apparaît au cinéma dans des films comme Forrest Gump où il est fait allusion à la « diplomatie du ping-pong », ou d'autres comme Match Point (2005), Mongolian Ping Pong (2006), Balles de feu (2007) ou Pingpong, prix de la Semaine de la critique au Cannes en 2007.
+La diffusion à la télévision française est relativement confidentielle, avec par exemple 53 minutes de temps d'antenne consacré à ce sport en 2003[77], à comparer aux 152 heures consacrées au tennis cette même année.
+Des chaînes sportives diffusent ponctuellement les grands évènements comme les Jeux olympiques, les Championnats du monde de tennis de table ou les épreuves du pro-tour[78], en particulier sur Eurosport[79] en Europe et CCTV-5 en République populaire de Chine. De plus en plus de compétitions sont diffusées en streaming[80].
+Il existe également plusieurs mangas consacrés à ce thème, comme Ping Pong de Taiyō Matsumoto.Un manga Nommée "Full drive" fit son apparition dans les Shonen Jump mais celui-ci fut arrêter.
+Sur un réseau informatique, le « ping » est une commande qui envoie un message à un serveur pour savoir si ce serveur est opérationnel. Si oui, le serveur enverra une réponse, parfois appelée "pong" dans certains protocoles de communication. Si non, aucune réponse n'a lieu et le serveur est considéré comme étant hors service.
+Le ping-pong a inspiré le premier jeu vidéo à succès, Pong, jeu de tennis de table virtuel.
+Le tennis de table est une activité de loisir très répandue[81], du fait de son faible coût et de sa simplicité. Sa pratique s'est répandue de façon à peu près égale dans toutes les catégories socio-culturelles[82]. 17 % des familles en France possèdent une table de ping-pong[2] et on estime à plus de trois millions le nombre de pratiquants occasionnels[8]. La plupart des campings proposent une table d'extérieur. Une des variantes souvent pratiquée est la partie « tournante »[83], lorsque les joueurs tournent autour de la table en renvoyant la balle chacun son tour, le joueur ne renvoyant pas correctement la balle étant éliminé. La pratique en loisir est reconnue pour contribuer à la diminution du stress et améliorer la qualité de vie, en particulier dans certains types de handicaps[84]. À l'intérieur même des start-up, ou bien à l'université, le tennis de table est une activité très largement répandue. Les pratiquants utilisent des tables du quotidien sur lesquelles ils installent un filet. Il y a très peu de règles et les matchs sont relativement courts pour pouvoir affronter un maximum de partenaires (matchs en 3 points en général).
+La Fédération internationale de tennis de table (ITTF) est structurée en cinq fédérations continentales, qui rassemblent 207 fédérations nationales au total, réparties de la façon suivante:
+Il n'y a pas de fédération pour l'Amérique du Nord, mais des fédérations nationales, dont USA Table Tennis (USATT) aux États-Unis, et Table Tenis Canada (TTCAN) au Canada.
+Le président actuel de la Fédération internationale est l'Allemand Thomas Weikert depuis 2014, qui a succédé au Canadien Adham Sharara qui avait présidé la fédération pendant 15 ans[91]
+Le tennis de table est l'un des sports les plus populaires du monde : plus de dix millions de joueurs participent à des tournois chaque année[92]. Le nombre de pratiquants est estimé à vingt-deux millions dans le monde, ce qui placerait le tennis de table au 6e rang mondial[1].
+Pour la France, l'évolution du nombre de licenciés par sport est visible sur la page Sport en France#Nombre de pratiquants et nombre de licenciés
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+Pink Floyd [pɪŋk flɔɪd][1] est un groupe rock britannique originaire de Londres, en Angleterre. Le groupe a débuté avec un premier album de musique psychédélique pour ensuite bifurquer vers le rock progressif. Formé en 1965, il est considéré comme un pionnier et un représentant majeur de ces styles musicaux. Il est reconnu pour sa musique planante et expérimentale, ses textes philosophiques et satiriques, ses albums-concept et ses performances en concert originales et élaborées. De ses débuts à aujourd'hui, le groupe a vendu plus de 360 millions d'albums à travers le monde[2],[3]. Aux seuls États-Unis, les ventes des albums de Pink Floyd sont dénombrées par la RIAA à hauteur de 85 millions d'exemplaires[4].
+Initialement mené par le guitariste, chanteur et auteur-compositeur principal Syd Barrett, le groupe connaît un succès modeste au milieu des années 1960, puis devient l'un des groupes underground londoniens les plus populaires de la scène psychédélique. Cependant, le comportement de plus en plus instable de Barrett (principalement dû à son importante consommation de LSD), conduit les autres membres à le remplacer par David Gilmour, un ami d'enfance de Barrett. Le bassiste Roger Waters deviendra progressivement le meneur du groupe, signant toutes les paroles à partir de 1972. Pink Floyd acquiert l'année suivante une célébrité mondiale avec The Dark Side of the Moon (1973), le troisième album le plus vendu de tous les temps, derrière Back in Black d'AC/DC et Thriller de Michael Jackson.
+Le groupe enchaîne les succès au cours des années 1970 avec Wish You Were Here (1975), Animals (1977) et The Wall (1979), ce dernier donnant lieu à une adaptation cinématographique. Mais des tensions dans le groupe apparaissent au fil du temps alors que Roger Waters en prend de plus en plus le contrôle. Pendant l'enregistrement de l'album The Wall, le claviériste Richard Wright est renvoyé du groupe, mais participe tout de même à la tournée. Waters quitte le groupe en 1985, après la sortie deux ans plus tôt, de l'album The Final Cut dont il est l'unique auteur. En 1987, David Gilmour et Nick Mason décident d'enregistrer un nouvel album sous la bannière Pink Floyd et réintègrent Richard Wright pour A Momentary Lapse of Reason (1987) puis sur The Division Bell (1994) tout en recommençant à se produire en concert. Le groupe met ses activités en sommeil en 1996.
+Les différents membres se réunissent ensuite à quelques occasions dans les années 2000. Pink Floyd dans sa formation la plus connue (avec Gilmour, Mason, Waters et Wright) donne sa dernière prestation publique le 2 juillet 2005 lors du Live 8 à Londres. L'événement suscite de nombreuses rumeurs de reformation, démenties par David Gilmour et devenues caduques avec la mort de Richard Wright en 2008. Néanmoins, un ultime album portant le titre The Endless River, constitué principalement d'enregistrements non utilisés lors des séances de The Division Bell (1994), est publié en novembre 2014.
+En 1962, Roger Waters, Syd Barrett et David Gilmour habitent la même ville, Cambridge. Ils s'initient mutuellement à l'apprentissage de la guitare acoustique et électrique. Roger Waters fait la connaissance de Nick Mason et Richard Wright, alors qu'ils y étudient l'architecture, à la Regent Street Polytechnic de Londres. Syd Barrett va étudier les Beaux-Arts au Camberwell College of Arts de Londres et David Gilmour, dont les parents ont émigré aux États-Unis, s'installe en France.
+En automne 1965, Waters, Mason et Wright forment un groupe pop, les Architectural Abdabs, après un essai manqué sous le nom de Sigma 6. Le groupe se compose également de Clive Metcalf (guitare), Juliette Gale et Keith Noble au chant[5] . Le style de cette formation est plutôt rhythm and blues. Six pièces sont enregistrées par la formation comprenant Syd Barrett, Rado Klose, Nick Mason, Roger Waters, Richard Wright et Juliette Gale, dont une reprise de I'm a King Bee de Slim Harpo. Ils sont publiés en 2015 sous le titre 1965: Their First Recordings.
+Le groupe se retrouve chez un de leurs professeurs à la Polytechnique de Londres, Mike Leonard, et prend le nom de Leonard's Lodger pour un temps. Leonard fabrique des machines à éclairage projeté sur les murs, formant des mouvements psychédéliques. Le groupe décide de commencer à jouer de leurs instruments en s'inspirant des formes affichées sur le mur[6]. Au printemps 1966, les Architectural Adbads, ou Leonard's Lodgers, qui ont également utilisé les noms de Screaming Adbads, The Meggadeaths et The Tea Set, se séparent car Keith Noble et Clive Metcalf abandonnent cette carrière. Juliette Gale épouse Richard Wright. Ce dernier décide, avec Waters et Mason, de reformer un nouveau groupe, tandis que Bob Klose les quitte très rapidement, permettant au groupe de développer le psychédélisme dans leur musique.
+En 1966, le groupe est donc constitué de Syd Barrett (guitare, chant, composition), Richard Wright (claviers), Roger Waters (basse) et Nick Mason (batterie et percussions). La formation commence à se produire dans la région de Cambridge. Pendant ce temps, David Gilmour joue en France au sein des Flowers. L'un des noms originaux du groupe, Tea Set, est abandonné après que le groupe s'est trouvé à l'affiche avec un autre groupe du même nom. Barrett propose sur le coup un nouveau nom, The Pink Floyd Sound, une référence à deux musiciens de blues, Pink Anderson et Floyd Council[7].
+Contrairement à une idée reçue française persistante, Pink Floyd ne signifie donc pas « flamant rose », « flamant » se traduisant en anglais par « flamingo »[8]. Il exprime plutôt et rappelle l'importance du blues et du rhythm and blues américains pour la scène rock anglaise des années 1960. De fait, le son si particulier du premier quatuor s'est forgé lors des longues improvisations de standards de blues que le groupe jouait sur scène. Le Sound et le The seront d'ailleurs assez vite abandonnés. Propulsé au-devant de la scène underground londonienne grâce au périodique International Times et aux concerts à l'UFO Club organisés par John Hopkins et Joe Boyd, le groupe développe des compositions principalement dues à Syd Barrett, qui proposent un mélange de rock psychédélique américain, de whimsy britannique et bien sûr de blues, particulièrement dans les solos de guitare. Des années après, il arrivera encore au groupe de finir le concert sur une improvisation de blues.
+Le 6 mars 1967, le groupe passe pour la première fois à la télévision britannique, sur Granada TV, à Manchester, et y interprète Interstellar Overdrive. Le groupe signe un contrat avec la maison de disques EMI en 1967 et sort deux 45 tours, Arnold Layne le 11 avril et See Emily Play le 16 juin. Arnold Layne est banni des ondes radio pour ses paroles supposément explicites, mais atteint quand même le top 20.
+Sorti le 5 août 1967, le premier album du groupe, The Piper at the Gates of Dawn (nom tiré d'un chapitre du Vent dans les saules de Kenneth Grahame), est considéré comme un exemple typique de folk psychédélique britannique. L'album est un succès au Royaume-Uni, mais pas aux États-Unis. Le 14 novembre, le groupe entame une tournée avec Jimi Hendrix — ce qui lui vaut une certaine notoriété — les Move, Amen Corner et les Nice. Au Royal Albert Hall de Londres, le guitariste des Nice, David O'List, remplace Syd Barrett, diminué depuis son retour des États-Unis. Vers la fin de l'année, le groupe publie Apples and Oranges, le dernier single avec Barrett.
+En 1968, Syd Barrett souffre d'une dépression nerveuse attribuée notamment à l'usage prolongé de drogues psychédéliques (essentiellement le LSD), à la pression de la vie de groupe, aux enregistrements et aux tournées permanentes[9]. Cela est aggravé quand la maison de disque et leur producteur Norman Smith refusent de publier le single Scream Thy Last Scream/Vegetable Man, deux chansons ayant été écrites par lui. Ses performances scéniques se limitent à jouer la même note pendant toute la soirée. Le comportement de Barrett dans la vie courante est devenu imprévisible : il oublie où il se trouve, ne se rend pas aux concerts. Pendant un concert, en plein bad trip d'acide, il arrache les cordes de sa guitare et s'enfuit en courant. Pour permettre tout de même au groupe de jouer, les autres membres invitent le guitariste David Gilmour, revenu à Londres, à rejoindre le groupe afin de pouvoir assurer les spectacles. Il est officiellement intégré à la formation le 7 janvier. Gilmour doit prendre en charge les parties de guitare et de chant normalement assurées par Barrett. Pink Floyd joue ainsi à cinq pendant une très courte période, jusqu'à ce que Syd Barrett, devenu totalement incapable de jouer sur scène, soit exclu définitivement le 6 avril. Il publiera deux albums solos avant de se retirer paisiblement de la vie musicale.
+Si Barrett a écrit la majeure partie du premier disque, The Piper at the Gates of Dawn, il ne contribue que peu au second, A Saucerful of Secrets, qui paraît en 1968. Le groupe ayant perdu son principal auteur-compositeur, ce sont désormais les contributions de Richard Wright et Roger Waters qui prendront le relais, avant que David Gilmour, par son jeu de guitare et sa voix, ne prenne plus d'importance encore dans le nouveau son du groupe. Entre-temps, le groupe publie son nouveau 45 tours (It Would Be So Nice/Julia Dream) qui sera un véritable échec.
+Fin d'une époque, le 17 décembre, Pink Floyd sort ce qui sera son dernier 45 tours anglais pour plus de dix ans : Point Me at the Sky est un échec commercial[10] et confirme le groupe dans sa volonté de privilégier pour sa musique le format album.
+En 1969, Pink Floyd se trouve privé de son leader. L'enjeu est alors important : le groupe doit se refaire une identité, en gardant la paternité de Syd Barrett tout en renouvelant son répertoire. À partir de ce moment, Roger Waters va graduellement prendre de plus en plus d'importance dans le groupe, en terme de direction créatrice, ultimement jusqu'à ne considérer le groupe que comme un simple exécutant de ses compositions, dans The Final Cut.
+Le premier disque sans Syd Barrett sera la bande originale du film More de Barbet Schroeder. Cette dernière se distingue par un son acid folk et même heavy metal avec The Nile Song. La bande originale paraît le 27 juillet chez Columbia. Le disque suivant, Ummagumma (septembre-octobre 1969) est un double album. Il présente sur le premier disque des enregistrements de prestations scéniques du groupe et, sur le second, des expérimentations signées séparément par chacun des membres. C'est la première fois que le public découvre sur disque, en dehors des enregistrements pirates, le son du groupe en concert.
+Au cours de l'année 1969, les quatre musiciens de Pink Floyd ont l'idée de coller bout à bout des morceaux tirés de leur répertoire, d'en adjoindre d'autres inédits, et de présenter ainsi sur scène des suites conceptuelles autour d'une idée-force. Deux œuvres voient ainsi le jour : The Journey, et The Man, prémices des futures créations du groupe. Elles sont jouées du printemps 1969 jusqu'au début de l'année 1970. Après cet album, Pink Floyd s'écarte progressivement du psychédélisme pour produire des compositions plus nettement marquées de rock progressif.
+Ils participent à la musique du film Zabriskie Point de Michelangelo Antonioni dont la bande originale sort en avril 1970. Malgré une certaine insatisfaction du réalisateur, qui ne garde finalement que quelques-uns des morceaux proposés par le groupe, la thématique et l'esthétique du film correspondent tout à fait à ce que Pink Floyd faisait à l'époque.
+L'album Atom Heart Mother, sorti le 10 octobre 1970, est un bon exemple des nouvelles prétentions artistiques que visent de nombreux groupes de rock à la même époque. Les deux pièces instrumentales qui débutent et achèvent le disque — la première, longue suite homonyme de vingt-trois minutes pour laquelle participent orchestre et chœurs, et Alan's Psychedelic Breakfast, collage de sons d'un petit déjeuner (pris par Alan Stiles, un roadie du groupe) entrecoupés de courts passages musicaux — placent le groupe dans le giron de l'avant-garde musicale. Pour l'orchestration et la composition du morceau titre, le groupe fit appel à Ron Geesin qui avait déjà collaboré, la même année, avec Roger Waters sur l'album Music from the Body.
+Stanley Kubrick aurait demandé à Roger Waters la permission d'utiliser Atom Heart Mother pour son film Orange mécanique (1971). Cette permission lui est refusée car le groupe considère que, sortie de son contexte, la musique n'aurait aucun sens - et que Kubrick avoue ne pas exactement savoir encore comment il va s'en servir[11]. Le groupe aurait par la suite regretté cette décision après avoir visionné l'œuvre de Kubrick.[réf. nécessaire]
+Sorti le 5 novembre 1971, Meddle est probablement l'album qui a consacré Pink Floyd comme un des groupes majeurs de l'époque grâce à One of These Days, devenu un classique de leurs concerts, et surtout Echoes, un titre long de vingt-trois minutes, avec des passages instrumentaux longs et planants. Une légende persistante veut qu’Echoes, le dernier morceau de l'album, soit synchronisé avec la dernière section du film 2001, l'Odyssée de l'espace réalisé par Stanley Kubrick, sorti trois ans plus tôt[12]. Par ailleurs, c'est Meddle qui définira clairement le son de Pink Floyd comme progressif, c'est-à-dire de longues pièces complexes et souvent divisées en plusieurs mouvements, ce qu'avait amorcé l'album précédent, Atom Heart Mother.
+Finalement, Obscured by Clouds (1972), bande sonore enregistrée au Château d'Hérouville (95) pour un nouveau film de Barbet Schroeder, La Vallée, confirme la voie empruntée par le groupe. Cette même année, le groupe tourne un concert à Pompéi, près de Naples en Italie, qui détonne par son absence totale de public : le groupe joue seul au milieu des ruines de la cité romaine. Pour beaucoup, ce concert, sorti en salles de cinéma en 1972, est le type même du « son Pink Floyd », progressif et planant. Lors de ce concert, le groupe, reprenant le concept de la chanson Seamus (sur Meddle), fait « chanter » un chien en jouant très probablement sur la sensibilité acoustique de ces animaux aux saturations d'un harmonica : le titre Mademoiselle Nobs reste musicalement étrange. Il faut rappeler que, à cette époque, Pink Floyd jouait ses nouvelles compositions sur scène avant de les enregistrer en studio, aussi leurs noms ont-ils varié jusqu'à la publication des disques. Cela fut vrai jusqu'à Animals, où Sheeps, Dogs et Pigs ont été joués en tournée bien avant la sortie de l'album, comme The Dark Side of the Moon. Le Mademoiselle Nobs est une réminiscence de ce procédé[13].
+C'est le 23 mars 1973 que sort The Dark Side of the Moon, qui, avec les trois albums suivants, Wish You Were Here, Animals et The Wall, forme une suite d'albums souvent considérés comme les plus aboutis de la carrière de Pink Floyd. David Gilmour réfute les accusations de tentation commerciale lorsque l'album The Dark Side of the Moon connaît un succès massif en 1973, notamment grâce au titre Money. Cet album reste dans le Billboard 200 pendant mille sept semaines au total, soit plus de dix-neuf ans. C'est encore aujourd'hui un record historique[14]. C'est le troisième album le plus vendu de tous les temps, avec des ventes estimées entre 45 et 50 millions d'exemplaires[15],[16],[17]. Sa pochette, œuvre de la firme graphique de Storm Thorgerson (Hipgnosis), ami du groupe qui a réalisé les pochettes des albums précédents, représentant la dispersion de la lumière au travers d'un prisme, est restée célèbre. The Dark Side of the Moon est un album-concept dont les thèmes dominants sont la vieillesse (Time), la folie (Brain Damage) et la mort (The Great Gig in the Sky). C'est un album techniquement très élaboré, avec l'utilisation d'un nouvel enregistreur de seize pistes aux studios Abbey Road, le talent de l'ingénieur du son et producteur Alan Parsons ; les titres sont méticuleusement enchaînés, la guitare de David Gilmour est envoûtante ; Richard Wright joue de ses synthétiseurs de manière tellement innovante qu'elle va donner l'exemple à tout un courant musical, en particulier en Allemagne.
+Après le succès remporté par The Dark Side of the Moon, le groupe ne trouve plus d'inspiration, malgré sa volonté de produire un album qui constituerait un « digne successeur » de leur précédent opus. Il se lance donc, fin 1973, dans des séances d'enregistrement pour un nouvel album qui ne contiendrait aucun instrument conventionnel, utilisant uniquement des ustensiles de ménage pour créer la musique et appelé provisoirement The Household Objects. Les membres du groupe se lancent dans des expériences avec différents objets communs, tels des rouleaux de ruban adhésif, des bouteilles de vin et des aérosols. Roger Waters explique : « On a essayé de faire un album sans utiliser aucun instrument de musique. Ça semblait être une bonne idée à ce moment-là, mais ça n'a pas abouti. Nous avions besoin de prendre une pause, car nous étions fatigués et las. On a cru que parce que The Dark Side of the Moon avait eu autant de succès, c'était la fin. Nous avions atteint le but que nous visions depuis que nous étions ados, et pour nous, il n'y avait plus rien d'autre à faire en termes de rock 'n' roll »[18].
+Finalement, le groupe laisse tomber le projet The Household Objects au profit de la chanson Shine On You Crazy Diamond, qui formera la pièce majeure du prochain album, Wish You Were Here, sorti en 1975. Des tensions commencent à émerger lors de l'enregistrement, mais les efforts des membres génèrent un album touchant. Le morceau principal, Shine On You Crazy Diamond, est un long hommage à Syd Barrett dont l'esprit semble continuer de hanter le groupe. Welcome to the Machine et Have a Cigar sont des critiques acerbes de l'industrie du disque. La chanson titre est axée comme tout l'album sur la thématique de l'absence (notamment celle de Barrett). Shine On You Crazy Diamond ouvre et clôt l'album, en deux parties qui sont séparées (une décision prise en cours d'enregistrement) par les autres chansons. Pendant l'enregistrement de cet album, Syd Barrett est apparu dans le studio. Les membres du groupe ne l'ont pas reconnu tout de suite tant il avait changé[19],[20]. En effet, il avait pris du poids, et s'était entièrement rasé. Sa présence a provoqué une grande émotion chez ses anciens amis. Ces derniers sont accablés par la dégénérescence de son état de santé mentale.
+En 1977, l'album Animals sort, en réaction au fait que le groupe est de plus en plus critiqué et stigmatisé par le mouvement punk pour qui il symbolise l'avachissement et la prétention du rock, bien loin de la simplicité des débuts du rock 'n' roll. La guitare a cependant une influence nettement plus importante sur cet album que sur ses prédécesseurs, et une facture plus rock. Il contient de longs morceaux liés par un thème commun, emprunté en partie à La Ferme des animaux de l'écrivain George Orwell, où les cochons (Pigs on the Wing, Pigs (Three Different Ones)), les chiens (Dogs) et les moutons (Sheep) sont une métaphore de la société contemporaine. La pochette de l'album représente la Battersea Power Station survolée par un énorme cochon commandé pour l'occasion à une fabrique hollandaise de zeppelins. Le fil reliant le cochon au sol ayant cédé, le ballon s'envole et est finalement retrouvé dans un champ près de Canterbury. La pochette de certaines éditions de l'album contient d'ailleurs des copies de coupures de presse expliquant que la Royal Air Force est intervenue pour intercepter « le cochon volant »[Note 1]. Ledit cochon gonflable devient par la suite un élément récurrent des concerts du groupe, parfois adapté aux circonstances. Ainsi, les cochons de la tournée qui suit The Wall sont noirs et arborent l'emblème des marteaux croisés sur le flanc.
+Le thème du mur est venu à l'esprit de Waters à la suite d'un concert de la tournée de promotion d'Animals (intitulée In the Flesh), au Stade olympique de Montréal, le 6 juillet 1977. Waters, rendu furieux par le comportement chahuteur du public, crache à la figure d'un spectateur particulièrement bruyant[21],[Note 2]. Cet épisode lui inspire l'idée d'un artiste qui bâtirait un mur entre lui et son public, idée qui deviendra le pivot de l'album The Wall[22].
+Waters avait déploré le caractère impersonnel de l'immense stade de Montréal. Il a raconté y avoir ressenti un sentiment d'aliénation qui est un fondement du concept de l'album. D'ailleurs, le stade imaginé par Gerald Scarfe à l'intérieur de la pochette de l'album ainsi que dans le film est visiblement inspiré par le Stade olympique, avec ses mâts similaires à ceux du stade montréalais, resté à moitié achevé jusqu'en 1986.
+À la fin de 1978, Roger Waters présente aux autres membres du groupe deux projets d'albums : The Wall dont les thèmes principaux sont le « mur » séparant l'artiste de ses fans et l'aliénation de l'individu par la société, et The Pros and Cons of Hitch Hiking qui décrit ses propres fantasmes. Trouvant ce dernier trop personnel, ils choisissent The Wall ; le second fera l'objet d'un album solo de Waters enregistré en 1984.
+La critique salue avec enthousiasme The Wall lorsque l'album sort en novembre 1979. Quelques phrases extraites des textes vont marquer les esprits, comme We don't need no education, we don't need no thought control sur Another Brick in the Wall (Part 2). Il marque le début d'une collaboration entre le groupe, le compositeur Michael Kamen et le producteur Bob Ezrin.
+Cet album, prélude à une série de concerts dont la logistique est tellement lourde que la tournée ne couvrira que quatre lieux et sera immortalisée en 2000 par la sortie d'un double album live Is There Anybody Out There? The Wall Live 1980-81, témoigne de l'influence grandissante de Roger Waters, malgré l'énorme travail musical, souvent sous-estimé, de David Gilmour (qui signe officiellement la musique de trois titres : Young Lust, Comfortably Numb et Run Like Hell mais ayant en réalité participé grandement à d'autres compositions et aux principaux arrangements). Les autres membres du groupe subissent la volonté dominatrice de Waters, non sans heurt. Pendant l'enregistrement de l'album, lorsque l'horaire doit être changé, le claviériste Richard Wright refuse catégoriquement de mettre fin à ses vacances en mer pour revenir en studio et terminer sa prestation. Waters, qui investi de nombreuses heures à ce projet, est furieux et décide, avec l'approbation des autres membres, de congédier son vieil ami. Le claviériste sera par contre engagé comme musicien d'accompagnement pour la tournée. Ironiquement, il sera le seul à retirer un bénéfice de cette courte tournée, les trois autres membres du groupe ayant dû payer de leur poche les lourds frais engendrés[23].
+Le film The Wall, inspiré de l'album homonyme et réalisé par Alan Parker, sort en salles en 1982, mettant en vedette Bob Geldof dans le rôle de Pink. Il ne contient presque aucun dialogue, laissant la place aux morceaux de l'album, avec quelques variantes, par exemple When the Tigers Broke Free n'est jouée que dans le film, et Hey You seulement sur l'album. Les scènes filmées alternent avec des animations de Gerald Scarfe.
+En 1983 sort l'album The Final Cut, album sombre et atypique qui porte le nom de Pink Floyd mais qui est présenté sur la pochette comme une œuvre « de Roger Waters interprétée par Pink Floyd » sans Richard Wright, évincé du groupe depuis 1979. Le bassiste y développe plusieurs idées déjà présentes dans The Wall, telle une continuité à celui-ci, comme la douleur causée par l'absence de son père (à qui l'album est dédié) ou le dur retour des soldats à la vie civile[24], et attaque violemment Margaret Thatcher qui vient alors de lancer le Royaume-Uni dans la guerre des Malouines contre l'Argentine.
+Les relations entre les membres du groupe sont désormais devenues détestables. Nick Mason est même remplacé par un autre batteur sur la dernière chanson de l'album, Two Suns in the Sunset, tandis que Gilmour est relégué à son rôle de guitariste et ne chante qu'une chanson, Not Now John. Bien que l'album atteigne la première place des charts au Royaume-Uni, il ne se vend pas très bien, mettant ainsi fin à une décennie de gloire planétaire.
+À partir de l'album The Dark Side of the Moon, Roger Waters s'impose comme unique parolier du groupe alors que, sur les albums précédents, cette fonction était souvent partagée avec Gilmour et Wright. Malgré sa mainmise sur les paroles et le fait qu'il signe la majorité des paroles et des musiques de The Wall, la suite montrera que l'âme du groupe se trouve dans l'ensemble musical que forment les membres du groupe. Roger Waters essuiera d'ailleurs de relatifs échecs commerciaux avec ses albums solo. Car même si The Final Cut a été considéré comme le premier album solo de Roger Waters, la présence de Mason et surtout de la voix et la guitare de Gilmour assurent une musicalité que Waters ne retrouvera pas entièrement, même en jouant en public note à note les partitions des autres membres du groupe lors de ses tournées en solo.
+Ne pouvant légalement dissoudre le groupe, Roger Waters annonce qu'il quitte Pink Floyd en 1985, en se disant que celui-ci ne survivra pas à son départ puisqu'il en est devenu la principale force créatrice[25]. Il produit dans cette foulée The Pros and Cons of Hitch Hiking qui, comme les autres albums solos, est un échec commercial. Waters remplit malgré cela les salles en reprenant les titres de Pink Floyd (tournées The Dark Side of the Moon et The Wall).
+Après la dissolution forcée du groupe par Waters, tous ses membres se consacrent à des projets solos. Le premier album de Richard Wright, Wet Dream, est sorti en 1978 avec, comme musiciens invités, Snowy White à la guitare et Mel Collins au saxophone et à la flûte. La même année, David Gilmour produit son album éponyme, avec les anciens musiciens du groupe Joker's Wild, avec lesquels il jouait juste avant de rejoindre Pink Floyd, Rick Wills à la basse et Willie Wilson à la batterie. En mars 1984 paraît About Face, le deuxième album solo de Gilmour, suivi en avril par l'unique album du groupe Zee (formé de Wright et de Dave Harris), Identity. L'année suivante, Nick Mason sort l'album Profiles en collaboration avec Rick Fenn.
+En 1986, David Gilmour, voulant contredire l'idée que Roger Waters se faisait du groupe, décide avec Nick Mason de relancer Pink Floyd. Roger Waters entame alors des poursuites car il leur conteste le droit au nom du groupe sans sa présence. Cette bataille affecte profondément les membres, notamment Nick Mason qui déclare : « C'est malheureux de devoir arrêter les conflits par les tribunaux. »
+Waters perdra sa cause et c'est sous le nom de Pink Floyd que le duo sort en 1987 l'album A Momentary Lapse of Reason. Gilmour et Mason ont été entretemps rejoints, en studio puis sur scène, par Richard Wright qui sera officiellement réintégré seulement après la tournée, à cause de problèmes juridiques. Il est néanmoins crédité aux claviers sur l'album. Un certain nombre de musiciens additionnels sont crédités sur l'album (ce qui fut aussi le cas, par exemple avec Michael Kamen, sur The Wall et The Final Cut). Tony Levin, bassiste et stickiste de Peter Gabriel, remplace Roger Waters à la basse, Scott Page, au saxophone. C'est le saxophoniste, guitariste et flûtiste entre autres du groupe Supertramp durant leur tournée de 1983 ainsi que sur l'album Brother Where You Bound (1985), auquel avait participé David Gilmour. Du fait de l'absence de Waters, principal parolier du groupe depuis une décennie, le groupe doit se faire épauler à l'écriture des textes. À l'exception de Yet Another Movie coécrit avec Patrick Leonard, toutes les chansons de la face B de l'album sont signées David Gilmour aux paroles et à la musique, alors que sur la face A, il fait appel à Anthony Moore pour coécrire les paroles de Learning To Fly, On the Turning Away et Dogs of War et Phil Manzanera pour One Slip, tandis qu'il signe seul la musique à l'exception de Signs of Life, cosignée avec Bob Ezrin.
+Cet album permet une gigantesque tournée qui voit Roger Waters être remplacé par Guy Pratt. Pink Floyd exécute alors la totalité de l'album A Momentary Lapse of Reason et les chansons les plus connues du groupe, telles que Money, Shine On You Crazy Diamond ou Comfortably Numb. Cette tournée donne lieu à un disque et à un film nommés Delicate Sound of Thunder.
+C'est un groupe plus soudé qui sort The Division Bell en 1994, sur lequel on note à nouveau la participation de Michael Kamen et l'apport important aux paroles de Polly Samson, la femme de Gilmour qui cosigne sept titres sur onze. Cet album propulse à nouveau le groupe en tête des ventes aux États-Unis et le replace au sommet, tant au niveau critique que commercial. Il est le prélude à une gigantesque tournée mondiale, immortalisée par l'album P·U·L·S·E sorti en 1995. Le succès de l'album et de la tournée et le fait que Wright, Gilmour et Mason ont ainsi démontré leur indépendance artistique à l'égard de Waters pourraient expliquer pourquoi ce fut la dernière fois où ces musiciens ont convergé en studio pour enregistrer un nouvel album (The Endless River, en 2014, ne comportait pas de nouveaux enregistrements à proprement parler).
+Plus tard, on[Qui ?] a pu constater la force d'évocation musicale de Pink Floyd lors de la tournée solo de Gilmour de 2006 à laquelle Wright participe, ainsi que Mason pour quelques concerts[26]. Durant cette tournée, des classiques comme Arnold Layne, Echoes, Fat Old Sun, Wot's… Uh the Deal, Breathe et Time sont repris en renouant avec l'esprit d'improvisation et d'osmose musicale des concerts de Pink Floyd des années 1970. Guy Pratt remplace Waters qui, bien qu'invité, refuse officiellement pour des raisons de planning.
+Le 17 janvier 1996, Pink Floyd entre au Rock'n'Roll Hall of Fame, musée de Cleveland dans l'Ohio. La cérémonie d'intronisation se déroule à New York mais Waters est une nouvelle fois absent[27]. En 1997, un astéroïde est nommé (19367) Pink Floyd en l'honneur du groupe[28], et, en 2004, l'album phare The Dark Side of the Moon est remasterisé et réédité en son multicanal sous le format de pointe Super Audio CD. L'édition est stéréo et multicanale hybride, par conséquent lisible en qualité stéréo Compact Disc sur toute platine CD conventionnelle (incapable de reproduire la piste sonore haute définition du Super Audio CD). Cette réédition, bien que présentée sous un format peu connu du grand public, s'est vendue l'année même à plus de huit cent mille exemplaires dans le monde.
+A partir de 1996, le groupe se met en sommeil, Gilmour décidant de se consacrer désormais entièrement à sa carrière solo.
+David Gilmour, Nick Mason, et Richard Wright rejoignent Roger Waters le temps d'un concert à l'occasion du Live 8 le 2 juillet 2005 à Hyde Park (Londres). Le groupe est alors au complet[29]. Avant d'entamer Wish You Were Here, Roger rend hommage à son ami d'enfance Syd Barrett en ces termes : « C'est un moment émouvant, debout ici avec ces trois gars, après toutes ces années. Debout avec vous tous. Quoi qu'il en soit, nous le faisons pour ceux qui ne sont pas là, en particulier pour Syd, bien sûr. »
+Le nombre de spectateurs de ce concert des Pink Floyd est estimé à trois millions[14]. Durant la semaine qui suivit, les albums du groupe connaissent un regain de vente : selon la chaîne de magasins HMV les ventes d’Echoes: The Best of Pink Floyd ont crû de 1 343 %[30], et Amazon indique que les ventes de The Wall ont augmenté de 3 600 %, celles de Wish You Were Here de 2 000 %, celles de The Dark Side of the Moon de 1 400 % et celles de Animals de 1 000 %. David Gilmour déclare par la suite qu'il reversera la part des profits due à ce boom des ventes à des œuvres de charité et a incité les autres artistes ayant participé au concert à faire de même[30].
+Après le concert, des rumeurs d'une éventuelle reformation de Pink Floyd sont démenties par David Gilmour qui déclare au quotidien italien La Repubblica, alors que nombre de fans espéraient que Pink Floyd redonnerait des concerts avant la fin de 2005 : « Le groupe ? C'est terminé. On s'est juste réunis pour la bonne cause, mais franchement je n'en ai plus du tout envie… Et ça n'a rien à voir avec Roger Waters, parce que même sans lui je ne reformerai pas Pink Floyd. Jouer avec Pink Floyd demanderait trop de travail, et j'en ai marre des pressions. Je pense que maintenant ça suffit. J'ai 60 ans et je n'ai plus la volonté pour travailler autant désormais. Pink Floyd était une partie importante dans ma vie, j'ai passé un moment merveilleux, mais c'est fini. Pour moi il est beaucoup moins compliqué de travailler seul. Maintenant j'ai une vie tranquille. Je préfère bosser seul, et je le vis très bien[31]. » Il reviendra toutefois sur sa décision.
+David Gilmour déclare dans le magazine The Word que rejouer avec le groupe « était comme dormir auprès de son ex-femme », et qu'il n'y avait « pas de futur pour Pink Floyd »[32]. Il a depuis confirmé à plusieurs reprises ne plus vouloir rejouer avec le groupe, notamment lors de la promotion de son album Live in Gdańsk (2008)[33]. Selon le magazine Rock & Folk d'août 2006 (numéro 468), David Gilmour a invité Roger Waters pour le dernier concert de sa tournée On an Island à Londres. Selon Nick Mason, « David a invité Roger au Royal Albert Hall, mais ce dernier répétait et ne pouvait se rendre disponible. »
+Le 31 mai 2006, lors du dernier concert de David Gilmour au Royal Albert Hall à Londres, il est rejoint par Nick Mason sur les deux titres finaux, Wish You Were Here et Comfortably Numb, reconstituant ainsi le groupe de la période Gilmour le temps de deux morceaux. En effet, Richard Wright faisait partie du groupe de tournée de Gilmour, de même que Jon Carin, Guy Pratt (tous deux ayant participé aux tournées 1987 et 1994 de Pink Floyd) et Dick Parry (saxophoniste sur plusieurs albums du groupe).
+Le 7 juillet 2006, Syd Barrett meurt à Cambridge des suites de complications liées à un cancer du pancréas. Il a 60 ans. Le 10 mai 2007, Roger Waters participe au concert hommage à Syd Barrett au Barbican Centre de Londres. Plus tard dans la soirée sont annoncés « Rick Wright, David Gilmour, Nick Mason ». Pink Floyd est donc de nouveau réuni sur scène pour interpréter Arnold Layne, avec la participation de tous les artistes de la soirée pour Bike. Cependant, Roger Waters n'est présent sur aucun de ces titres, et il est le seul à, finalement, ne pas participer.
+Richard Wright meurt le 15 septembre 2008, à 65 ans, après un court combat contre le cancer. L'idée d'une reformation de Pink Floyd est définitivement abandonnée. Néanmoins, Roger Waters et David Gilmour se réunissent le 10 juillet 2010 pour un concert de charité pour l'association Hoping Foundation[34]. Dans une interview au magazine Rolling Stone de décembre 2010, Roger Waters confie qu'il projette au moins un concert de Pink Floyd durant sa tournée The Wall : « David, Nick et moi pourrions faire un show quelque part… mais pas question de nous lancer dans une tournée. »
+Cette réunion aura eu lieu le 12 mai 2011 à l'O2 Arena de Londres où Waters a été rejoint pendant sa tournée The Wall Live par Gilmour pour interpréter Comfortably Numb, et par Mason et Gilmour sur le dernier morceau du concert Outside the Wall.
+En septembre 2011, au cours d'une campagne médiatique soutenue appelée Why Pink Floyd...?, EMI réédite le catalogue du groupe, intégralement remastérisé par James Guthrie, soit quatorze albums (à l'exception des deux live Delicate Sound of Thunder et P*U*L*S*E*). Tous les albums studio sont remasterisés sous le nom Discovery Edition, chaque album accompagné d'un livret contenant les paroles et les crédits. Cependant, les trois albums les plus fameux du groupe (The Dark Side of the Moon, Wish You Were Here et The Wall), ont droit en plus de la version remasterisée Discovery, à des éditions Experience et Immersion (que l'on peut qualifier respectivement d'édition Deluxe et Super-Deluxe), au contenu inédit.
+Les éditions Experience contiennent, en plus de l'album remasterisé (pour Wish You Were Here et The Wall), des démos inédites comme les versions originelles de Raving and Drooling (précurseur de Sheep), You Gotta Be Crazy (précurseur de Dogs) et la première mouture en un seul morceau de Shine On You Crazy Diamond en versions live de 1974, les premières démos avancées de The Wall. Plus particulièrement, sur Wish You Were Here, on découvre enfin la fameuse version de la chanson homonyme comportant les soli du violoniste Stéphane Grappelli. L'édition Experience de The Dark Side of the Moon contient, en plus de l'album, un concert inédit où l'album fut intégralement joué, à l'Empire Pool (ex-Wembley Arena) en 1974. Les Immersions editions de ces trois albums contiennent, en plus du contenu des éditions Experience, des objets de collections (livrets, photos, reproduction de tickets de concert...). Ces éditions contiennent les albums sur CD, DVD et Bluray en son multi-canal (tel le 5.1 surround), avec des démos et remix inédits, ainsi que des documentaires et des extraits de concert.
+Durant cette campagne de remasterisation, EMI édite une nouvelle compilation des meilleures chansons remasterisées appelée A Foot in the Door - The Best of Pink Floyd. Le coffret Discovery est également édité, contenant les quatorze albums studio remasterisés. Dans la foulée de ces rééditions — qui connaissent le même succès que la remastérisation des albums des Beatles en 2009 — Pink Floyd gagne son procès contre sa maison de disques EMI, en interdisant que celle-ci puisse vendre les chansons du groupe à l'unité sur les plates-formes de téléchargement, préservant ainsi la cohérence de l'œuvre sous forme d'albums et non de chansons disparates.
+En juin 2013, Pink Floyd autorise Spotify à diffuser la totalité de son répertoire en streaming, après le succès du million de requêtes de Wish You Were Here.
+Polly Samson, la femme de David Gilmour, annonce sur Twitter la sortie du dernier album du groupe en octobre 2014, vingt ans après The Division Bell[35]. Il sort finalement le 7 novembre 2014 et, à l'exception de la chanson Louder than Words qui possède des paroles, cet album ne comprend que des pièces instrumentales, enregistrées en 1969 et en 1993 et finalisées pour l'occasion. The Endless River connaît un énorme succès malgré des critiques mitigées et devient disque d'or dans de nombreux pays dès la première semaine. Il est dédié au claviériste Richard Wright, mort le 15 septembre 2008, dont le son a longtemps été au cœur de la musique de Pink Floyd[36].
+À la suite de la sortie de cet album, il est annoncé que le groupe Pink Floyd est dissous de façon définitive.
+Nick Mason a résumé l'évolution du groupe avec humour : « À bord du Floyd, [j'étais] sous les ordres de capitaines exigeants et parfois intransigeants. Le premier fut le dingue capitaine [Syd] Barrett. Ses yeux brillants d'histoires de trésor et de visions étranges ont failli nous mener à la catastrophe, jusqu'à ce que la mutinerie nous pousse sous le commandement du cruel Roger [Waters]... Un peu plus tard, Roger allait s'infliger le supplice de la planche et se faire remplacer par le matelot deuxième classe [David] Gilmour. […] Je me suis maintenu au poste de cuisinier du navire[37]. »
+La première reformation du groupe fut lors des funérailles du manager de Pink Floyd, Steve O'Rourke, le 14 novembre 2003 à la cathédrale de Chichester dans le Sussex, en Angleterre. David Gilmour interpréta seul Fat Old Sun puis The Great Gig In the Sky, où il fut rejoint par Nick Mason et Richard Wright. Le groupe complet (sans Syd Barrett) s'est exceptionnellement reformé le 2 juillet 2005 lors du Live 8. Il se reforme également, cette fois-ci sans Roger Waters, le 31 mai 2006, lors du dernier concert de David Gilmour au Royal Albert Hall à Londres, où il est rejoint par Nick Mason sur les deux titres finaux, Wish You Were Here et Comfortably Numb, reconstituant ainsi le groupe de la période Gilmour le temps de deux chansons. En effet, Richard Wright faisait partie du groupe de tournée de Gilmour, de même que Jon Carin, Guy Pratt (tous deux ayant participé aux tournées 1987 et 1994 de Pink Floyd) et Dick Parry (saxophoniste sur trois albums du groupe). Puis le 10 mai 2007 lors d'un concert hommage à Syd Barrett où le groupe a interprété Arnold Layne.
+Le groupe se reforme le 12 mai 2011, lors d'un concert de la tournée The Wall de Roger Waters, où Nick Mason et David Gilmour sont venus ensemble interpréter Outside The Wall. Enfin, la dernière reformation en date est en 2014 pour l'album The Endless River, bien qu'une tournée soit peu envisageable du fait de la mort de Richard Wright.
+Deux groupes hommages tournent mondialement en reprenant le répertoire et la scénographie du groupe :
+En 1969, le groupe reçoit le grand prix de l'académie Charles-Cros pour l'album Ummagumma.
+En 1997, un astéroïde est nommé (19367) Pink Floyd en l'honneur du groupe[28].
+En 2008, le groupe reçoit le Prix Polar Music. En 2017, une crevette-pistolet, découverte sur la côte Pacifique du Panama, possédant une grosse pince rose qu'elle claque, produisant une vibration assez puissante pour étourdir ses proies, a été baptisée Synalpheus pinkfloydi en hommage au groupe[38].
+Sur les autres projets Wikimedia :

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+Pi, appelé parfois constante d’Archimède[a], est un nombre représenté par la lettre grecque minuscule du même nom : π. C’est le rapport constant de la circonférence d’un cercle à son diamètre dans un plan euclidien. On peut également le définir comme le rapport de l'aire d'un disque au carré de son rayon.
+Sa valeur approchée par défaut à moins de 0,5×10–15 près[b] est 3,141 592 653 589 793 en écriture décimale[1],[2].
+De nombreuses formules, de physique, d’ingénierie et bien sûr de mathématiques, impliquent π, qui est une des constantes les plus importantes des mathématiques[3].
+Le nombre π est irrationnel, c’est-à-dire qu’on ne peut pas l’exprimer comme un rapport de deux nombres entiers ; ceci entraîne que son écriture décimale n’est ni finie, ni périodique. C’est même un nombre transcendant, ce qui signifie qu’il n’existe pas de polynôme non nul à coefficients entiers dont π soit une racine[c].
+La détermination d’une valeur approchée suffisamment précise de π, et la compréhension de sa nature sont des enjeux qui ont traversé l’histoire des mathématiques ; la fascination exercée par ce nombre l’a même fait entrer dans la culture populaire.
+L’usage de la lettre grecque π, première lettre de περίμετρος (« périmètre » en grec ancien), n’est apparu qu’au XVIIIe siècle. Auparavant, sa valeur était désignée par diverses périphrases comme la « constante du cercle » ou son équivalent dans diverses langues.
+Dans les dictionnaires et ouvrages généralistes[4], π est défini comme le rapport, constant dans le plan usuel qu'est le plan euclidien, entre la circonférence d’un cercle et son diamètre. Ce rapport ne dépend pas du cercle choisi, en particulier de sa taille. En effet, tous les cercles sont semblables et pour passer d’un cercle à un autre il suffit de connaître le rapport de la similitude. Par suite, pour tout réel positif k, si un cercle possède un rayon r (ou un diamètre d = 2r) k fois plus grand qu’un autre, alors son périmètre P sera aussi k fois plus grand, ce qui prouve la constance du rapport.
+Par ailleurs, cette même similitude multipliera l’aire A par le carré de k, ce qui prouve maintenant que le rapport A/r2 est constant. On peut montrer, par exemple par la méthode des indivisibles, que cette constante vaut également π.
+Le dessin ci-contre illustre une autre méthode[5], essentiellement due à Archimède (voir infra) : le périmètre du polygone vaut à peu près 2πr alors qu’en redistribuant les triangles formés on remarque que son aire vaut à peu près πr2. Pour formaliser le « à peu près », il faudrait faire tendre le nombre de côtés du polygone vers l’infini, ce qui illustre déjà la nature « analytique » de π.
+La définition géométrique ci-dessus, historiquement la première et très intuitive, n'est pas la plus directe pour définir π mathématiquement en toute rigueur. Les ouvrages plus spécialisés, par exemple[6]
+définissent π par l'analyse réelle, parfois à l'aide des fonctions trigonométriques, mais introduites sans référence à la géométrie :
+Les deux méthodes précédentes consistent en réalité à calculer le périmètre du cercle, qu’on a défini par la fonction t ↦ exp(it), ou la fonction t ↦ exp(2iπt).
+Le nombre π est irrationnel, ce qui signifie qu’on ne peut pas écrire π = p/q où p et q  seraient des nombres entiers. Al-Khwârizmî, au IXe siècle, est persuadé que π est irrationnel[15]. Moïse Maïmonide fait également état de cette idée durant le XIIe siècle.
+Ce n’est cependant qu’au XVIIIe siècle que Jean-Henri Lambert prouve ce résultat. Il expose, en 1761[16], un développement en fraction continue généralisée de la fonction tangente. Il en déduit qu'un développement de tan(m/n), avec m et n entiers non nuls, s’écrit[d] :
+tan
+⁡
+(
+m
+n
+)
+=
+m
+n
+−
+m
+2
+3
+n
+−
+m
+2
+5
+n
+−
+m
+2
+7
+n
+−
+m
+2
+⋱
+{\displaystyle \tan \left({\frac {m}{n}}\right)={\cfrac {m}{n-{\cfrac {m^{2}}{3n-{\cfrac {m^{2}}{5n-{\cfrac {m^{2}}{7n-{\cfrac {m^{2}}{\ddots }}}}}}}}}}}
+.
+Or sous certaines hypothèses — vérifiées ici — un développement en fraction continue généralisée représente un irrationnel, donc quand x est un rationnel non nul, tan(x) est irrationnel. Or, tan(π) vaut 0 ; c’est un rationnel. Par contraposition, cela prouve que π n’est pas rationnel.
+Au cours du XXe siècle, d’autres démonstrations furent trouvées, celles-ci ne demandant pas de connaissances plus avancées que celle du calcul intégral. L’une d’entre elles, due à Ivan Niven, est très largement connue[17],[18]. Une preuve similaire, version simplifiée de celle de Charles Hermite[19],[20], avait été trouvée quelque temps auparavant par Mary Cartwright[21],[22].
+Non seulement le nombre π est irrationnel (voir section précédente), mais il est transcendant, c'est-à-dire non algébrique : il n'existe pas de polynôme à coefficients rationnels dont π soit une racine[22].
+C'est au XIXe siècle que ce résultat est démontré. En 1873, Hermite prouve que la base du logarithme népérien, le nombre e, est transcendant. En 1882, Ferdinand von Lindemann généralise son raisonnement en un théorème (le théorème d'Hermite-Lindemann) qui stipule que, si x est algébrique et différent de zéro, alors ex est transcendant. Or eiπ est algébrique (puisqu'il est égal à –1). Par contraposition, iπ est transcendant, donc comme i est algébrique, π est transcendant.
+Une conséquence historiquement importante de la transcendance de π est que celui-ci n'est pas constructible. En effet, le théorème de Wantzel énonce en particulier que tout nombre constructible est algébrique. En raison du fait que les coordonnées de tous les points pouvant se construire à la règle et au compas sont des nombres constructibles, la quadrature du cercle est impossible ; autrement dit, il est impossible de construire, uniquement à la règle et au compas, un carré dont l'aire serait égale à celle d'un disque donné[23].
+De façon plus anecdotique, le fait que π soit transcendant a permis à Don Coppersmith de montrer que lorsqu'on partitionne un disque par n ≥ 4 droites concourantes formant toutes entre elles des angles de π/n radians, les deux sommes d'aires obtenues en considérant une part sur deux sont différentes si et seulement si n est impair[24],[25],[e].
+Les 16 premiers chiffres de l'écriture décimale de π sont 3,141 592 653 589 793 (voir les liens externes[1],[2],[26] pour davantage de décimales).
+Alors qu'en 2013, on connaissait déjà plus de douze mille milliards de décimales de π[27], les applications concrètes telles que l'estimation de la circonférence d'un cercle n'ont généralement pas besoin de plus d'une dizaine de chiffres.
+En 1881, Simon Newcomb relevait ainsi que dix décimales suffisent à calculer la circonférence de la Terre à une fraction de pouce près ; trente décimales, pour obtenir celle de l'univers visible, tel qu'il était appréhendé alors, avec une précision imperceptible au microscope le plus puissant du temps[28].
+Dans les années 1990, la représentation décimale de π tronquée à 39 décimales était estimée suffisante pour calculer la circonférence d'un cercle d'un diamètre du même ordre de grandeur que la taille de l'univers observable avec un degré de précision comparable à celle d'un atome d'hydrogène[29],[30], compte tenu des estimations alors en vigueur.
+En 2014, Donald Byrd, chercheur en informatique, revenait sur l'assertion de Newcomb pour l'actualiser à la lumière des avancées de la science depuis 1881 : il en concluait que pour un univers observable de 100 Ga.l. (soit 9,46 × 1026 m) et une précision de la longueur de Planck, il suffit d'environ 60 décimales[31].
+Puisque π est un nombre irrationnel, sa représentation décimale n'est pas périodique à partir d'un certain rang. La suite des décimales de π a toujours fasciné les mathématiciens professionnels et amateurs, et beaucoup d’efforts ont été mis en œuvre afin d'obtenir de plus en plus de décimales et d'en rechercher certaines propriétés[32], comme l'occurrence de nombres premiers dans les concaténations de ses décimales (voir la section d'article « Nombre premier issu de troncature de constante »).
+Malgré les importants travaux d'analyse et les calculs effectués, aucun modèle simple n’a été trouvé pour décrire cette suite de chiffres[33]. Les premières décimales sont disponibles sur de nombreuses pages web, et il existe des logiciels qui peuvent en calculer des milliards et qu'on peut installer sur un ordinateur personnel.
+Par ailleurs, le développement décimal de π ouvre le champ à d'autres questions, notamment celle de savoir si π est un nombre normal, c’est-à-dire que ses successions finies de chiffres en écriture décimale sont équiréparties. A fortiori, π serait alors un nombre univers, ce qui signifie qu'on pourrait trouver dans son développement décimal n'importe quelle suite finie de chiffres. En 2006, il n'existait pas de réponse à ces questions[34].
+Les fractions de nombres entiers suivantes sont utilisées pour mémoriser ou approcher π dans des calculs (nombre de chiffres significatifs exacts entre parenthèses) :
+3
+1
+(
+1
+)
+,
+22
+7
+(
+3
+)
+,
+333
+106
+(
+5
+)
+,
+355
+113
+(
+7
+)
+,
+103993
+33102
+(
+9
+)
+,
+104348
+33215
+(
+10
+)
+…
+{\displaystyle {\frac {3}{1}}~(1),\qquad {\frac {22}{7}}~(3),\qquad {\frac {333}{106}}~(5),\qquad {\frac {355}{113}}~(7),\qquad {\frac {103993}{33102}}~(9),\qquad {\frac {104348}{33215}}~(10)\ldots }
+Les premières calculettes Hewlett-Packard (par exemple HP-25) ne possédaient pas de touche pour π, et le manuel de l'utilisateur recommandait 355/113, très facile à mémoriser.
+Voir ci-dessous pour d’autres approches fractionnaires (Histoire, Approximation numérique, fractions continues et Mémorisation de π).
+On peut trouver une valeur approchée de π de façon empirique, en traçant un cercle, puis en mesurant son diamètre et sa circonférence, puis en divisant la circonférence par le diamètre. Une autre approche géométrique, attribuée à Archimède, consiste à calculer le périmètre Pn d’un polygone régulier à n côtés et à mesurer le diamètre d de son cercle circonscrit, ou celui de son cercle inscrit[35]. Plus le nombre de côtés du polygone est grand, meilleure est la précision obtenue pour la valeur de π.
+Archimède a utilisé cette approche en comparant les résultats obtenus par la formule en utilisant deux polygones réguliers ayant le même nombre de côtés, pour lesquels le cercle est pour l’un circonscrit et pour l’autre inscrit. Il a réussi, avec un polygone à 96 côtés, à déterminer[36] que 3 + 10/71 < π < 3 + 1/7 .
+On peut également obtenir des valeurs approchées de π en mettant en œuvre des méthodes plus modernes. La plupart des formules utilisées pour calculer π se basent sur la trigonométrie et le calcul intégral. Cependant, certaines sont particulièrement simples, comme la « formule de Leibniz »[37] (voir infra) :
+π
+=
+4
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+−
+1
+)
+k
+2
+k
++
+1
+=
+4
+1
+−
+4
+3
++
+4
+5
+−
+4
+7
++
+4
+9
+−
+4
+11
+⋯
+.
+{\displaystyle \pi =4\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(-1)^{k}}{2k+1}}={\frac {4}{1}}-{\frac {4}{3}}+{\frac {4}{5}}-{\frac {4}{7}}+{\frac {4}{9}}-{\frac {4}{11}}\cdots .\!}
+Cette série converge si lentement que pour calculer π avec une précision de six décimales il faut presque deux millions d'itérations.
+Cependant, il est possible de définir une suite similaire qui converge vers π beaucoup plus rapidement, en posant :
+π
+0
+,
+1
+=
+4
+1
+,
+π
+0
+,
+2
+=
+4
+1
+−
+4
+3
+,
+π
+0
+,
+3
+=
+4
+1
+−
+4
+3
++
+4
+5
+,
+π
+0
+,
+4
+=
+4
+1
+−
+4
+3
++
+4
+5
+−
+4
+7
+,
+⋯
+{\displaystyle \pi _{0,1}={\frac {4}{1}},\ \pi _{0,2}={\frac {4}{1}}-{\frac {4}{3}},\ \pi _{0,3}={\frac {4}{1}}-{\frac {4}{3}}+{\frac {4}{5}},\ \pi _{0,4}={\frac {4}{1}}-{\frac {4}{3}}+{\frac {4}{5}}-{\frac {4}{7}},\cdots \!}
+et en définissant :
+π
+i
+,
+j
+=
+π
+i
+−
+1
+,
+j
++
+π
+i
+−
+1
+,
+j
++
+1
+2
+ pour tout
+i
+,
+j
+≥
+1.
+{\displaystyle \pi _{i,j}={\frac {\pi _{i-1,j}+\pi _{i-1,j+1}}{2}}{\text{ pour tout }}i,j\geq 1.}
+Le calcul de π10,10 demande alors un temps similaire à celui requis pour calculer les 150 premiers termes de la série initiale, mais la précision est bien meilleure car π10,10 = 3,141592653… approche π avec neuf décimales exactes[f]. On trouvera plus loin des méthodes de calcul plus élaborées, donnant des convergences bien plus rapides encore.
+L’histoire ancienne de π, qu’on peut retracer grâce aux écrits disponibles, suit approximativement l’avancée des mathématiques dans leur ensemble[36]. Certains auteurs divisent l’histoire de π en trois parties : la période antique durant laquelle π a été étudié géométriquement, l’ère classique, aux alentours du XVIIe siècle, où les outils du calcul intégral ont permis des avancées dans la connaissance du nombre π, et la période des ordinateurs numériques[38].
+Il semble que, très tôt, les mathématiciens aient été convaincus qu'il existait un rapport constant entre le périmètre du cercle et son diamètre, ainsi qu'entre l'aire du disque et le carré du rayon. Des tablettes babyloniennes datant de 2 000 ans av. J.-C. et découvertes en 1936[39] présentent des calculs d'aire conduisant à une valeur de π de 3 + 1/8[40].
+Découvert en 1855, le papyrus de Rhind contient le texte, copié au XVIe siècle avant notre ère par le scribe égyptien Ahmès, d'un manuel de problèmes plus ancien encore. On y trouve utilisée plusieurs fois une méthode pour évaluer l'aire d'un disque en prenant le carré dont le côté est égal au diamètre du disque diminué d'un neuvième. Cette méthode conduit à une évaluation de π de 256/81.
+Une justification possible de celle-ci s'appuie sur le schéma ci-contre. Si le disque a pour diamètre 9, l'aire du disque est légèrement supérieure à l'aire de l'octogone (irrégulier) obtenu en rognant les coins du carré de côté 9. Cet octogone a pour aire 63 ; l'aire du disque est alors évaluée à 64, soit l'aire d'un carré de côté 8. Le rapport entre l'aire du disque et le carré du rayon est alors évalué par 64/(9/2)2, c'est-à-dire 256/81[41]. Mais l'hypothèse que ce procédé ait conduit à l'approximation du papyrus Rhind ne fait pas l'unanimité chez les historiens.
+Vers 700 av. J.-C., le texte indien Shatapatha Brahmana donne une approximation de π : 25/8 (= 3,125) et le Baudhāyana Sulbasūtra en donne deux autres : 900/289 (≈ 3,11) et 1156/361 (≈ 3,20)[42]. Des calculs d'astronomie ont ensuite conduit à une autre approximation védique : 339/108 (≈ 3,139)[43]. Au début du VIe siècle apr. J.-C., Aryabhata donne une approximation plus précise : 62 832/20 000  ≈ 3,1416. Comme |π – 3,1416| < 0,0000075, il s'agit d'un résultat remarquable, exact à 10−5 près.
+C'est dans le traité d'Archimède (287 à 212 av. J.-C.) intitulé De la mesure du cercle que l'on peut lire une démonstration liant l'aire du disque et l'aire du triangle ayant une base de longueur le périmètre du cercle et pour hauteur le rayon, démontrant ainsi qu'une même constante apparaît dans le rapport entre aire du disque et carré du rayon et entre périmètre et diamètre[44].
+Cette démonstration s'appuie sur la méthode d'exhaustion et un raisonnement par l'absurde[45]. En partant d'un carré inscrit dans le cercle et d'un carré circonscrit au cercle et en multipliant indéfiniment par 2 le nombre de côtés, il prouve que l'aire du disque ne peut être inférieure ni supérieure à celle du triangle correspondant.
+Cercle et ses carrés inscrit et circonscrit.
+Cercle et ses octogones inscrit et circonscrit.
+Découpage du cercle en 8 portions.
+Sa démonstration exploite l'idée du découpage en quartiers : le cercle est découpé en plusieurs quartiers qui, mis bout à bout, dessinent des triangles curvilignes de même hauteur. En multipliant le nombre de quartiers, la base des triangles curvilignes est presque droite et la hauteur est proche du rayon ; la somme des bases correspond alors au périmètre du cercle et l'aire est alors de 1/2 de la base multipliée par la hauteur, c'est-à-dire 1/2 du périmètre multiplié par le rayon.
+Dans le même traité[44], Archimède établit un encadrement du périmètre du cercle à l'aide des périmètres des polygones réguliers inscrit et circonscrit au cercle et possédant 96 côtés[46]. Pour calculer les périmètres de ces polygones, il part d'hexagones inscrits et circonscrits et met en évidence les formules donnant le périmètre d'un polygone dont le nombre de côtés a doublé. Son calcul revient à démontrer que 3 + 10/71 < π < 3 + 1/7[46]. La moyenne de ces deux valeurs est d'environ 3,14185. Archimède s'arrête à 96 côtés car les calculs qu'il est amené à effectuer, avec valeurs approchées, sont déjà longs pour l'époque. Mais il met en place ainsi une méthode qui sera reprise par ses successeurs et qui permet en théorie une précision aussi grande que souhaitée. Il faut cependant une précision toujours plus grande dans les premiers calculs à chaque fois que l'on double le nombre de côtés du polygone. Ptolémée, scientifique grec ayant vécu trois siècles après Archimède, donne une valeur de
+377
+120
+≈
+3
+,
+14166
+…
+{\displaystyle {\frac {377}{120}}\approx 3,14166\dots }
+, qu'il a pu obtenir grâce à Apollonios de Perga[47], ou bien en utilisant sa table trigonométrique et en multipliant par 360 la longueur de la corde sous-tendue par un angle d'un degré[48].
+Archimède utilise une propriété liant le pied d'une bissectrice aux côtés adjacents : dans la figure ci-contre, SS′ est la bissectrice de l'angle de sommet S
+x
+a
+=
+y
+b
+=
+x
++
+y
+a
++
+b
+{\displaystyle {\frac {x}{a}}={\frac {y}{b}}={\frac {x+y}{a+b}}}
+Pour le polygone circonscrit. Dans la figure ci-contre,
+c
+1
+{\displaystyle c_{1}}
+ et
+c
+2
+{\displaystyle c_{2}}
+ sont les demi-côtés de deux polygones circonscrits consécutifs. Archimède montre, en utilisant la propriété précédente, que
+c
+1
+c
+2
+=
+1
++
+d
+1
+r
+{\displaystyle {\frac {c_{1}}{c_{2}}}=1+{\frac {d_{1}}{r}}}
+d
+1
+r
+=
+1
++
+(
+c
+1
+r
+)
+2
+{\displaystyle {\frac {d_{1}}{r}}={\sqrt {1+\left({\dfrac {c_{1}}{r}}\right)^{2}}}}
+et réitère 4 fois l'opération à partir de l'hexagone.
+d
+2
+c
+2
+=
+2
+r
+y
+=
+2
+r
+c
+1
++
+d
+1
+c
+1
+{\displaystyle {\frac {d_{2}}{c_{2}}}={\frac {2r}{y}}={\dfrac {2r}{c_{1}}}+{\frac {d_{1}}{c_{1}}}}
+2
+r
+c
+2
+=
+1
++
+(
+d
+2
+c
+2
+)
+2
+{\displaystyle {\frac {2r}{c_{2}}}={\sqrt {1+\left({\dfrac {d_{2}}{c_{2}}}\right)^{2}}}}
+On peut montrer ainsi que les périmètres
+p
+n
+{\displaystyle p_{n}}
+ et
+P
+n
+{\displaystyle P_{n}}
+ des polygones inscrit et circonscrit obtenus au bout de n ��tapes (soit, dans le cas d'Archimède qui commence avec un hexagone, des polygones à 6×2n côtés) vérifient les relations de récurrence suivantes :
+1
+P
+n
++
+1
+=
+1
+2
+(
+1
+p
+n
++
+1
+P
+n
+)
+,
+p
+n
++
+1
+=
+p
+n
+P
+n
++
+1
+{\displaystyle {\frac {1}{P_{n+1}}}={\frac {1}{2}}\left({\frac {1}{p_{n}}}+{\frac {1}{P_{n}}}\right),\quad p_{n+1}={\sqrt {p_{n}P_{n+1}}}}
+.
+Les identités trigonométriques permettent également d'obtenir rapidement ces relations (voir infra).
+Si les calculs pratiques peuvent se faire avec une bonne précision en utilisant la valeur 3,14 comme approximation de π, la curiosité des mathématiciens les pousse à déterminer ce nombre avec plus de précision. Au IIIe siècle, en Chine, Liu Hui, commentateur des Neuf chapitres, propose comme rapport entre le périmètre et le diamètre la valeur pratique de 3 mais développe des calculs proches de ceux d'Archimède mais plus performants et fournit une approximation de π de 3,1416[49]. Le mathématicien chinois Zu Chongzhi donne une approximation rationnelle encore plus précise de π[50] : π ≈ 355/113 (dont les développements décimaux sont identiques jusqu'à la 6e décimale, π ≈ 3,141 592 6 et 355/113 ≈ 3,141 592 9) et montre que 3,141 592 6 < π < 3,141 592 7[51], en utilisant l'algorithme de Liu Hui (en) appliqué à un polygone à 12 288 côtés. Cette valeur demeure la meilleure approximation de π au cours des 900 années qui suivent.
+Jusqu’en 1400 environ, la précision des approximations de π n’excédait pas les 10 décimales. Les progrès en matière de calcul intégral et de séries vont permettre d’améliorer cette précision. Les séries permettent d’approcher π avec d’autant plus de précision qu’on utilise de termes de la série pour le calcul. Vers 1400, le mathématicien indien Madhava de Sangamagrama trouve ce qui constitue, en langage moderne, le développement de la fonction arc tangente (redécouvert par James Gregory et Gottfried Wilhelm Leibniz au XVIIe siècle[g]) :
+arctan
+⁡
+(
+x
+)
+=
+x
+−
+x
+3
+3
++
+x
+5
+5
+−
+x
+7
+7
++
+⋯
+=
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+−
+1
+)
+k
+x
+2
+k
++
+1
+2
+k
++
+1
+(
+x
+∈
+[
+−
+1
+,
+1
+]
+)
+.
+{\displaystyle \arctan(x)=x-{\frac {x^{3}}{3}}+{\frac {x^{5}}{5}}-{\frac {x^{7}}{7}}+\cdots =\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(-1)^{k}x^{2k+1}}{2k+1}}\quad (x\in \left[-1,1\right]).}
+Le cas particulier x = 1 est la série de Leibniz mentionnée plus haut — également connue sous le nom de série de Madhava-Leibniz[52],[53] — dont la convergence est trop lente.
+Le cas particulier x = 1/√3 :
+π
+=
+6
+⋅
+1
+3
+(
+1
+−
+1
+3
+⋅
+3
++
+1
+5
+⋅
+3
+2
+−
+1
+7
+⋅
+3
+3
++
+⋯
+)
+=
+12
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+−
+1
+)
+k
+(
+2
+k
++
+1
+)
+3
+k
+{\displaystyle \pi =6\cdot {\frac {1}{\sqrt {3}}}\left(1-{1 \over 3\cdot 3}+{1 \over 5\cdot 3^{2}}-{1 \over 7\cdot 3^{3}}+\cdots \right)={\sqrt {12}}\,\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(-1)^{k}}{(2k+1)3^{k}}}}
+converge bien plus vite, ce qui a permis à Madhava de donner une valeur approchée de π de 3,141 592 653 59, qui a 11 décimales correctes. Mais ces travaux restèrent inconnus en dehors du Kerala jusqu'au XIXe siècle, à la suite de la conquête de l'Inde par les Britanniques. Le record de Madhava a été battu en 1424 par le mathématicien perse Al-Kachi (Traité de la circonférence), qui a réussi à donner 16 décimales, en appliquant la méthode d'Archimède à un polygone de 3×228 côtés.
+La première contribution importante venant d’Europe depuis Archimède a été faite par François Viète, qui en donne douze décimales, avec un encadrement du reste dans son Canon mathématique en 1579. Il est suivi par Adrien Romain, qui donne 15 décimales en 1591, et l’Allemand Ludolph van Ceulen (1540-1610), qui a utilisé la même méthode géométrique afin de donner une estimation de π correcte à 35 décimales près. Il a été si fier de son calcul, qui lui a demandé une grande partie de sa vie, qu’il a fait graver les décimales sur sa pierre tombale[54].
+Il est immédiatement suivi par Willebrord Snell, son élève, qui trouve des méthodes plus rapides pour obtenir la même approximation. Dans la même période, les méthodes de calcul intégral et de détermination de séries et produits infinis pour des quantités géométriques ont commencé à émerger en Europe. La première formule de ce type est la formule de Viète :
+2
+π
+=
+2
+2
+⋅
+2
++
+2
+2
+⋅
+2
++
+2
++
+2
+2
+⋅
+⋯
+{\displaystyle {\frac {2}{\pi }}={\frac {\sqrt {2}}{2}}\cdot {\frac {\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}{2}}\cdot {\frac {\sqrt {2+{\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}}}{2}}\cdot \cdots \!}
+exposée par Viète en 1579 dans son Canon mathématique et à nouveau[réf. souhaitée] en 1593, dans ses Problèmes variés. Un autre résultat célèbre est le produit de Wallis :
+π
+2
+=
+∏
+k
+=
+1
+∞
+(
+2
+k
+)
+2
+(
+2
+k
+)
+2
+−
+1
+=
+2
+1
+⋅
+2
+3
+⋅
+4
+3
+⋅
+4
+5
+⋅
+6
+5
+⋅
+6
+7
+⋯
+=
+4
+3
+⋅
+16
+15
+⋅
+36
+35
+⋯
+{\displaystyle {\frac {\pi }{2}}=\prod _{k=1}^{\infty }{\frac {(2k)^{2}}{(2k)^{2}-1}}={\frac {2}{1}}\cdot {\frac {2}{3}}\cdot {\frac {4}{3}}\cdot {\frac {4}{5}}\cdot {\frac {6}{5}}\cdot {\frac {6}{7}}\cdots \ ={\frac {4}{3}}\cdot {\frac {16}{15}}\cdot {\frac {36}{35}}\cdots \!}
+que l’on doit à John Wallis, qui l’a mis en évidence en 1655. Isaac Newton lui-même a utilisé le développement en série de π/6 = arcsin(1/2)[55] pour calculer 15 décimales de π ; bien plus tard, il a déclaré : « J’ai honte de vous dire combien de décimales j’ai trouvées grâce à ces calculs, n’ayant aucune autre occupation à l’époque[56]. »
+En 1706, John Machin a été le premier à trouver 100 décimales de π, en utilisant la formule :
+π
+4
+=
+4
+arctan
+⁡
+1
+5
+−
+arctan
+⁡
+1
+239
+{\displaystyle {\frac {\pi }{4}}=4\,\arctan {\frac {1}{5}}-\arctan {\frac {1}{239}}\!}
+et le développement ci-dessus en série entière de arctan.
+Les formules de ce type, maintenant connues sous le nom de formules de Machin, ont été utilisées pour battre plusieurs records de décimales connues de π, et demeurent aujourd’hui les formules les plus connues pour calculer π grâce à des ordinateurs. Un record remarquable est détenu par le calculateur prodige Johann Dase qui, en 1844, à l’aide d’une formule de Machin, a calculé 200 décimales de π, à la demande de Gauss. La meilleure valeur obtenue à la fin du XIXe siècle est due à William Shanks, qui a passé quinze ans à calculer 607 décimales puis 707 décimales de π, bien qu’à cause d’une erreur, seules les 527 premières étaient correctes. De nos jours, il est aisé d’éviter de telles erreurs, en faisant faire les calculs par l’ordinateur, et en utilisant deux formules différentes pour éliminer les risques d’erreur de calcul, de programmation, ou du microprocesseur.
+Les avancées théoriques du XVIIIe siècle ont amené les mathématiciens à s’interroger sur la nature de π, notamment sur l’absence de motifs périodiques dans ses décimales,
+une hypothèse raisonnable au vu des calculs numériques, mais pour laquelle il fallait une approche radicalement différente pour la prouver rigoureusement. Ce tour de force a été réalisé par Johann Heinrich Lambert en 1761, qui fut ainsi le premier à prouver l’irrationalité de π, par la suite Adrien-Marie Legendre a aussi prouvé que π2 aussi était irrationnel. Cette constante (π2) jouait un rôle notable en mathématique, puisqu’elle apparaissait dans la solution du problème de Bâle, qui consistait à trouver la valeur exacte de
+∑
+k
+=
+1
+∞
+1
+k
+2
+=
+1
+1
+2
++
+1
+2
+2
++
+1
+3
+2
++
+1
+4
+2
++
+⋯
+{\displaystyle \sum _{k=1}^{\infty }{\frac {1}{k^{2}}}={\frac {1}{1^{2}}}+{\frac {1}{2^{2}}}+{\frac {1}{3^{2}}}+{\frac {1}{4^{2}}}+\cdots \!}
+qui est π2/6 (comme prouvé par Leonhard Euler qui a établi à cette occasion une connexion profonde entre π et les nombres premiers). Dans la foulée, Legendre et Euler ont tous les deux conjecturé que π était un nombre transcendant, ce qui a finalement été prouvé en 1882 par Ferdinand von Lindemann.
+C’est au cours du XVIIIe siècle que s’établit l’usage de la lettre grecque « π », première lettre du mot grec περιφέρεια (périphérie, c’est-à-dire circonférence), pour le rapport de la circonférence du cercle sur son diamètre[57].
+À partir du XVIIe siècle, certains mathématiciens utilisent la notation π/δ où π désigne la circonférence et δ le diamètre[h]. Le premier à utiliser simplement π est William Jones[57] dans son livre Synopsis palmariorum mathesios publié en 1706, à propos du calcul astucieux de ce nombre par la série de son ami Machin. Les mathématiciens continuent cependant d’utiliser d’autres notations. Parmi ceux-ci Euler se met à la notation de Jones[i] dans sa correspondance à partir de 1736. Il l’adopte dans son livre Introductio in analysin infinitorum publié en 1748, ce qui eut certainement une grande influence. La notation finit par s’imposer vers la fin du XVIIIe siècle[j].
+Alors que quelques dizaines de décimales de π sont largement suffisantes pour les calculs pratiques qu’effectue un physicien, la conquête des décimales du nombre π n’a pas cessé avec l’arrivée des ordinateurs, qui ont permis de calculer un très grand nombre de ces décimales.
+En 1949, à l’aide de l’ENIAC, John von Neumann a obtenu 2 037 décimales de π, à la suite d'un calcul qui a duré 70 heures[58],[59]. Des milliers de décimales supplémentaires ont été trouvées au cours des décennies suivantes, l’étape du million de chiffres ayant été passée en 1973. Les progrès n’ont pas seulement été dus aux ordinateurs de plus en plus rapides, mais aussi aux nouveaux algorithmes utilisés. L’une des avancées les plus significatives a été la découverte de la transformée de Fourier rapide dans les années 1960, qui a permis aux ordinateurs de manipuler rapidement de très grands nombres.
+Au début du XXe siècle, le mathématicien indien Srinivasa Ramanujan a trouvé de nombreuses nouvelles formules faisant intervenir π ; certaines d’entre elles sont remarquables par leur élégance et leur profondeur mathématique[60]. L’une de ces formules est la série suivante, donnant 8 nouvelles décimales à chaque nouveau terme[61] :
+1
+π
+=
+2
+2
+9801
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+4
+k
+)
+!
+(
+1103
++
+26390
+k
+)
+(
+k
+!
+)
+4
+396
+4
+k
+{\displaystyle {\frac {1}{\pi }}={\frac {2{\sqrt {2}}}{9801}}\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(4k)!(1103+26390k)}{(k!)^{4}396^{4k}}}\!}
+La formule ci-dessous, possédant un lien étroit avec celle énoncée ci-dessus, a été découverte par David et Gregory Chudnovsky en 1987 :
+426880
+10005
+π
+=
+∑
+k
+=
+0
+∞
+(
+6
+k
+)
+!
+(
+13591409
++
+545140134
+k
+)
+(
+3
+k
+)
+!
+(
+k
+!
+)
+3
+(
+−
+640320
+)
+3
+k
+{\displaystyle {\frac {426880{\sqrt {10005}}}{\pi }}=\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {(6k)!(13591409+545140134k)}{(3k)!(k!)^{3}(-640320)^{3k}}}\!}
+Cette formule donne 14 nouvelles décimales de π à chaque terme[60]. Vers la fin des années 1980, les frères Chudnovsky l’ont utilisée pour battre plusieurs records de décimales de π calculées. Elle demeure la formule la plus utilisée pour calculer π sur des ordinateurs personnels.
+Alors que les séries permettent d’obtenir des valeurs approchées de π avec un taux de précision supplémentaire à chaque terme qui est constant, il existe des algorithmes itératifs qui multiplient le nombre de décimales correctes à chaque étape, avec cependant l’inconvénient que chaque étape demande généralement un calcul « coûteux ». Une grande avancée a eu lieu en 1975 lorsque Richard Brent (de) et Eugene Salamin (en) ont découvert indépendamment la formule de Brent-Salamin, qui double le nombre de décimales correctes à chaque étape[62]. Il s’appuie sur un vieux résultat pressenti puis démontré par Gauss. En 1818, celui-ci démontre le lien existant entre la moyenne arithmético-géométrique M(1, √2) de 1 et √2 — la longueur de la lemniscate de Bernoulli — et π. La longueur de la lemniscate est L = 2ϖr où r représente la distance OA entre le centre et un sommet de la lemniscate et où ϖ est la constante de la lemniscate. Si on note G, la constante de Gauss, c’est-à-dire l’inverse de M(1, √2) alors :
+ϖ
+=
+π
+G
+{\displaystyle \varpi =\pi G}
+Salamin et Brent ont utilisé ce résultat pour construire l’algorithme qui porte leur nom, et grâce auquel la conquête des décimales de π va alors avancer conjointement avec celle des décimales de √2[63].
+L’algorithme consiste à poser :
+a
+0
+=
+1
+b
+0
+=
+1
+2
+t
+0
+=
+1
+4
+p
+0
+=
+1
+{\displaystyle a_{0}=1\quad \quad \quad b_{0}={\frac {1}{\sqrt {2}}}\quad \quad \quad t_{0}={\frac {1}{4}}\quad \quad \quad p_{0}=1\!}
+,
+puis à définir les relations de récurrence suivantes :
+a
+n
++
+1
+=
+a
+n
++
+b
+n
+2
+b
+n
++
+1
+=
+a
+n
+b
+n
+{\displaystyle a_{n+1}={\frac {a_{n}+b_{n}}{2}}\quad \quad \quad b_{n+1}={\sqrt {a_{n}b_{n}}}\!}
+t
+n
++
+1
+=
+t
+n
+−
+p
+n
+(
+a
+n
+−
+a
+n
++
+1
+)
+2
+p
+n
++
+1
+=
+2
+p
+n
+{\displaystyle t_{n+1}=t_{n}-p_{n}(a_{n}-a_{n+1})^{2}\quad \quad \quad p_{n+1}=2p_{n}\!}
+et enfin à calculer ces valeurs jusqu’à ce que an et bn soient assez proches. On a alors une valeur approchée de π donnée par :
+π
+≈
+(
+a
+n
++
+b
+n
+)
+2
+4
+t
+n
+{\displaystyle \pi \approx {\frac {(a_{n}+b_{n})^{2}}{4t_{n}}}}
+.
+En utilisant cet algorithme, seules 25 itérations sont nécessaires pour calculer 45 millions de décimales. Un algorithme similaire qui quadruple la précision à chaque étape a été trouvé par Jonathan et Peter Borwein[64]. C'est grâce à ces méthodes que, de 1981 à 1999, Yasumasa Kanada et ses associés ont battu le record du nombre de décimales de π à onze reprises (plus de 2×1011 décimales en 1999)[65].
+En 1997, la formule BBP, découverte par Simon Plouffe, a fait de nouveau progresser la connaissance de π[66]. La formule,
+π
+=
+∑
+k
+=
+0
+∞
+1
+16
+k
+(
+4
+8
+k
++
+1
+−
+2
+8
+k
++
+4
+−
+1
+8
+k
++
+5
+−
+1
+8
+k
++
+6
+)
+,
+{\displaystyle \pi =\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {1}{16^{k}}}\left({\frac {4}{8k+1}}-{\frac {2}{8k+4}}-{\frac {1}{8k+5}}-{\frac {1}{8k+6}}\right),}
+est remarquable car elle permet de calculer n’importe quel chiffre de l’écriture de π en base hexadécimale ou binaire, sans calculer les précédents[66]. Entre 1998 et 2000, le projet de calcul distribué PiHex a utilisé une variante de la formule BBP due à Fabrice Bellard pour calculer le 1 000 000 000 000 000e chiffre en binaire de π, qui s’est révélé être 0[67].
+Si une formule de la forme :
+π
+=
+∑
+k
+=
+0
+∞
+1
+b
+c
+k
+p
+(
+k
+)
+q
+(
+k
+)
+,
+{\displaystyle \pi =\sum _{k=0}^{\infty }{\frac {1}{b^{ck}}}{\frac {p(k)}{q(k)}},}
+était trouvée, avec b et c des entiers positifs et p et q des polynômes de degrés fixés à coefficients entiers (comme pour la formule BBP ci-dessus), ce serait l’un des moyens les plus efficaces pour calculer n’importe quel chiffre dans l’écriture de π en base bc  (et donc en base b) sans avoir à calculer les précédents, en un temps dépendant uniquement de l'indice du terme calculé et du degré des polynômes.
+En 2006, Simon Plouffe a trouvé plusieurs formules faisant intervenir π[68]. En posant q = eπ (constante de Gelfond), on a :
+π
+24
+=
+∑
+n
+=
+1
+∞
+1
+n
+(
+3
+q
+n
+−
+1
+−
+4
+q
+2
+n
+−
+1
++
+1
+q
+4
+n
+−
+1
+)
+{\displaystyle {\frac {\pi }{24}}=\sum _{n=1}^{\infty }{\frac {1}{n}}\left({\frac {3}{q^{n}-1}}-{\frac {4}{q^{2n}-1}}+{\frac {1}{q^{4n}-1}}\right)}
+π
+3
+180
+=
+∑
+n
+=
+1
+∞
+1
+n
+3
+(
+4
+q
+n
+−
+1
+−
+5
+q
+2
+n
+−
+1
++
+1
+q
+4
+n
+−
+1
+)
+{\displaystyle {\frac {\pi ^{3}}{180}}=\sum _{n=1}^{\infty }{\frac {1}{n^{3}}}\left({\frac {4}{q^{n}-1}}-{\frac {5}{q^{2n}-1}}+{\frac {1}{q^{4n}-1}}\right)}
+ainsi que :
+π
+k
+=
+∑
+n
+=
+1
+∞
+1
+n
+k
+(
+a
+q
+n
+−
+1
++
+b
+q
+2
+n
+−
+1
++
+c
+q
+4
+n
+−
+1
+)
+{\displaystyle \pi ^{k}=\sum _{n=1}^{\infty }{\frac {1}{n^{k}}}\left({\frac {a}{q^{n}-1}}+{\frac {b}{q^{2n}-1}}+{\frac {c}{q^{4n}-1}}\right)}
+où k est un nombre impair, et a, b, c sont des nombres rationnels.
+Depuis 2010, les records utilisant le programme y-cruncher se succèdent (voir la section « XXIe siècle » de l'article « Approximation de π »). Fin 2016, le record dépasse 2×1013 décimales.
+Le 14 mars 2019, jour du Pi Day, Google rend public le nouveau record de décimales calculé par une de ses employées au moyen de puissantes machines. Le nouveau record du monde s'établit à 31 415 milliards de décimales. Il a fallu 111 jours de calculs ininterrompus à Emma Haruka Iwao pour entrer dans le livre Guinness des records[69].
+π apparaît dans de nombreuses formules de géométrie impliquant les cercles et les sphères :
+π se retrouve aussi dans le calcul des surfaces et volumes des hypersphères (à plus de trois dimensions).
+Un nombre complexe z peut s’exprimer en coordonnées polaires de la façon suivante :
+z
+=
+r
+(
+cos
+⁡
+φ
++
+i
+sin
+⁡
+φ
+)
+{\displaystyle z=r\,(\cos \varphi +{\rm {i}}\sin \varphi )}
+.
+L’apparition fréquente de π en analyse complexe a pour origine le comportement de la fonction exponentielle complexe, décrite par la formule d’Euler :
+e
+i
+φ
+=
+cos
+⁡
+φ
++
+i
+sin
+⁡
+φ
+{\displaystyle {\rm {e}}^{{\rm {i}}\varphi }=\cos \varphi +{\rm {i}}\sin \varphi }
+où i est l’unité imaginaire satisfaisant la relation i2 = −1 et e ≈ 2,71828 est la constante de Néper. Cette formule implique que les puissances imaginaires de e décrivent des rotations sur le cercle unité du plan complexe ; ces rotations ont une période de 360° = 2π rad. En particulier, une rotation de 180° = π rad donne l’identité d'Euler
+e
+i
+π
+=
+−
+1
+ et donc
+e
+i
+π
++
+1
+=
+0
+{\displaystyle {\rm {e}}^{{\rm {i}}\pi }=-1{\text{ et donc }}{\rm {e}}^{{\rm {i}}\pi }+1=0}
+.
+De nombreuses suites ou séries convergent vers π ou un multiple rationnel de π et sont même à l’origine de calculs de valeurs approchées de ce nombre.
+π
+=
+lim
+n
+→
+∞
+(
+n
+sin
+⁡
+π
+n
+)
+=
+lim
+n
+→
+∞
+(
+n
+tan
+⁡
+π
+n
+)
+{\displaystyle \pi =\lim _{n\to \infty }\left(n\sin {\pi  \over n}\right)=\lim _{n\to \infty }\left(n\tan {\pi  \over n}\right)}
+Les deux suites définies par sn = n sin(π/n) et tn = n tan(π/n) représentent, pour n ≥ 3, les demi-périmètres des polygones réguliers à n côtés, inscrit dans le cercle trigonométrique pour sn, exinscrit pour tn. On les exploite par des suites extraites dont l’indice (le nombre de côtés du polygone) double à chaque itération, pour obtenir π par passage à la limite d’expressions utilisant les opérations arithmétiques élémentaires et la racine carrée. Ainsi, on peut déduire de la méthode d'Archimède (voir supra) une définition par récurrence des suites extraites de termes s2k+1 et t2k+1 (à partir de s4 = 2√2 et t4 = 4) ou encore s3×2k et t3×2k (à partir de s3 = 3√3/2 et t3 = 3√3) :
+1
+t
+2
+n
+=
+1
+2
+(
+1
+s
+n
++
+1
+t
+n
+)
+,
+s
+2
+n
+=
+s
+n
+t
+2
+n
+{\displaystyle {\frac {1}{t_{2n}}}={\frac {1}{2}}\left({\frac {1}{s_{n}}}+{\frac {1}{t_{n}}}\right),\quad s_{2n}={\sqrt {s_{n}\,t_{2n}}}}
+.
+Il résulte de cette définition que les deux suites extraites correspondantes de la suite cn := sn/tn = cos(π/n) vérifient :
+s
+2
+n
+=
+n
+2
+−
+2
+c
+n
+{\displaystyle s_{2n}=n{\sqrt {2-2c_{n}}}}
+ et
+2
+c
+2
+n
+=
+2
++
+2
+c
+n
+{\displaystyle 2c_{2n}={\sqrt {2+2c_{n}}}}
+.
+(Alternativement, on peut démontrer, pour tout n ≥ 2, les deux premières relations à l'aide des identités trigonométriques
+tan
+⁡
+θ
+2
+=
+sin
+⁡
+θ
+1
++
+cos
+⁡
+θ
+{\displaystyle \tan {\tfrac {\theta }{2}}={\tfrac {\sin \theta }{1+\cos \theta }}}
+ (cf. « Formules de l'arc moitié ») et
+sin
+⁡
+θ
+=
+2
+sin
+⁡
+θ
+2
+cos
+⁡
+θ
+2
+{\displaystyle \sin \theta =2\sin {\tfrac {\theta }{2}}\cos {\tfrac {\theta }{2}}}
+ (cf. « Formules de l'angle double ») et les deux dernières, directement, en utilisant les identités trigonométriques 2sin(x/2) = √2 – 2cos(x) et 2cos(x/2) = √2 + 2cos(x) pour x ∈ [0, π].)
+On peut donc exprimer s2k+1 et s3×2k (pour k ≥ 1), puis
+π (par passage à la limite) sous forme de formules où s'emboîtent des racines carrées :
+π
+=
+lim
+k
+→
+∞
+(
+2
+k
+⋅
+2
+−
+2
++
+2
++
+2
++
+⋯
+2
++
+2
+)
+{\displaystyle \pi =\lim _{k\to \infty }\left(2^{k}\cdot {\sqrt {2-{\sqrt {2+{\sqrt {2+{\sqrt {2+\cdots {\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}}}}}}}}}\right)}
+ (k est le nombre de racines carrées)
+ou encore :
+π
+=
+lim
+k
+→
+∞
+(
+3
+⋅
+2
+k
+−
+1
+⋅
+2
+−
+2
++
+2
++
+⋯
+2
++
+2
++
+3
+)
+{\displaystyle \pi =\lim _{k\to \infty }\left(3\cdot 2^{k-1}\cdot {\sqrt {2-{\sqrt {2+{\sqrt {2+\cdots {\sqrt {2+{\sqrt {2+{\sqrt {3}}}}}}}}}}}}\right)}
+Une autre expression de s2k+1, qui peut se déduire simplement de la première de ces deux égalités (multiplier par √2+√…), conduit au produit infini suivant (formule de François Viète, 1593) :
+π
+2
+=
+2
+2
+⋅
+2
+2
++
+2
+⋅
+2
+2
++
+2
++
+2
+⋅
+⋯
+{\displaystyle {\frac {\pi }{2}}={\frac {2}{\sqrt {2}}}\cdot {\frac {2}{\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}}\cdot {\frac {2}{\sqrt {2+{\sqrt {2+{\sqrt {2}}}}}}}\cdot \cdots }
+Suite inspirée de la formule de Brent-Salamin (1975) :
+Soient trois suites (An), (Bn) et (Cn) définies simultanément par :
+A
+0
+=
+1
+A
+n
++
+1
+=
+A
+n
++
+B
+n
+2
+B
+0
+=
+1
+2
+B
+n
++
+1
+=
+A
+n
+B
+n
+C
+0
+=
+1
+4
+C
+n
++
+1
+=
+C
+n
+−
+2
+n
+(
+A
+n
+−
+B
+n
+2
+)
+2
+;
+{\displaystyle {\begin{array}{ll}A_{0}=1&A_{n+1}={A_{n}+B_{n} \over 2}\\B_{0}={1 \over {\sqrt {2}}}&B_{n+1}={\sqrt {A_{n}\,B_{n}}}\\C_{0}={1 \over 4}&C_{n+1}=C_{n}-2^{n}\left({A_{n}-B_{n} \over 2}\right)^{2}~;\end{array}}}
+on a :
+π
+=
+lim
+n
+→
+∞
+A
+n
++
+1
+2
+C
+n
+{\displaystyle \pi =\lim _{n\to \infty }{A_{n+1}^{2} \over C_{n}}}
+.
+Le nombre de décimales correctes (en base 10) double presque à chaque itération.
+Plus généralement, Euler démontra que ζ(2n) est un multiple rationnel de π2n pour tout entier positif n.
+Soit (xn) la suite des itérés de la fonction logistique de paramètre μ = 4 appliquée à un réel x0 choisi dans l’intervalle [0, 1] (c’est-à-dire qu’on définit, pour tout n ≥ 0,
+x
+n
++
+1
+=
+4
+x
+n
+(
+1
+−
+x
+n
+)
+{\displaystyle x_{n+1}=4x_{n}(1-x_{n})}
+). La suite (xn) quitte l’intervalle [0, 1] et diverge pour quasiment toutes les valeurs initiales.
+On a
+lim
+n
+→
+∞
+1
+n
+∑
+i
+=
+0
+n
+x
+i
+=
+2
+π
+{\displaystyle \lim _{n\to \infty }{\frac {1}{n}}\sum _{i=0}^{n}{\sqrt {x_{i}}}={\frac {2}{\pi }}\quad }
+ pour presque toutes les valeurs initiales x0.
+Le nombre π apparait également comme étant le double de la limite du sinus intégral à l’infini :
+2
+∫
+0
+∞
+sin
+⁡
+x
+x
+d
+x
+=
+π
+.
+{\displaystyle 2\int _{0}^{\infty }{\frac {\sin x}{x}}\,\mathrm {d} x=\pi .}
+En probabilités et en statistiques, il existe de nombreuses lois qui utilisent la constante π, dont :
+Les deux formules suivantes, tirées de l’analyse, trouvent des applications pratiques en probabilités. L’une permet de montrer la convergence de la loi binomiale vers la loi de Gauss et l’autre permet de calculer la densité d’une loi de Gauss.
+D’autre part, il existe diverses expériences probabilistes où π intervient dans la probabilité théorique. Elles peuvent donc servir, en effectuant un grand nombre d’épreuves, à déterminer une approximation de π.
+L’aiguille de Buffon est une expérience de probabilité proposée par Georges-Louis Leclerc, comte de Buffon et consistant à calculer la probabilité qu’une aiguille de longueur a, lancée sur un parquet fait de lattes de largeur L, soit à cheval sur deux lattes. Cette probabilité p est[73] :
+p
+=
+2
+a
+π
+×
+L
+,
+{\displaystyle p={\frac {2a}{\pi \times L}},}
+même si l'aiguille est courbe[74],[75].
+Cette formule peut être utilisée pour déterminer une valeur approchée de π :
+π
+≈
+2
+n
+a
+x
+L
+.
+{\displaystyle \pi \approx {\frac {2na}{xL}}.}
+où n est le nombre d’aiguilles lancées, et x celui d’aiguilles qui sont sur deux lattes à la fois.
+Cette méthode présente rapidement ses limites ; bien que le résultat soit mathématiquement correct, il ne peut pas être utilisé pour déterminer plus que quelques décimales de π expérimentalement. Pour obtenir seulement une valeur approchée de 3,14, il est nécessaire d’effectuer des millions de lancers[73], et le nombre de lancers nécessaires croît exponentiellement avec le nombre de décimales voulu. De plus, une très faible erreur dans la mesure des longueurs L et a va se répercuter de façon importante sur la valeur trouvée de π. Par exemple, une différence de mesure d’un seul atome sur une aiguille de longueur de 10 centimètres va se retrouver dès la neuvième décimale de π. En pratique, les cas où l’aiguille semble toucher exactement la limite entre deux lattes va accroître l’imprécision de l’expérience, de sorte que les erreurs apparaîtront bien avant la neuvième décimale.
+La méthode de Monte Carlo[76] est une autre expérience probabiliste qui consiste à prendre au hasard un point dans un carré de côté 1, la probabilité que ce point soit dans le quart de disque de rayon 1 est π/4 ; cela peut se comprendre facilement étant donné que l'aire du quart du disque est π/4 alors que celle du carré est 1.
+Comme π est transcendant, il n’existe pas d’expression de ce nombre qui fasse uniquement appel à des nombres et des fonctions algébriques. Les formules de calcul de π utilisant l’arithmétique élémentaire impliquent généralement les sommes infinies. Ces formules permettent d’approcher π avec une erreur aussi petite que l’on veut[77], sachant que plus on rajoute de termes dans le calcul, plus le résultat sera proche de π.
+Par conséquent, les calculs numériques doivent utiliser des approximations de π.
+La première approximation numérique de π fut certainement 3[46]. Dans les cas où une situation ne demande que peu de précision, cette valeur peut servir d’approximation convenable. Si 3 est une estimation par défaut, c’est parce qu’il est le rapport entre le périmètre d’un hexagone régulier inscrit dans un cercle et le diamètre de ce cercle.
+Dans de nombreux cas, les approximations 3,14 ou 22/7 suffisent, bien que les ingénieurs aient longtemps utilisé 3,1416 (5 chiffres significatifs) ou 3,14159 (6 chiffres significatifs) pour plus de précision. Les approximations 22/7 et 355/113, avec respectivement 3 et 7 chiffres significatifs, sont obtenues à partir de l’écriture en fraction continue de π. Cependant c’est le mathématicien chinois Zu Chongzhi (祖沖之 en sinogrammes traditionnels, 祖冲之 en sinogrammes simplifiés, Zǔ Chōngzhī en piyin) (429-500) qui a découvert la fraction 355/113 en utilisant la méthode d’Archimède pour calculer le périmètre du polygone régulier à 12 288 côtés inscrit dans un cercle. Aujourd'hui, les approximations numériques le plus souvent utilisées par les ingénieurs sont celles de constantes informatiques prédéfinies.
+L’approximation de π en 355/113 est la meilleure qui puisse être exprimée avec uniquement 3 chiffres au numérateur et au dénominateur. L’approximation 103 993 / 33 102 (qui fournit 10 chiffres significatifs) en exige un nombre beaucoup plus important : cela vient de l’apparition du nombre élevé 292 dans le développement en fraction continue de π[78].
+Dans les calculs numériques usuels sur ordinateur, on utilise plutôt une constante correctement arrondie mais prédéfinie avec une précision d’au moins 16 chiffres significatifs (c’est la meilleure précision représentable par un nombre en virgule flottante au format standard IEEE 754 sur 64 bits, un type généralement désigné « double précision ») et choisie afin que le calcul de son sinus retourne 0 exactement par une fonction définie dans cette même précision. Ainsi le fichier d’entête standard <math.h> utilisé en langage C ou C++ définit la constante M_PI en double précision (le type flottant utilisé par défaut dans de nombreuses fonctions des bibliothèques mathématiques standards) à la valeur de 3,141 592 653 589 793 (parfois avec des chiffres supplémentaires si la plateforme supporte une précision plus étendue pour le type long double). La même valeur est utilisée en langage Java, qui s’appuie sur la même norme IEEE 754, avec la constante standard java.lang.Math.PI[79]). On retrouve cette constante définie ainsi dans de nombreux langages de programmation, avec la meilleure précision possible dans les formats de nombres en virgule flottante supportés, puisque le type « double précision » de la norme IEEE 754 s'est imposé comme une référence de précision minimale nécessaire dans de nombreux langages pour d’innombrables applications.
+Sur des microprocesseurs de la famille x86, les unités de calcul matérielles (FPU) sont capables de représenter des nombres flottants sur 80 bits (utilisables avec cette précision en langage C ou C++ avec le type long double mais sans garantie de support matériel), ce qui porte la précision de π à 19 chiffres significatifs. La dernière révision publiée en 2008 de la norme IEEE 754 comporte aussi la définition de nombres en virgule flottante en « quadruple précision » (ou quad) codés sur 128 bits, ce qui permettrait de définir une approximation de la constante π avec une précision de 34 chiffres significatifs (toutefois cette précision n’est pas encore prise en charge nativement par de nombreux langages de programmation car peu de processeurs permettent cette précision directement au niveau matériel sans un support logiciel supplémentaire).
+Pour les plateformes ou langages ne supportant nativement que les nombres en « simple précision », codés dans la norme IEEE 754 sur 32 bits utiles, pourront être pris en charge 7 chiffres significatifs (le minimum de précision supporté en langage C par le type float), c’est-à-dire la constante correctement arrondie à 3,141593 et équivalente en précision à celle donnée par la fraction 355/113 (cette fraction permet aussi des calculs rapides dans des logiciels pour des systèmes légers ne comportant pas d’unité matérielle de calcul en virgule flottante).
+La suite des dénominateurs partiels du développement en fraction continue de π ne fait apparaître aucun schéma évident[80] :
+π
+=
+3
++
+1
+7
++
+1
+15
++
+1
+1
++
+1
+292
++
+1
+1
++
+1
+1
++
+1
+1
++
+1
+2
++
+1
+1
++
+1
+3
++
+1
+1
++
+1
+14
++
+⋯
+{\displaystyle \pi =3+\textstyle {\frac {1}{7+\textstyle {\frac {1}{15+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{292+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{2+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{3+\textstyle {\frac {1}{1+\textstyle {\frac {1}{14+\cdots }}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}}
+Cependant :
+De nombreuses questions se posent encore : π et e sont deux nombres transcendants mais sont-ils algébriquement indépendants ou bien existe-t-il une équation polynomiale à deux variables et à coefficients entiers dont le couple (π, e) soit une solution ? La question est encore en suspens. En 1929, Alexandre Gelfond prouve que eπ est transcendant[63] et en 1996, Yuri Nesterenko (en) prouve que π et eπ sont algébriquement indépendants.
+Comme dit précédemment, on ignore encore si π est un nombre normal, ou même un nombre univers en base 10.
+Sans doute en raison de la simplicité de sa définition, le nombre pi et particulièrement son écriture décimale sont ancrés dans la culture populaire à un degré plus élevé que tout autre objet mathématique[64]. D’ailleurs, la découverte d’un plus grand nombre de décimales de π fait souvent l’objet d’articles dans la presse généraliste, signe que π est un objet familier même à ceux qui ne pratiquent pas les mathématiques[84].
+Un lac du Canada, situé au Québec dans le territoire non organisé de Rivière-aux-Outardes, porte le nom de Lac 3.1416.
+Une tradition anglo-saxonne veut que l’on fête l’anniversaire de π dans certains départements mathématiques des universités le 14 mars. Le 14 mars qui est noté « 3/14 » en notation américaine, est donc appelé la journée de pi.
+Nombreux sont les sites ou ouvrages qui signalent la présence du nombre π dans les pyramides et, plus précisément, que π est le rapport entre le périmètre de la base et le double de la hauteur des pyramides[85]. Il est vrai que la pyramide de Khéops possède une pente de 14/11 et que par conséquent, le rapport entre la base et la hauteur est de 22/14. Le rapport 22/7 étant une bonne approximation de π, le rapport entre le périmètre et le double de la hauteur de la pyramide de Khéops est bien voisin de π. Faut-il pour autant y chercher une intention ? Rien n’est moins sûr[86] puisque la pente des pyramides n’est pas constante et que, selon les régions et les époques, on trouve des pentes de 6/5 (pyramide rouge), 4/3 (pyramide de Khephren) ou 7/5 (pyramide rhomboïdale) qui conduisent à un rapport entre périmètre et double de la hauteur éloigné de π.
+Il est en tout cas certain que π est présent dans la culture artistique moderne. Par exemple, dans Contact, un roman de Carl Sagan, pi joue un rôle clé dans le scénario et il est suggéré qu’il y ait un message enfoui profondément dans les décimales de π, placé par celui qui a créé l’univers. Cette partie de l’histoire a été écartée de l’adaptation cinématographique du roman.
+Sur le plan cinématographique, π a servi de titre au premier long-métrage de Darren Aronofsky, à qui l’on doit notamment Requiem for a Dream. Pi est un thriller mathématique sur la découverte de la séquence parfaite, révélant ainsi la formule exacte des marchés boursiers de Wall Street ou encore le véritable nom de Dieu.
+Dans le registre musical, l’auteur-compositrice-interprète Kate Bush a sorti en 2005 son album Aerial, qui contenait le morceau « π », dont les paroles sont principalement composées des décimales de π[87].
+Au-delà de la mémorisation de π, usuellement ses 3 à 6 premiers chiffres ou par la remarquable valeur approchée de la fraction 355/113 (7 chiffres significatifs), la mémorisation d’un nombre record de décimales de π a longtemps été et demeure une obsession pour de nombreuses personnes. Le 14 mars 2004, à Oxford, le jeune autiste Asperger Daniel Tammet récite (en 5 heures, 9 minutes et 24 secondes) 22 514 décimales. Le record de mémorisation de π reconnu en 2005 par le Livre Guinness des records était de 67 890 chiffres (Lu Chao, un jeune diplômé chinois[88], en 24 heures et 4 minutes[89]). En octobre 2006, Akira Haraguchi, un ingénieur japonais retraité, récite 100 000 décimales de π en 16 heures et demie[90], mais cet exploit n'est pas validé par le Guinness des records.  Le record officiel passe en mars 2015 à 70 000 décimales en 9 h 27 min (Rajveer Meena, un étudiant indien), puis en octobre à 70 030 en 17 h 14 min (Suresh Kumar Sharma, un autre Indien)[91].
+Le 17 juin 2009, Andriy Slyusarchuk (en), un neurochirurgien et professeur ukrainien, affirma avoir mémorisé 30 millions de décimales de π, qui ont été imprimées en 20 volumes[92]. Bien qu’il n’ait pas récité les 30 millions de chiffres qu’il a dit avoir retenus (ce qui, au demeurant, lui aurait pris plus d'un an), certains médias prétendent qu’il était en mesure de réciter dix décimales sélectionnées aléatoirement parmi les volumes imprimés[réf. souhaitée]. La comparaison avec les valeurs officiellement retenues par le Guinness des records amène cependant les experts à mettre sérieusement en doute cette affirmation[réf. souhaitée].
+Il y a plusieurs façons de retenir les décimales de π, dont des poèmes dont le nombre de lettres de chaque mot correspond à une décimale, les mots de dix lettres représentant un 0. En voici un exemple[93] :
+Que j’aime à faire apprendre un nombre utile aux sages !
+Immortel Archimède, artiste, ingénieur,
+Qui de ton jugement peut priser la valeur ?
+Pour moi ton problème eut de pareils avantages.
+Jadis, mystérieux, un problème bloquait
+Tout l’admirable procédé, l’œuvre grandiose
+Que Pythagore découvrit aux anciens Grecs.
+Ô quadrature ! Vieux tourment du philosophe
+Insoluble rondeur, trop longtemps vous avez
+Défié Pythagore et ses imitateurs.
+Comment intégrer l’espace plan circulaire ?
+Former un triangle auquel il équivaudra ?
+Nouvelle invention : Archimède inscrira
+Dedans un hexagone ; appréciera son aire
+Fonction du rayon. Pas trop ne s’y tiendra :
+Dédoublera chaque élément antérieur ;
+Toujours de l’orbe calculée[n] approchera ;
+Définira limite ; enfin, l’arc, le limiteur[o]
+De cet inquiétant cercle, ennemi trop rebelle
+Professeur, enseignez son problème avec zèle.
+Cette méthode présente ses limites pour la mémorisation d’un très grand nombre de décimales, où il semble plus opportun d’utiliser des méthodes comme la méthode des loci[94],[95].
+En 2001, le mathématicien Robert Palais écrit l'article π is wrong!, dans lequel il estime que la constante est mal définie et devrait être posée comme le rapport entre le périmètre d'un cercle et son rayon, amenant sa valeur numérique à 6,2831853071795..., dans un souci de simplification des formules usuelles qui feraient intervenir plus souvent 2π que π[96]. Michael Hartl a repris ses arguments dans le Tau Manifesto, dans lequel il propose de privilégier l'usage d'une nouvelle constante, τ=2π[97]. Depuis, des défenseurs de τ ont créé le Tau day au 28 juin (6/28) en concurrence avec le Pi day du 14 mars (3/14)[98].
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+Taïwan Singapour État Wa Nations uniesOrganisation de coopération de ShanghaiAssociation des nations de l'Asie du Sud-Est
+Les langues chinoises (chinois simplifié : 中国语文 ; chinois traditionnel : 中國語文 ; pinyin : zhōnggúo yǔwén[1]) ou langues sinitiques, souvent désignées dans leur ensemble sous le nom de « chinois » (中文, zhōngwén[2]), appartiennent à la famille des langues sino-tibétaines.
+On considère la langue écrite (文, wén[3]) comme la plus universelle, qui transcende la prononciation des divers parlers. La langue parlée dans son caractère le plus général est le plus souvent appelée hanyu (汉语 [4]), soit « langue des Han », même si d'autres groupes ethniques ont progressivement adopté cette langue. Les différents parlers peuvent être considérés comme langue (语, yǔ[5]) ou comme dialecte (chinois : 方言 ; pinyin : fāngyán). Le statut d'un parler comme langue ou dialecte est souvent sujet à controverses en l'absence de références écrites à la prononciation[6].
+On distingue généralement sept grandes langues chinoises parlées modernes :
+Certains linguistes distinguent parfois trois autres langues importantes :
+Voir liste des langues chinoises
+Le chinois archaïque, dont ces langues sont issues, n'était pas une langue à tons, et se distinguait fortement des langues modernes par son type sur le plan phonologique comme sur le plan morphologique. Les langues chinoises sont apparentées aux langues tibéto-birmanes.
+Mais il existe aussi d'autres groupes plus réduits et pas encore classés, parmi lesquels : le dialecte danzhou, parlé à Danzhou, sur l'île de Hainan ; Xianghua (乡话), à ne pas confondre avec xiang (湘), parlé à l'Ouest du Hunan ; et Shaozhou tuhua, parlé dans le Nord Guangdong. La langue doungane, parlée en Asie centrale, est très apparentée au mandarin. Cependant, on ne la considère généralement pas toujours comme « chinoise », car écrite en cyrillique et parlée par les Dounganes hors de République populaire de Chine. De plus, ils ne sont pas considérés comme faisant partie de la diaspora chinoise à quelque niveau que ce soit. Référez-vous à liste des langues chinoises pour une liste complète de ces langues issues de plus grands groupes.
+Les langues chinoises s'écrivent avec des caractères chinois (汉字, hanzi, « caractères des Han », traduit en français par sinogrammes). Depuis leurs créations, ils ont évolué au cours des siècles pour atteindre la forme actuelle, qui se distingue par une écriture traditionnelle et une autre simplifiée.
+Les caractères traditionnels conservés à Taïwan, Macao et Hong Kong y diffèrent. Macao et Hong Kong parlant majoritairement cantonais alors que Taïwan parle majoritairement mandarin et un dialecte du minnan appelé localement taïwanais et ayant subi une forte influence du Japon pendant sa colonisation, du fait de la Guerre sino-japonaise (1894-1895), puis des États-Unis à la fin de la Deuxième Guerre mondiale.
+Les caractères traditionnels sont conservés à Taïwan, Macao et Hong Kong, également dans la diaspora chinoise à l'étranger.
+Il exista aussi un code d'écriture chinois exclusivement utilisé par des femmes, le nüshu, utilisé dans une région où, autrefois, les femmes n'avaient pas le droit d'écrire.
+Dans les différentes régions ou districts autonomes, des écritures locales comme le dongba ou le dai sont utilisées.
+Plusieurs systèmes de transcription sont utilisés le mandarin, pour le cantonais et d'autres langues chinoises :
+Contrairement à une idée répandue, la grammaire des langues chinoises n'est pas uniforme d'une langue à l'autre. Si ces langues partagent de nombreux points communs, en connaître une ne permet cependant pas de savoir parler les autres (sauf le mandarin, sur lequel la langue écrite normalisée est fondée). Chacune possède sa phonologie, sa syntaxe, sa propre utilisation des caractères (un caractère dans une langue chinoise donnée n'aura pas forcément le même sens dans une autre) voire des caractères qui lui sont propres (pour l'instant, seuls ceux du cantonais semblent accessibles dans les jeux de caractères habituels).
+On peut cependant constater les principaux points communs entre ces langues, ce qui permet d'établir une typologie chinoise :
+La carte linguistique de la Chine pourrait être divisée en deux : au nord du Yangzi Jiang trônerait le mandarin, et au sud les différents dialectes comme le wu ou le cantonais ou bien encore le hakka. Cette diversité peut s'expliquer par la carte géographique, là où les montagnes au sud ont fait barrière naturelle et donc favoriser l'émergence d'une plus grande différence entre ces différentes régions.
+Mais la ligne linguistique chinoise ne s'arrête pas ici, elle est à échelle « mondiale », du moins en Asie.
+Toutes les langues chinoises du nord de la Chine ont été influencées par le mandarin, alors que celles du sud par les langues méridionales. Ceci se remarque notamment dans les nombres :
+Mandarin
+Pinyin
+Coréen
+Japonais
+Signification
+Ce phénomène s'explique par la sinisation de la Corée et du Japon.
+À partir du VIIe siècle av. J.-C., les Chinois commencent à s'introduire dans la péninsule coréenne apportant avec eux leur culture. La contrée commerce avec le nord de la Chine, plus proche, qui leur vend des objets d'arts, et à partir de -108, les Han soumettent les tribus et établissent quatre commanderies, avec un peuplement exclusif de Chinois du nord. Commence alors une période de lente sinisation jusqu'aux Trois Royaumes de Corée où une culture sino-coréenne se développe. De nos jours, 70 % du vocabulaire coréen est issu du chinois mandarin.
+Au Japon, la sinisation se fait du IIIe siècle av. J.-C. jusqu'au VIIe siècle, début de la Période de Nara. L'archipel est abordé par la culture chinoise par le Bouddhisme dont les principaux bonzes sont originaires de Corée ou de la Chine septentrionale. Avec eux, les Chinois et les Coréens ont apporté l'écriture et la langue chinoise, cependant les Japonais possédaient déjà une langue. Les lettrés de l'archipel révolutionnèrent alors la langue japonaise : certains mots sont lus en sino-nippon (on'yomi,音読み) tandis que d'autres sont lus en japonais (kun'yomi,  訓読み). Peu à peu, certains mots ont supplanté les mots originels et à partir du VIIe siècle, la civilisation japonaise émerge, s'appuyant sur les modèles chinois, empruntant sans cesse des néologismes au chinois (venus[réf. nécessaire] du sino-coréen ou du chinois du nord).
+Cantonais
+Transcription
+Thaï
+Sino-vietnamien
+Signification
+Les Langues tai-kadai sont originaires des bords du Yangzi Jiang. Avec l'expansion chinoise, les différents peuples thaïs ont migré vers le sud, au Yunnan. De là, les contrées peuplées de thaïs étaient tributaires à la Chine impériale, et les représentants chinois venaient des littoraux méridionaux, à cause de la proximité, apportant avec eux un vocabulaire proto-cantonais-hakka-wu. Du IIIe siècle av. J.-C. jusqu'à l'arrivée des Mongols au pouvoir (1271), les Thaïs vivaient entre le Yunnan et l'actuelle Vientiane. Ils faisaient un échange de culture avec la Chine du sud, culture qu'ils apportent dans le bassin du Ménam et sur les plateaux de Khorat et du Laos au XIIIe siècle pour échapper à Gengis Khan aux dépens des Khmers. Une fois arrivés là, les peuplades commencèrent à subir une seconde influence étrangère, la culture indianisée des Môns et des Khmers. Certains mots sont alors remplacés par des mots d'origine pâlie ou khmère, laissant un faible nombre de mot d'origine sud-chinoise aux langues.
+En -111, les Han de Chine conquirent la Dynastie Triệu vietnamienne, imposant lourdement 1000 ans de domination. Depuis Guangxi, les généraux chinois (cantonais) instaurent le chinois comme langue officielle de la contrée. Le processus de colonisation du delta du Fleuve Rouge et d'assimilation de la population par les Chinois envoie les habitants des côtes est et sud de la Chine. Les différents idiomes se mélangent avec le vietnamien naissant, créant la langue sino-viêt. À la suite de cela, la culture chinoise se répand au Giao Chỉ faisant perdre les racines viet indigènes à la population. À l'indépendance de 968, le Vietnam est profondément sinisé, la langue transformée et la culture assimilée.
+Aux Philippines, on peut retrouver en tagalog un certain nombre de mots provenant du hakka, puis du cantonais, et dans une moindre mesure du mandarin. Cela est dû à l'existence d'un comptoir chinois, Ma-i, sur l'île actuelle de Mindoro dans la période du XIe au  XIVe siècle voire au XVIe. Les indigènes philippins recevaient une petite influence chinoise, et les mots empruntés furent principalement dans le domaine gastronomique comme Batsoy qui vient du hakka 肉水 bah-chúi désignant une soupe au porc, ou encore Pansit de 便食 piān-ê-si̍t, Tokwa de 豆干 tāu-koa le tofu. L'émigration chinoise aux Philippines durant les années 60-70 joua également un grand rôle.
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+Œuvres principales
+modifier
+Piotr Ilitch Tchaïkovski ou Tchaïkovsky (en russe : Пётр Ильич Чайковский[a], [ˈpʲotr ɪlʲˈjit͡ɕ t͡ɕɪjˈkofskʲɪj][1] Écouter) est un compositeur russe de l’époque romantique né le 25 avril 1840 (7 mai 1840 dans le calendrier grégorien) à Votkinsk et mort le 25 octobre 1893 (6 novembre 1893 dans le calendrier grégorien) à Saint-Pétersbourg.
+Compositeur éclectique, il est l'auteur notamment de onze opéras, huit symphonies, quatre suites pour orchestre, cinq concertos, trois ballets, cent-six mélodies et une centaine de pièces pour pianos[2].
+Son œuvre, d'inspiration plus occidentale que celle de ses compatriotes contemporains, intègre des éléments occidentaux ou exotiques, mais ceux-ci sont additionnés à des mélodies folkloriques nationales. Tchaïkovski compose dans tous les genres, mais c'est dans la musique d'orchestre comme les symphonies, les suites, et les concertos qu'il déploie toute sa science et donne la mesure de son sens mélodique inspiré. C’est également lui qui donne ses lettres de noblesse à la musique de ballet, ajoutant une dimension symphonique à un genre auparavant considéré comme musicalement mineur.
+Il incarne la figure dominante du romantisme russe du XIXe siècle dans toute sa populaire et généreuse vitalité, et sa profonde sincérité.
+Issu d'une grande famille bourgeoise, d'origine russe et cosaque, Piotr Ilitch Tchaïkovski naît à Votkinsk, une petite ville d’Oudmourtie située dans l’Oural (maison de naissance de Tchaikovsky). Il est le second fils[b] d'Ilia Petrovitch Tchaïkovski (31 juillet 1795-21 janvier 1880), ingénieur des mines (lui-même fils de Piotr Fiodorovitch Tchaïka[c] (1745-1818), connu plus tard sous le nom de Piotr Fiodorovitch Tchaïkovski), et d’Alexandra Andreïevna Assier (11 août 1812-25 juin 1854), d’origine française[d]. Il a pour demi-sœur Zinaïda (née en 1829 d'un premier mariage de son père devenu veuf par la suite) avec qui il aura des rapports difficiles et pour frère aîné Nicolaï (1838-1911)[e]. Viennent ensuite en 1842 Alexandra (future princesse Davydov[f], dont il sera très proche et chez qui il passera de nombreuses vacances estivales), puis Hippolyte en 1843 et enfin en 1850 les jumeaux Anatole et Modeste. Ce dernier deviendra auteur dramatique, traducteur et librettiste au service, entre autres, des opéras de son frère : La Dame de pique ou Iolanta.
+Les premiers efforts musicaux de Tchaïkovski sont des tentatives d’improvisation au piano. Lorsque sa mère se rend à Saint-Pétersbourg en septembre 1844, lui et sa sœur composent une chanson appelée Notre mère à Saint-Pétersbourg. Sa mère revient avec une gouvernante, Fanny Dürbach (1822-1901), qui passe quatre ans avec les Tchaïkovski (elle dit plus tard que ces quatre ans furent la période la plus heureuse de sa vie)[3]. Fanny comblait par son attention et son amour le manque d’affection de leur mère. Alexandra était une femme malheureuse, froide, une mère distante. Ainsi que le raconte plus tard Modeste, elle exprimait rarement des sentiments chaleureux ; elle était gentille, mais sa bonté était austère. Elle était peut-être pour Piotr la source de sa fascination pour les femmes vouées à l’échec, souffrantes et défavorisées (Roméo et Juliette, Francesca da Rimini, Le Lac des cygnes). Piotr, âgé de quatre ans et demi, demandait toujours à Fanny la permission d’assister aux leçons de ses frères et sœurs. Ainsi, à six ans, il parle très aisément le français et l’allemand.
+À cinq ans, il commence le piano avec Maria Paltchikova. En moins de trois ans, il lit la musique aussi bien que son professeur. Au XIXe siècle, les familles aisées envoient leurs enfants dans des établissements d’enseignement spécialisé qui permettent aux élèves d’acquérir une vaste culture tout en les dirigeant vers une carrière professionnelle spécifique. L’aîné, Nikolaï, est envoyé à l’Institut Technologique de Saint-Pétersbourg. La famille déménage à Alapaïevsk en 1849, à la faveur d'une nouvelle nomination du père et l'année suivante, le « tribunal de famille » décide d'envoyer Piotr, alors âgé de dix ans (trop jeune pour entrer dans quelque établissement que ce soit), au pensionnat pour deux années préparatoires au Collège impérial de la Jurisprudence tandis que la famille déménage à nouveau, cette fois-ci à Saint-Pétersbourg. La pension est une expérience douloureuse car Piotr adore sa mère et est déjà hypersensible. « Enfant de verre » fragile selon sa gouvernante suisse, il manque de confiance en lui et reste dans les jupes de sa mère[4]. Son départ est traumatique ; ce fut l’une des séparations les plus brutales qu’il ait vécues, et qu’il n’oubliera jamais, la deuxième survenant quatre ans plus tard. Un autre traumatisme l'affecte durablement. Pris en charge par Nikolaï Modestovitch Vakar, un oncle ami de la famille, qui accepte le rôle de tuteur, une épidémie de scarlatine se déclare dans la classe de Piotr, les enfants devant réglementairement être pris en quarantaine. Nikolaï, apitoyé, fait cependant revenir Piotr chez lui alors qu'il a contracté l'infection. Piotr contamine le jeune fils de cinq ans de Nikolaï qui en meurt. Piotr s'accuse d'être un criminel et affirme dans ses lettres que le « fatum » le conduira à un destin tragique[5].
+En 1852, Piotr Tchaïkovski entre au Collège impérial de la Jurisprudence et y demeure jusqu’en 1858. L'enseignement des arts n'était pas la priorité de l'école. Néanmoins, les élèves ont des leçons de chant et jouent d’instruments différents. Ils vont souvent à l’opéra, au théâtre ou à des concerts. Piotr Tchaïkovski dirige la section des sopranos du chœur de l’école, sous la direction de Gavril Lomakine, chef d’orchestre et professeur célèbre. Il lui arrive par exemple de chanter en solo lors de cérémonies liturgiques. Il est apprécié de tous malgré son manque d’ordre et sa distraction. Il reçoit donc une excellente éducation générale tout en poursuivant son instruction au piano avec le directeur de la bibliothèque des partitions, mais ses résultats scolaires sont médiocres.
+Il se dirige progressivement vers une carrière musicale, chose courante à l’époque. De nombreux jeunes musiciens composaient et avaient un autre métier à côté. (Mikhaïl Glinka avait travaillé au ministère des Communications ; Alexandre Borodine était chimiste ; César Cui était ingénieur militaire; Nikolaï Rimski-Korsakov était officier de marine).
+En juin 1854, sa mère meurt du choléra. Pendant deux ans, il ne peut évoquer cette perte dans les lettres qu’il écrit à Fanny Dürbach. Il se souviendra toute sa vie de ce triste jour. Sa mère a toujours encouragé son goût pour la musique et la réaction immédiate de Tchaïkovski, à la suite de cette perte, est de se tourner vers la musique[6]. Il fait ses premiers vrais efforts de composition. C’est à cette époque que son homosexualité  se manifeste de manière platonique en se cristallisant sur des amis, tels qu’Alexeï Apoukhtine ou Vladimir Gérard. Il se met aussi à fumer. Il dédicace l'Anastasie-valse à la gouvernante de son jeune frère.
+De retour à Saint-Pétersbourg en automne, il commence à prendre des cours de chant avec Gavril Lomakine. En 1855, le père de Tchaïkovski finance pour son fils des études avec Rudolph Kündinger, professeur de piano de Nuremberg connu et, le consultant un jour à propos des perspectives d’une carrière musicale pour son fils, le pianiste répond qu’à part une bonne oreille musicale et une bonne mémoire, il n’y a rien chez Piotr laissant croire qu’il sera plus tard un bon compositeur ou même un bon interprète.
+Tchaïkovski fait des études de droit à Saint-Pétersbourg, obtient son diplôme le 25 mai 1859 et est engagé comme secrétaire au ministère de la justice, le 15 juin. Il s’adonne déjà en amateur à la musique. Il n'éprouve aucun intérêt pour son emploi au ministère et confie à sa sœur, dans une de ses lettres : « On a fait de moi un fonctionnaire, et un mauvais fonctionnaire par-dessus le marché ». En 1861, Tchaïkovski commence à prendre des cours de théorie musicale à la Société musicale russe, sous l'enseignement de Nikolaï Zaremba. L'année suivante, Tchaïkovski le suit au Conservatoire de Saint-Pétersbourg, nouvellement fondé. Mais il ne veut pas quitter son emploi avant d'être certain d’être fait pour une carrière musicale.
+Finalement, en 1863, il démissionne du ministère pour se consacrer à la musique. Depuis 1862 et jusqu'en 1865, il étudie l'harmonie, le contrepoint et la fugue avec Zaremba, ainsi que la composition et l'instrumentation avec le directeur et fondateur du Conservatoire, Anton Rubinstein. Il joue du piano, de la flûte et de l'harmonie, et obtient son diplôme de fin d'études en décembre 1865. Rubinstein et Zaremba étaient impressionnés par le talent de Tchaïkovski, mais cela n'a pas empêché les affrontements ultérieurs à propos de sa première symphonie.
+En 1866, le frère d'Anton Rubinstein, Nicolas, lui confie un poste de professeur de théorie musicale (qu’il occupe jusqu’en 1878), dans le tout nouveau conservatoire de Moscou (qui porte son nom depuis 1940). C’est à cette période qu’il compose avec acharnement sa première symphonie dite « Rêves d’hiver » ; il faillit faire une dépression nerveuse. Tissant des liens d’amitié avec plusieurs membres du Groupe des Cinq, il dédie même son ouverture-fantaisie Roméo et Juliette au fondateur de ce groupe, Mili Balakirev. Tchaïkovski compose sa deuxième symphonie à l'été 1872 et entreprend l’écriture de son premier concerto pour piano en si bémol mineur à l'hiver 1874. À l'été 1875, il écrit sa troisième symphonie. Il publie ses partitions aux éditions de Peter Jurgenson (1836-1903), avec qui il entretiendra des rapports cordiaux tout au long de sa vie.
+L’année 1876 est marquée par sa relation épistolaire avec Nadejda von Meck. Celle-ci, grande admiratrice du compositeur, lui verse pendant treize années une pension alimentaire de 6 000 roubles par an, plaçant Tchaïkovski dans une situation beaucoup plus confortable qu’auparavant (Peu après, l'empereur Alexandre III lui versera 3 000 roubles par an, à vie). Leurs relations restent strictement épistolaires. En 1877, c’est à Mme von Meck que Tchaïkovski dédicace sa quatrième symphonie. Le 30 juillet de cette même année, le compositeur vit un des épisodes les plus sombres de sa vie : pour tenter de « guérir » son homosexualité, mettre un terme aux rumeurs et s'assurer une position sociale, il épouse Antonina Miliukova, une de ses anciennes élèves qui lui avait écrit une longue lettre enflammée, comme elle en avait déjà adressé à des banquiers, des généraux, des artistes en vogue et même des membres de la famille impériale[7]. Ce mariage est un échec ː deux mois après, Tchaïkovski raconte à son frère que, ne pouvant plus supporter la vue de sa femme, il a tenté de se suicider en plongeant dans la Moskova pour essayer de contracter une pneumonie[8]. Il se sépare d’Antonina peu après. La même année, il compose néanmoins, sur commande du Théâtre Bolchoï, son premier ballet, Le Lac des cygnes, qui est un échec en raison d’une mise en scène inadéquate (il aura fallu vingt ans pour que la trame du ballet soit définitivement fixée par Marius Petipa et Lev Ivanov), ainsi qu’un opéra fondé sur un roman d'Alexandre Pouchkine : Eugène Onéguine.
+De tous les compositeurs du XIXe siècle, il est l’un des seuls dont l’homosexualité soit très bien documentée[9] (notamment ses amours platoniques ou ses liaisons avec Alexeï Apoukhtine, Alexis Sofronov[10], son domestique entré à son service à l’âge de quatorze ans, son élève Eduard Zak ou son neveu Vladimir Davydov (Bob), qui sera son héritier). L’un de ses biographes, André Lischke[11], écrit pourtant qu’il avait moins de problèmes qu’on ne le dit parfois sur sa sexualité et qu’il lui arrivait d’« en aborder les questions physiologiques avec une gaillardise totalement dépourvue de complexes ». De même, les membres de son entourage connaissaient très bien la vérité. Dans la biographie du compositeur qu’elle publie aux éditions Actes Sud, Nina Berberova raconte sa rencontre avec Praskovia Vladimirovna Tchaïkovskaya, épouse d'Anatole, un des frères cadets de Piotr Ilitch. Celle-ci aborde d’elle-même le sujet de l’homosexualité en annonçant à Berberova : « Je lui ai chipé un amant […]. À Tiflis. […] Il ne m’a jamais pardonné[12] ! ».
+En mars 1878, lors d’un voyage en Suisse, il est fasciné par la Symphonie espagnole d’Édouard Lalo et décide de composer un concerto pour violon et, avec l’aide de son ami violoniste et mentor Josef Kotek, en apprend un peu plus sur les techniques du violon. Leopold Auer, le dédicataire du concerto, refuse de le jouer à cause de sa difficulté ; c’est Adolph Brodsky qui est au violon solo lors de la première, en 1881, de ce concerto pour violon en ré majeur.
+Vers 1880, la réputation de Tchaïkovski se renforce considérablement en Russie et son nom commence à être connu à l’étranger, comme il peut le constater lors des voyages qu’il effectue cette même année. Il y remporte de nombreux succès et rencontre les grands compositeurs de son temps : Johannes Brahms qu'il estime, mais dont la musique ne le touche guère, Antonín Dvořák et Edvard Grieg, avec qui il noue des relations plus chaleureuses, et d'autres. Il séjourne régulièrement à Paris et a ses habitudes au Café de la Paix. L’Italie, où il voyage, lui inspire un certain nombre de pièces musicales, parmi lesquelles le Capriccio Italien. La célèbre Sérénade pour cordes et l'Ouverture 1812 datent également de 1880. Un an plus tard, son grand ami Nikolaï Rubinstein meurt. Profondément touché, Tchaïkovski compose son superbe Trio pour piano, pièce dédiée à son ami décédé. Tchaïkovski loue une maison près de Klin, non loin de Moscou. Cette maison est devenue un musée consacré au compositeur. Sur des textes d'Apollon Maykov, il écrit la cantate Moscou pour le couronnement du tsar Alexandre III (1883). Il compose Manfred (1885), sa cinquième symphonie (1888), son deuxième ballet, La Belle au bois dormant (1889), qui est un triomphe, ainsi qu’un opéra fondé sur une nouvelle brève d'Alexandre Pouchkine : La Dame de pique (1890).
+En 1890, sa mécène Nadejda Von Meck rencontre des problèmes financiers et ne peut plus lui allouer sa pension. La vraie raison serait en fait que la richissime Mme von Meck aurait été profondément choquée par la découverte de l’homosexualité du compositeur et aurait donc brusquement décidé de rompre leur correspondance. Il est aussi probable qu’elle souhaitait marier une de ses filles au compositeur, projet incompatible avec l'orientation sexuelle de ce dernier, et qu’elle dut y renoncer. Cet épisode frappe durement Tchaïkovski.
+En 1891, il fait un voyage jusqu’aux États-Unis. Ses œuvres, qu’il dirige lui-même lors de l’inauguration de la salle new-yorkaise Carnegie Hall, remportent un franc succès. En 1892, son troisième ballet Casse-Noisette voit le jour, mais il ne rencontre pas, dans un premier temps, un succès aussi retentissant que la beauté de la musique pouvait le laisser espérer.
+Les 1er et 2 janvier 1893, lors d’un déplacement de Berlin à Paris, Tchaïkovski fait halte à Montbéliard pour revoir Fanny Dürbach, qui s’était retirée dans sa ville natale.
+Tchaïkovski meurt le 6 novembre 1893 à Saint-Pétersbourg, dans l'appartement de son frère Modeste, au 13 rue Malaïa Morskaïa, neuf jours après la création de sa sixième symphonie « Pathétique ». Il bénéficie de funérailles nationales célébrées par l'évêque de Narva, Mgr Nicandre Moltchanov à la cathédrale Notre-Dame de Kazan auxquelles assistent près de 8 000 personnes. Le cercueil de Tchaïkovski est porté par des proches, dont le prince Alexandre d'Oldenbourg (1844-1932), cousin de l'empereur, les frais des funérailles étant couverts par la Maison de Sa Majesté impériale. Le chœur de la cathédrale et le chœur de l'Opéra impérial russe accompagnent la cérémonie, en présence de son ami le grand-duc Constantin de Russie qui écrit le lendemain dans son Journal que « les murs de la cathédrale n'étaient pas suffisants pour contenir ceux qui voulaient prier pour le repos de l'âme de Piotr Ilitch ». L'inhumation a lieu ensuite au cimetière Tikhvine du monastère Alexandre-Nevski, sa tombe se trouve aux côtés de celles d'Alexandre Borodine, Mikhaïl Glinka, Nikolaï Rimski-Korsakov, Mili Balakirev et Modeste Moussorgski. Du fait de son innovation dans la forme et de son contenu émotionnel accablant pour certains, la « Pathétique » fut reçue la première fois avec un silence d'incompréhension de la part du public. Vingt jours plus tard, sous la direction d'Eduard Nápravník lors d'un concert en mémoire du compositeur, la symphonie fut reçue plus favorablement. Elle est devenue depuis l'une des compositions de Tchaïkovski les plus célèbres.
+On attribue généralement au choléra la mort du compositeur (en), qui aurait bu de l’eau de la Néva non stérilisée. Le manque de preuves quant au diagnostic de la maladie, la confusion des témoignages des proches, et la considération des effets de l'alcool et du tabac à long terme ne permettent cependant pas de clarifier les causes exactes de son décès. Certains pensent qu’il s'agirait d'un suicide. D'après l'une des théories, à la suite de la découverte de la relation du compositeur avec le jeune officier de dix-sept ans Victor Stenbock-Fermor, le neveu (mineur) du prince Stenbock-Fermor, maréchal du palais, ce dernier aurait dénoncé le compositeur par une lettre au procureur Nikolaï Borisovitch Jacobi et Tchaïkovski aurait en fait été poussé au suicide (boire un flacon d'arsenic) par un tribunal d'honneur constitué d'anciens étudiants du Collège impérial de la Jurisprudence de Saint-Pétersbourg[13]. Cette théorie fut présentée par la musicologue russe Alexandra Orlova en 1979 après son émigration aux États-Unis, sur les bases de révélations qui lui furent faites en 1966 par Alexander Voitov, élève et historien du Collège impérial de la Jurisprudence de Saint-Pétersbourg[14].
+L’œuvre de Tchaïkovski est une heureuse synthèse des œuvres classiques occidentales et de la tradition russe représentée de manière contemporaine, entre autres, par Modeste Moussorgski et le Groupe des Cinq. Sa musique, reflet de sa nature hypersensible et tourmentée, est très personnelle et d'une infinie sensibilité. Elle bénéficie d’une orchestration riche et variée. Tchaïkovski est aujourd’hui un des compositeurs les plus célèbres et compte parmi les compositeurs russes les plus populaires.
+Tchaïkovski s'essaya plusieurs fois aux mesures asymétriques (par exemple, dans sa cinquième symphonie ou ses dix-huit pièces pour piano), mais s'en tenait généralement aux mesures régulières. Tchaïkovski était un maître de l'harmonie, des pratiques occidentales jusqu'à la gamme par tons (qu'il utilise dans le dernier mouvement de sa deuxième symphonie, par exemple). Ayant composé la majeure partie de ses œuvres pour l'orchestre, son style musical devenait de plus en plus conditionné par les couleurs orchestrales qu'il employait, surtout après la composition de sa deuxième suite pour orchestre. Bien qu'il ait établi son style sur des fondements occidentaux, il préférait les couleurs d'orchestre nettement contrastées, dans la continuité de Mikhaïl Glinka. Ainsi, il employait essentiellement les instruments aigus pour leur délicatesse, leur légèreté, mais en contrebalancement, explorait les couleurs plus sombres, voire lugubres des instruments les plus graves.
+Bien que populaire, sa musique fit très vite l'objet de certaines critiques. Son caractère sentimental a pu faire l'objet de discussions. L'écrivain autrichien Hermann Broch, par exemple, considère Richard Wagner comme le « plus haut sommet jamais atteint » du kitsch, et ajoute que « même Tchaïkovski n'en est pas loin »[15]. Dans son Journal, l'écrivain polonais Witold Gombrowicz accuse quant à lui Tchaïkovski d'avoir été artistiquement réactionnaire. Il lui reproche en effet d'avoir cherché à revenir en arrière et à refaire ce que l'histoire de la musique avait déjà fait et rendait par conséquent désormais impossible, refusant ainsi l'impératif artistique d'innover, de créer de l'inouï : « L’échec artistique de Tchaïkovski prouve qu’en art on ne peut ni faire demi-tour ni descendre ; la marche arrière et la dégringolade sont interdites. Son œuvre dégage une odeur insupportable : mélange d’insignifiance et de quelque chose de dépassé, de mort, d’enseveli, puis de regonflé artificiellement ; des mélodies médiocres, déjà périmées ! […] Non, il est impossible de revenir en arrière ! De s’abandonner à la facilité ! De dégringoler ! Grimpe, toujours plus haut, sans répit, sans regarder derrière toi, même si tu dois de te casser le cou, même si tout là-haut, au sommet, il n’y a que des pierres. Beethoven [par exemple] n’est plus aujourd’hui un but à atteindre. Toute la valeur de sa musique tient à ce qu’elle ne pourra plus jamais être répétée[16]. » Selon une autre personne, « [...] petites joies, petites peines, c'est tout ce que le piano lui soutire. La veine élégiaque, si pure chez un Scriabine, tourne chez lui en eau boueuse. Pour un moment exceptionnel, celui de la Berceuse op. 72, que de pénibles méandres, que de laides circonvolutions ! »[17].
+Cependant Tchaïkovski demeure généralement reconnu comme un des compositeurs majeurs de l'histoire de la musique[18]. Il a durablement influencé d'autres compositeurs tels que Sergueï Rachmaninov (1873-1943).
+Tchaïkovski laisse 159 œuvres musicales.
+Des suites existent aussi pour les ballets le Lac des cygnes (op. 20a) et la Belle au bois dormant (op. 66a), mais celles-ci ne sont pas authentiques, puisqu'elles n'ont pas été compilées par le compositeur (bien que celui-ci ait envisagé de le faire) et ne furent publiées qu’après sa mort.
+Tchaïkovski a écrit une centaine de pièces pour piano, dont les plus célèbres sont Les Saisons, op. 37a.
+Tchaïkovski composa onze opéras dont les deux plus célèbres, Eugène Onéguine et La Dame de Pique, figurent en bonne place dans le répertoire lyrique actuel. Ses autres opéras sont moins connus et sont rarement joués hors de Russie.
+Tchaïkovski a publié deux ouvrages :
+En 1865.
+En 1870.
+Josef Kotek et Tchaïkovski en 1877.
+Avec son épouse Antonina Milioukova en 1877.
+En 1886.
+Alexandre Ziloti et Tchaïkovski en 1887.
+En 1888.
+Anatoli Brandoukov et Tchaïkovski le 18 mai 1888.
+Avec les chanteurs Medea et Nikolaï Figner en 1890.
+Piotr Ilitch Tchaïkovski, huile sur toile, 1893, Nikolaï Kuznetsov, galerie Tretiakov.
+Sa Tombe.
+Sa maison à Klin, devenue un musée.
+Plaque vénitienne lui rendant hommage[j].
+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Helianthus annuus
+Espèce
+Classification phylogénétique
+Le tournesol, ou anciennement Hélianthe ou Soleil[1] (Helianthus annuus), est une grande plante annuelle, appartenant à la famille des Astéracées (Composées), dont les fleurs sont groupées en capitules de grandes dimensions. Le genre Helianthus comprend une cinquantaine d'espèces, toutes originaires d'Amérique du Nord, dont le topinambour (Helianthus tuberosus L.).
+Cette plante est très cultivée pour ses graines riches en huile alimentaire de bonne qualité (environ 40 % de leur composition). Le tournesol est, avec le colza et l'olivier, l'une des trois sources principales d'huile alimentaire en Europe.
+Le mot « tournesol » est emprunté à l'italien girasole, « qui tourne avec le soleil ». Il existe de nombreux noms ou expressions vernaculaires pour le désigner : grand-soleil, soleil des jardins, soleil commun, graine à perroquet, hélianthe…
+C'est une grande plante annuelle, à tige très forte et peu ramifiée, pouvant atteindre jusqu'à 4 m de hauteur. Les feuilles simples, cordées (en forme de cœur), alternées, sauf à la base où elles sont parfois opposées, ont un pétiole plus ou moins long et sont rudes au toucher.
+Ce qu'on appelle communément « fleur de tournesol » n'est pas une fleur, mais un pseudanthe[2] : les capitules, réceptacles floraux charnus, qui ont tendance à se renverser après la floraison, peuvent atteindre 30 cm de largeur. Ils sont entourés d'un involucre à bractées ovales avec un sommet pointu.
+Les fleurs extérieures ligulées du capitule disposées sur un seul rang, sont généralement jaunes, et stériles sauf dans les variétés Turf ayant fait l'objet de mutations génétiques[2]. Les fleurs centrales en tube, hermaphrodites[2], sont jaune pâle ou rouge foncé chez les variétés anthocyanées.
+Les fruits sont des akènes surmontés par deux écailles en arête.
+La racine principale est pivotante.
+La disposition des fleurs centrales (ou fleurons), ou des graines, sur le réceptacle dessine des spirales répondant aux règles de la phyllotaxie et tournant soit dans le sens des aiguilles d'une montre, soit en sens inverse. Les nombres de fleurons de chaque type de spirale sont constants  et sont des nombres successifs de la suite de Fibonacci, par exemple 34/55 ou 55/89.
+Le tournesol est sujet à l'héliotropisme avant la floraison. Ce phénomène agit sur la croissance de la tige en fonction de l'éclairement. Il permet aux feuilles de garder tout au long de la journée une exposition optimale au soleil. Au début de la floraison, la fleur pointe définitivement dans la direction Est/Sud-Est.
+La face supérieure des feuilles du jeune plant de tournesol suivent le Soleil tout au long de la journée :
+L'intérêt fonctionnel du phototropisme est de permettre aux plantes d'accéder au meilleur ensoleillement possible pour assurer la plus grande efficacité de la  photosynthèse.
+À partir de la floraison, le capitule se fixe face à l'est. Une fois fécondé, le capitule se tourne vers le sol sous l'effet du poids des graines. Certaines variétés n'arrivent pas à bien assurer ce basculement, ce qui provoque une brûlure solaire des graines et une réduction du taux de germination.
+Quand le tournesol est jeune, il pousse très vite au cours de la journée. Au fur et à mesure de sa croissance, il se tourne vers le soleil.
+Le côté à l'ombre poussant plus vite que le côté qui reçoit la lumière, sa tige se courbe en fonction du mouvement du soleil, donnant l'impression que la fleur suit le soleil. Cela est lié à l'auxine contenue dans la région apicale de la plante. Cette hormone, responsable de l'élongation cellulaire chez le végétal, migre vers le côté opposé à celui exposé au soleil. Les cellules sont donc plus grandes du côté ombragé que du côté ensoleillé.
+C'est le symbole de plusieurs cultures, notamment des amérindiens (apaches) d'Amérique du Nord.
+Les lignées sont mâles ou femelles.
+La pollinisation est aujourd'hui essentiellement assurée par les abeilles, souvent par des abeilles domestiques via des ruches louées à des apiculteurs et importées à proximité des champs pour compenser la très forte régression des pollinisateurs dans la nature. L'INRA d'Avignon a montré en mettant dans des sachets fermés de plastique ou tulle que respectivement l'autopollinisation ou la pollinisation par le vent donnaient un rendement grainier presque nul quand il est comparé à celui obtenu en présence d'abeilles[3]. Un système de vidéosurveillance a plus récemment permis de quantifier le butinage (en) (combien d'abeilles, domestiques ou sauvages ou autre espèces telles que papillons, bourdons, etc. ) et des chercheurs essayent de comprendre pourquoi certaines variétés femelles sont moins visitées que les lignées mâles[3]. L'INRA anime aussi un réseau national de surveillance des pollinisateurs sauvages et plus particulièrement des abeilles sauvages (environ 1000 espèces en France)[4]. Les études de l'INRA ont confirmé qu'en zone méditerranéenne autrefois très riche en pollinisateurs, « un paysage dominé par des cultures intensives s'accompagne d'une diminution de l'abondance et de la diversité des pollinisateurs ».
+Cette plante a été domestiquée par les Amérindiens et les Mexicains[5] qui l'utilisaient pour ses propriétés alimentaires, médicinales et tinctoriales. Les graines contenaient alors environ 20 % d'huile. Il faisait partie du mythe de la création chez les Onondagas tandis qu'il était associé au dieu de la guerre Huitzilopochtli chez les Atzèques[6].
+L'hypothèse qu'elle provenait initialement de l'Ouest de l'Amérique du Nord[réf. nécessaire] (ouest du Canada et des États-Unis, centre et sud des États-Unis, nord du Mexique), semble être remise en question par la découverte en 2010 d'empreintes fossilisées de fleurs semblables à des astéracées, plus anciennes car datées d'environ 50 millions d'années, au nord-ouest de la Patagonie[7],[8].
+Elle a été introduite en Europe au XVIe siècle par les Espagnols. On la trouvait cultivée au début du XVIIIe siècle en France dans le Languedoc, en particulier à Massillargues et Lunel aux environs de Nîmes. La sommité était recueillie pour faire de la « teinture en drapeau », chiffons imprégnés de teinture qui sont ensuite exportés à Lyon, en Allemagne, en Hollande et en Angleterre  pour donner une jolie teinte au vin[1].
+Sa culture comme plante oléagineuse se développa au XIXe siècle en Russie où, grâce à la sélection, la teneur des graines en huile atteint alors 40 % d'huile. C'est en interdisant la consommation d'aliments riches en huile pendant le carême et la période précédant Noël, que l'Église orthodoxe a, par réaction, développé la culture du tournesol qui était trop méconnue pour être sur la liste[6].
+Vers les années 1950, la recherche se porte sur des hybrides F1. En 1969, le Français Patrice Leclercq (INRA de Clermont-Ferrand) découvre un caractère de stérilité qui permet de faciliter la production de semences hybdrides F1. Ce caractère génétique permet le doublement de la production mondiale, désormais utilisé dans le monde entier[6].
+La culture du tournesol est aujourd'hui largement répandue sur tous les continents.
+L'huile est extraite des graines, dont la teneur dans les variétés améliorées varie de 40 à 50 %. L'huile de tournesol est appréciée pour son équilibre en acides gras : elle contient 12 % seulement d'acides gras saturés et beaucoup d'acides gras mono ou poly-insaturés, acide oléique, acide palmitique et surtout acide linoléique, qui est un acide gras essentiel. D'après les nutritionnistes, cette huile a d'excellentes qualités diététiques, par exemple pour combattre le diabète. C'est également une bonne source de vitamine E. L'huile de tournesol entre dans la composition des margarines. Elle sert aussi à la fabrication de savons et de cierges. On l'utilise souvent pour mettre comme huile dans les pâtes, ou d'autres aliments...
+Le tournesol oléique aussi appelé tournesol haut oléique est un tournesol sélectionné dont la composition des acides gras a été modifiée pour obtenir un taux d'acide oléique proche de 82 %[9], similaire donc à celui de l'huile d'olive, mais sans le goût de cette dernière. Il est produit sous contrat en France. L'huile de tournesol oléique entre souvent dans la composition des mélanges d'huile. Depuis quelques années la culture du tournesol oléique a dépassé la culture du tournesol classique en France[10].
+Les graines de tournesol décortiquées et crues sont vendues (notamment en vrac ou dans les magasins bio) et se consomment comme en-cas, en accompagnement de salade, etc.
+On consomme aussi les graines torréfiées, notamment autour du bassin méditerranéen où on les connait sous le nom de pipas ou pipasol en Espagne.
+Une autre manière de se nourrir des graines de tournesol réside dans la germination et les jeunes pousses tendres. En effet, les nutriments contenus dans les graines sont décuplés lorsque ces dernières sont devenues des pousses. Ces pousses peuvent être un peu longue à la mastication mais sont très bonnes.
+La plante entière récoltée avant maturité est utilisée comme fourrage. De plus, les résidus de trituration, appelés tourteaux, sont riches en protéines, dont un acide aminé très recherché dans l'alimentation du bétail, la méthionine. Les graines entières sont appréciées pour nourrir les perroquets et autres oiseaux de volière.
+Le tournesol est aussi une excellente plante mellifère qui a l'avantage de fleurir tard en saison (août) quand il n'y a plus beaucoup d'autres ressources disponibles pour les abeilles. De plus, le pollen de tournesol est excellent pour les abeilles et les protège de la nosémose[11].
+Elle est également cultivée comme plante ornementale pour ses capitules spectaculaires. Il en existe plusieurs cultivars, notamment 'Nanus flore pleno', de 60 à 80 cm de haut seulement et à fleurs doubles jaune orangé.
+L'huile de tournesol, comme l'huile de colza, peut être utilisée comme agrocarburant pour les moteurs diesel, soit directement en tant qu'huile végétale pure (HVP), ou après estérification en ester méthylique (diester). Actuellement la deuxième voie est de loin prédominante.
+Au-delà de 30 % d'HVP (huile végétale pure), il convient toutefois de faire certains réglages (pression d'injection) et éventuelles modifications (préchauffage). Les expérimentations à 100 % d'HVP sur les poids lourds fonctionnent généralement avec un système de démarrage au gazole.
+L'huile pure, contrairement aux diesel, ne nécessite aucun procédé industriel de fabrication. Une presse suivie d'un filtre performant suffit.
+Politiquement, l'application de la TIPP aux HVP, votée fin 2006 par le parlement, rend l'HVP de tournesol plus chère que le gazole, plombant ainsi les expérimentations en cours comme celle de Villeneuve-sur-Lot (Lot-et-Garonne).
+Toutefois, les agriculteurs peuvent produire de l'HVP et l'utiliser à leurs fins personnelles sans avoir à payer de taxe, ce qui laisse craindre le développement de réseaux pirates de distribution.
+Les tiges de tournesol ont les qualités pour faire de bons isolants pour le bâtiment. Leurs fibres ont une bonne résistance mécanique et leur moelle poreuse une bonne résistance thermique[12]. C'est ce que les scientifiques ont démontré dans le cadre du projet Demether[13] piloté par Irstea. « Les prototypes de panneaux réalisés ont une conductivité thermique de 0,06 watts par mètre-kelvin (à comparer à 0,04 pour la laine de verre ou 0,11 pour le béton de chanvre), une résistance mécanique intéressante de 2,6 MPa et sont peu coûteux à produire ». La colle utilisée pour réaliser ces panneaux est à base de chitosane, un produit biosourcé issu de la carapace de crustacés ou de champignons[14] (brevet Irstea).
+Le tournesol est une plante dépolluante, c'est, notamment, un hyperaccumulateur des radionucléides de strontium, d'uranium et de nickel[15].
+L'azolitmine, tirée du tournesol, peut servir à déterminer si une solution est acide ou basique [16]. Le papier de tournesol devient rouge au contact d'un acide et bleu au contact d'une base. Il est cependant généralement fabriqué à partir de poudres de lichen et non de tournesol, et reste moins précis que le papier pH.
+Elle peut également servir de couvert végétaux grâce à la forte concurrence qu’elle fait aux adventices. Elle à un effet bénéfique sur le sol grâce a son effet structurant sur le sol notamment dans les argiles, elle permet également de remobiliser le phosphore en sols calcaire.
+C’est également un excellent tuteur, qui reste debout bien que détruit après l’hiver ce qui permet un réchauffement du sol. Elle attire également les auxiliaires et les pollinisateurs.[17]
+Le développement de la culture du tournesol en France, comme celle du colza, à partir des années 1970 est dû au besoin d'indépendance de la communauté européenne face au monopole des États-Unis en matière d’oléagineux. La mise au point de nouvelles variétés (par croisement et sélection), notamment d'hybrides résistants au mildiou, a contribué au développement de la culture du tournesol au cours des vingt dernières années, notamment en France. Aujourd'hui, il est cultivé dans le Sud-Ouest, dans le Centre et en Côte-d'Or.
+Le tournesol affectionne des climats chauds et secs. C'est une culture de printemps, il se sème dès la mi-mars[18] et sa récolte débute mi-août. L’écartement optimum se situe à 45 cm inter-rangs et 30 cm inter-plants avec un objectif de 60 à 80 000 pieds/ ha et permet un gain de rendement de près de 6 q/ha par rapport à un écartement de 80 cm.
+Peu gourmand en eau, sa racine pivot lui permet de capter l'eau en profondeur. C'est une plante plus sensible à la qualité du sol (profondeur, structure) qu'à l'ajout d'engrais.
+Ses besoins en azote sont faibles (80 unités/ha contre 180 pour du maïs), mais il faut prévoir une bonne fumure de fond (80 unités de phosphore et de potassium) et du bore.
+Elle est peu sensible aux insectes (sauf en début de cycle) et les variétés commerciales ont des résistances importantes aux attaques fongiques, de fait elle n'a quasiment pas besoin d'être traitée.
+Cette espèce est sensible à certains variants du mildiou, favorisé par les monocultures intensives. La lutte contre cette maladie est réglementée[19].
+Outre les oiseaux très friands de ses graines, notamment le pigeon, le corbeau, le moineau domestique, le verdier et la linotte, ainsi que la mésange, les autres ravageurs notables sont la limace grise, la tipule des prairies (Tipula paludosa), la mouche du tournesol (Strauzia longipennis), le thrips du tabac (Thrips tabaci) qui attaquent les jeunes plants, et le puceron vert du prunier (Brachycaudus helichrysi) qui attaque les feuilles.
+Les principales maladies rencontrées sont la pourriture blanche (Sclérotiniose), le mildiou du tournesol (Plasmopara helianthi), apparu en 1978, l'alternariose (Alternaria helianthi), la verticilliose (Verticillium dahliae), ainsi que le phomopsis, (Phomopsis helianthi), champignon apparu en France en 1984.
+Il est également très attaqué par une plante parasite, l'orobanche, dans les pays du Sud (Espagne, Turquie).
+La récolte mondiale de graines de tournesol s'est élevée en 2003 à 26,1 millions de tonnes contre 32,4 millions en 2009. (Source FAO)
+Production en tonnes de graines de tournesol. Chiffres 2004-2005 Données de FAOSTAT (FAO) Base de données de la FAO, accès du 14 novembre 2006
+Production en tonnes d'huile de tournesol. Chiffres 2004-2005 Données de FAOSTAT (FAO) Base de données de la FAO, accès du 14 novembre 2006
+Fleur de tournesol en gros plan.
+Plante entière
+Fleur
+Gros plan
+Tournesols en  Ardèche
+Pollinisation par un hyménoptère.
+Tournesol-Cameroun
+Dans le calendrier républicain, le Tournesol était le nom attribué au 19e jour du mois de vendémiaire[20].
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+Pise (en italien Pisa) est une ville italienne d'environ 90 000 habitants, chef-lieu de la province de même nom en Toscane. Elle est célèbre dans le monde principalement pour sa tour penchée. Elle est traversée par le fleuve Arno et située sur la via Aurelia.
+Les origines de Pise sont mal connues. La cité était située à la confluence de l'Arno et de l'Auser (maintenant disparu). On a proposé que la ville ait été fondée par les Pélasges, les Grecs, les Étrusques ou les Ligures. Néanmoins, des vestiges archéologiques, datant du Ve siècle av. J.-C. attestent la présence d'une ville le long de la mer ligure, qui faisait du commerce avec les Gaulois et les Grecs. Une nécropole étrusque a été découverte durant les fouilles de l'Arena Garibaldi (it) en 1991.
+Les auteurs de la Rome antique parlent aussi de Pise comme étant une ancienne cité. Servius a écrit que la ville aurait été fondée au XIIIe siècle av. J.-C., par Pelops, le roi des Pisans. Strabon attribuait la fondation de Pise au héros Nestor, roi de Pylos, à la suite de la chute de Troie. Quant à Virgile, dans son Énéide, il écrit que Pise était déjà, à l'époque, un centre important.
+Le rôle maritime de Pise doit avoir été considérable, puisque les autorités de l'antiquité attribuaient à Pise l'invention des rostres. La ville devait bénéficier de l'absence de port sur la côte ligure, entre Gênes, alors une bourgade, et Ostie, le port de Rome. Pise servait de base navale, d'où partaient les flottes qui devaient combattre les Ligures, les Gaulois ou les Carthaginois.
+En 180 av. J.-C., Pise se voit attribuer le statut de colonie de droit romain, sous le nom de Portus Pisanus. En 89 av. J.-C., on lui attribue le statut de municipe. L'empereur Auguste fortifia la colonie et en fit un port important, sous le nom de Colonia Iulia obsequens. À partir de 313, la présence d'un évêque à Pise est attestée.
+Durant les derniers siècles de l'Empire romain, Pise ne connaît pas le déclin des autres villes d'Italie, grâce à sa position le long de cours d'eau et à ses possibilités défensives. Au VIIe siècle, Pise aide le pape Grégoire Ier en lui fournissant de nombreux vaisseaux dans sa lutte contre les Byzantins de Ravenne. Pise est le seul centre Byzantin de Ravenne à rentrer sans combats dans le giron lombard, par une assimilation avec la région environnante où les Pisans sont portés par leurs intérêts commerciaux. Pise commence alors son ascension vers la place de premier port du nord de la mer Tyrrhénienne, en concentrant le commerce entre la Toscane et la Corse, la Sardaigne et les côtes de l'Espagne et du sud de la France.
+À la suite de la victoire de Charlemagne sur les Lombards, sous le commandement de Didier en 774, Pise entre dans une courte crise. Elle devient, sur le plan politique, une partie du Duché de Lucques. En 930, Pise devient le centre du comté, ce qu'elle reste jusqu'à l'arrivée d'Othon Ier, au sein de la marche de Tuscie. Si Lucques en est la capitale, Pise en est la plus importante ville, comme en témoigne, au milieu du Xe siècle, Liutprand de Crémone, évêque de Crémone, qui appelle Pise Tusciae provinciae caput (capitale de la province de Tuscie). D'ailleurs, un siècle plus tard, on appelle le marquis de Tuscie, « marquis de Pise ».
+Du point de vue naval, la pression exercée par les pirates sarrasins à partir du IXe siècle force la ville à se doter d'une importante flotte, qui va servir l'expansion de la cité. En 808, les Pisans attaquent la côte d'Afrique du Nord. En 871, ils participent à la défense de Salerne contre les Sarrasins. En 970, ils apportent leur appui à Othon Ier pour vaincre la flotte byzantine en face des côtes de Calabre.
+La puissance maritime de Pise s'accroît et atteint son apogée au XIe siècle, période dont date la réputation d'être l'une des quatre républiques maritimes d'Italie.
+À la même époque, Pise devient un centre commercial primordial et contrôle une grande partie de la marine marchande et de guerre de la Méditerranée. Ceci lui permet de s'étendre et de piller en 1005 Reggio de Calabre. Elle lutte aussi continuellement contre les pirates sarrasins, qui ont leurs bases en Corse et en Sardaigne. En 1017, avec l'aide de Gênes, la cité capture la Sardaigne, ce qui lui donne le contrôle de la mer Tyrrhénienne, d'autant plus que les Pisans chassent rapidement les Génois de Sardaigne (ce qui devait faire naître la rivalité des deux républiques). Entre 1030 et 1035, Pise défait successivement de nombreuses villes siciliennes et conquiert Carthage (puis Mahdia en 1088). En 1051-1052, l'amiral Jacopo Ciurini envahit la Corse, accentuant la rivalité avec Gênes. En 1063 a lieu le sac de Palerme, sous la direction de l'amiral Giovanni Orlando et du roi normand de Sicile, Roger Ier[2]. C'est ce pillage de la ville sarrasine qui permet le début de la construction de la cathédrale et les autres monuments du fameux champ des miracles (Campo dei Miracoli) qui deviendra ensuite la Piazza del Duomo.
+En 1060, Pise bat Gênes et consolide ainsi sa suprématie en Méditerranée.
+Cette expansion en Méditerranée permet à Pise de rayonner diplomatiquement et de se voir reconnaître l'autonomie politique. En effet, en 1077, le pape Grégoire VII reconnaît les « Lois et coutumes de la mer » créées par les Pisans. Plus important encore, l'empereur Henri IV avalise l'indépendance politique de la ville en l'autorisant en 1081 à nommer ses propres consuls et un conseil des anciens, puisque, de toute façon, le marquis avait perdu toute prérogative politique. En 1092, le pape Urbain II reconnaît à Pise la suprématie sur la Corse et la Sardaigne et promeut la ville au rang d'archevêché.
+La puissance maritime de Pise est alors telle que les souverains d'Europe font appel à elle. Il s'agit, en 1092 du roi de Castille Alphonse VI, qui voulait chasser le Cid du royaume de Valence. De même, Pise participe à la première croisade en fournissant plus de 120 navires, chiffre gigantesque pour l'époque. Avant d'arriver à Jérusalem, les Pisans, sous la conduite de leur archevêque Daimbert, ne manquent d'ailleurs pas l'occasion de piller des îles byzantines.
+Pise et les autres républiques maritimes tirent parti de la croisade en se constituant un réseau de postes commerciaux le long des côtes syriennes, libanaises, et palestiniennes. Les Pisans fondent en particulier des colonies de marchands à Antioche, Acre, Jaffa, Tripoli, Tyr, ou Lattaquié. Ils détiennent aussi des terrains à Jérusalem et à Césarée et de petites colonies (moins autonomes) au Caire et à Alexandrie. À Constantinople, Alexis Comnène leur accorde des droits commerciaux. Les affaires y sont tellement prospères que le quartier pisan, situé dans la partie est de Constantinople comporte plus de 1 000 individus au XIIe siècle. Dans toutes ces villes, les Pisans sont exemptés de taxes mais doivent fournir de l'aide en cas d'attaque ennemie.
+À cette époque, Pise est l'allié le plus précieux des Byzantins, et leur partenaire commercial principal, devant Venise.
+Du fait de sa puissance économique et navale, Pise est sollicitée en 1113 quand le pape Pascal III décide de mener une expédition contre les Maures des îles Baléares. D'autres troupes, comme celles du comte de Barcelone ou celles venant de Provence et d'Italie (à l'exception de Gênes) leur sont alliées. Cette attaque aboutit à la capture du roi et de la reine de Majorque, qui sont capturés et emmenés en Toscane. Même si les Almoravides reconquièrent l'île peu après, le butin réalisé par les Pisans à cette occasion leur facilite la réalisation de leur programme monumental, à savoir, le Campo dei Miracoli. Pise s'affirme comme une force majeure de la Méditerranée occidentale.
+Dans les années qui suivent, la puissante flotte pisane parvient à chasser les Sarrasins après des combats acharnés. Malgré la dureté des combats, ce succès de Pise en Espagne accentue la rivalité de la cité avec Gênes. Ceci se double d'une rivalité commerciale, puisque le grand commerce de Pise, avec le Languedoc, la Provence, Savone, Fréjus et Montpellier gène les intérêts commerciaux de sa rivale dans des villes comme Hyères, Fos, Antibes et Marseille. La guerre éclate en 1119 quand les Génois attaquent des galères de retour à Pise et dure jusqu'à 1133. Le combat est à la fois naval et terrestre mais prend plus la forme de raids et de piraterie que d'une bataille rangée. Innocent II résout la crise en délimitant les sphères d'influence respectives de Gênes et de Pise, ce qui permet à Pise d'aider Innocent II dans son conflit contre le roi de Sicile Roger II.
+Ceci se concrétise par la prise d'Amalfi, l'une des républiques maritimes, le 6 août 1136. Les Pisans détruisent les navires d'Amalfi, attaquent les châteaux des environs et repoussent une armée envoyée par Roger II. Pise est alors à l'apogée de son pouvoir. Deux ans plus tard, ses soldats mettent Salerne à sac.
+Dans les années qui suivent, Pise est l'un des piliers du parti gibelin, pour la plus grande joie de Frédéric Ier, qui accorde ainsi deux actes importants, l'un en 1162 et l'autre en 1165. Ceux-ci garantissent qu'en dehors du contrôle du contado pisan, la cité a le privilège de commercer librement avec l'empire entier et qu'elle acquiert la côte de Civitavecchia à Portovenere, la moitié de Palerme, Messine, Salerne et Naples, Gaète, Mazzarri et Trapani ainsi qu'une rue dans toutes les villes du royaume de Sicile. Certains de ces privilèges sont plus tard confirmés par Henri VI, Otton IV et Frédéric II.
+Ceci marque l'apogée de Pise mais entraine aussi des ressentiments de la part des cités voisines, qui se voient interdire toute velléité à une expansion maritime (notamment Lucques, Massa, Volterra et Florence) mais aussi de la part de Gênes. La rivalité avec Lucques concernait aussi le château de Montignoso et le contrôle de la via Francigena, principale route commerciale entre la France et Rome.
+Gênes avait acquis une position dominante sur les marchés du sud de la France. La guerre entre Pise et Gênes commença certainement en 1165 sur le Rhône quand l'attaque d'un convoi pisan (peut-être destiné à la Provence, alliée de Pise) par les Génois et le comte de Toulouse leur allié, échoua. La guerre se prolongea jusqu'en 1175 sans victoire décisive. Le conflit portait aussi sur la Sicile où les deux cités avaient des privilèges garantis par Henri VI. En 1192, Pise conquiert Messine, mais Gênes s'empare de Syracuse en 1204. Les comptoirs de Pise en Sicile lui furent alors retirés par Innocent III, qui avait pourtant levé l'excommunication prononcé par Celestin III. En effet, le pape était entré dans la ligue guelfe de Toscane, dirigée par Florence. Il signa aussi un pacte avec Gênes, qui devait mettre à mal la présence de Pise en Italie du Sud.
+Pour contrer la prééminence génoise dans le sud de la mer Tyrrhénienne, Pise renforce ses relations commerciales avec ses alliés traditionnels en Espagne et en France (Marseille, Narbonne, Barcelone, etc.) et s'immisce dans les affaires dans la mer Adriatique, chasse gardée de Venise. En 1180, les deux cités avaient conclu un pacte de non-agression, mais la mort de Manuel Ier Comnène à Constantinople changea la donne. Pise mena alors des attaques contre les convois vénitiens et signa des pactes d'alliance avec Ancône, Pula, Zadar, Split et Brindisi. En 1195, une flotte pisane défend Pola contre Venise mais la sérénissime reconquit rapidement la ville rebelle.
+Un an après, les deux cités signent un traité de paix avec des conditions favorables pour Pise. Mais en 1199, celui-ci est rompu à l'initiative des Pisans, qui instaurèrent un blocus devant le port de Brindisi en Pouilles. Venise remporta la victoire et imposa à Pise un traité où elle renonçait à toutes ses ambitions expansionnistes dans l'Adriatique, malgré les comptoirs qu'elle avait établis dans la zone. À partir de ce moment, les deux cités furent alliées contre la montée en puissance de Gênes et collaborèrent parfois pour augmenter les bénéfices commerciaux réalisés à Constantinople.
+En 1209 et 1217 se tiennent deux conseils à Lerici pour mettre fin à la rivalité avec Gênes, qui débouchent sur la signature d'un traité de paix pour vingt ans. Mais l'hostilité de Gênes envers Pise est ravivée en 1220 quand l'empereur Frédéric II confirme la suprématie de Pise sur la côte tyrrhénienne (depuis Civitavecchia jusqu'à Portovenere). Cette initiative impériale renforce aussi la méfiance des Toscans envers Pise. Dans les années suivantes, Pise combat Lucques à Garfagnana et est battue par les Florentins à Castel del Bosco de Montopoli in Val d'Arno.
+De même, la position gibeline de la ville, dans un contexte d'affrontement entre le pape et l'empereur, amène le pape à tenter de priver Pise de ses possessions du Nord de la Sardaigne. Plus généralement, Pise se trouve prise dans ce conflit. C'est le cas lorsqu'en 1238 Grégoire IX organise une alliance entre Gênes et Venise contre l'empire, et donc contre Pise. Une étape importante du combat a lieu en 1241, lorsqu'une flotte pisane et sicilienne, dirigée par le fils de l'empereur, Enzio attaque un convoi génois transportant des prélats de France et du nord de l'Italie en direction de Rome où le pape devait tenir un concile anti-Empire. Le coup de main se passe en face de l'ile de Giglio, en face de la Toscane et permet de prendre 25 navires génois, des milliers de marins, deux cardinaux et un évêque. Ceci empêche la réunion du concile mais entraine l'excommunication de Pise (mesure levée en 1257). Pise en profite pour tenter de prendre Aléria en Corse et pour mettre le siège devant Gênes elle-même en 1243, sans succès. La République de Gênes s'en remet vite et reprend Lerici, perdue quelques années plus tôt, en 1256.
+L'apogée de Pise se marque par l'évolution démographique de la ville. Pise compte en 1228 (date pour laquelle l'on dispose d'une liste de Pisans jurant un traité de paix) environ 15 000 habitants. La bataille de la Meloria en 1284 permet aux troupes de la République de Gênes de faire prisonniers 9 000 pisans. Ce chiffre permet d'estimer la population de la ville à cette époque à environ 40 000 personnes. Cette bataille perdue marque le coup d'arrêt de l'expansion démographique pisane.
+Pise tire au Moyen Âge l'essentiel de ses ressources du commerce maritime. La ville contrôle également les mines de fer et d'argent de l'île d'Elbe et de Sardaigne. De ce fait, Pise parvient à se constituer très tôt une importante flotte de guerre. Mais le XIIIe siècle constitue un changement majeur dans les sources de financement de la commune. Le commerce maritime décroît au profit de Venise et de Gênes. Se développe néanmoins une industrie textile, mais elle ne parviendra jamais à concurrencer celle de Florence. Cette phase de déclin économique marque également un déclin politique et culturel. Les grands édifices de Pise datent des XIe siècle et XIIe siècle.
+La naissance du Popolo à Pise est tardive. En effet, les secteurs que l'on pourrait qualifier d'industriels, comme le textile, n'y apparaissent que tardivement. D'autre part, le commerce maritime favorise le maintien au pouvoir de l'aristocratie (il faut des fonds importants pour armer un navire). C'est donc seulement en 1222 que le Popolo apparait pour la première fois dans les sources pisanes. En 1237 sont mentionnés les statuts du Popolo et des Anciens. Enfin, c'est pour l'année 1248 qu'est attesté la présence d'un capitaine du peuple à la tête de la commune, à côté du podestat. Il dirige la ville aussi bien sur le plan civil que sur le plan militaire.
+Le Popolo est organisé de façon classique, à la fois sur une base territoriale et sur une base professionnelle (les Arts). Ceux-ci apparaissent en effet en 1235-7 et sont au nombre de sept. Les plus importants en termes numériques sont ceux du fer (lié à l'île d'Elbe), du cuir (importé de mer Noire, transformé et revendu) et de la laine (la transformation de la laine). Mais les plus riches citoyens de Pise font partie des Arts majeurs qui sont appelés ordres. Il s'agit de l'ordre des marchands, de l'ordre des consuls de la mer (les armateurs) et de l'ordre des entrepreneurs dans le secteur de la laine. Ce sont ces trois ordres qui dirigent la cité jusqu'au milieu du XIIIe siècle. Puis se forme un régime de Popolo, avec des membres des sept Arts. En effet, en 1254, le Popolo se révolte et impose la mise en place de douze Anciens du Peuple (Anziani del Popolo) pour le représenter dans les institutions communales. De même, est mis en place un nouveau conseil, le conseil du Popolo, formé par des membres des différents Arts qui forment le Popolo, pour supplanter les conseils aristocratiques. Il avait le pouvoir de ratifier les lois de Conseil Majeur et du Sénat.
+Mais ceci ne met pas un terme à la rivalité entre les deux familles dominantes, les Della Gherardesca et les Visconti. En 1237, l’archevêque et l'empereur Frédéric II tentent de les réconcilier sans succès.
+Le déclin de Pise est brusque et retentissant puisque l'apogée de la ville se clôt le 6 août 1284 lors de la bataille de la Meloria. La flotte pisane, sous le commandement d'Albertino Morosini, pourtant en supériorité numérique, est battue grâce aux manœuvres ingénieuses de Benedetto Zaccaria, à la tête de la flotte génoise avec Oberto Doria. Cette défaite met fin à la puissance maritime pisane : la flotte est détruite, plus de dix mille marins pisans sont prisonniers et la Sardaigne est perdue. Les pertes humaines devaient à l'avenir empêcher Pise de retrouver son rang en Méditerranée. Le commerce continua mais dans des proportions moindres. Le coup de grâce fut porté par le changement de course de l'Arno qui empêcha les navires d'atteindre le port de la ville en remontant le fleuve. Il semble aussi que la zone environnante ait été infestée par la malaria.
+Toujours gibeline, Pise tente donc de se redresser au XIVe siècle et parvient même à battre Florence en 1315 à la bataille de Montecatini. En 1398, Jacopo d'Apiano, qui tient en mains les rênes de la ville, tente de la livrer aux Milanais. La conjuration échoue et les rebelles doivent payer une considérable amende[3]. Les luttes internes et la perte de sa puissance commerciale font que Pise ne peut pas résister à Florence en 1406. La ville tombe durablement sous sa domination. Elle devient seulement une ville du contado florentin. En 1409, Pise accueille un concile pour régler la question du Grand Schisme d'Occident. Au cours du XVe siècle, son accès à la mer se restreint encore à mesure que le port s'envase et est coupé de la mer.
+Quand en 1494 Charles VIII envahit l'Italie pour prendre Naples, Pise en profite pour réclamer son indépendance en tant que seconde république de Pise, dans un premier temps sous la protection d'un gouverneur de la citadelle nommé par le roi de France, Robert de Balsac. Le roi de France ne pouvant assurer seul la protection de la ville, les Pisans sollicitent successivement les Vénitiens et les Sforza. Cette nouvelle indépendance ne dure pas longtemps, puisque après quinze années de guerre et de sièges, Pise est reconquise le 8 juin 1509 par Florence[4]. Elle perd son rôle de port principal de la Toscane au profit de Livourne, où se rassemble la colonie des juifs granas, mais devient un centre culturel secondaire grâce à la présence de l'Université de Pise, créée en 1343. Une preuve flagrante de ce déclin peut être donnée par la démographie, puisque la population de Pise est restée pratiquement constante depuis le Moyen Âge.
+Pise est le lieu de naissance de Galilée. Elle abrite toujours un évêché. Elle est devenue un centre industriel et un nœud ferroviaire important. Elle a souffert de destructions pendant la Seconde Guerre mondiale.
+Au XIIe et encore au XIIIe siècle, Pise est dominée par les grands lignages, et voit leur affrontement. Les Arts (corporations) y sont inexistants. De ce fait, le peuple (Popolo) ne parvient pas à s'organiser avant le milieu du XIIIe siècle.
+La Piazza del Duomo est une vaste esplanade, recouverte de pelouses et bordée sur un flanc par des murs médiévaux, qui forme le cœur religieux et monumental de la ville. Elle a été classée au patrimoine mondial de l’UNESCO en 1987. Le surnom de piazza dei Miracoli (place des miracles) lui vient d'un poème de Gabriele D'Annunzio.
+On y trouve :
+Marina di Pisa, Tirrenia, Calambrone, Barbaricina, Riglione, Oratoio, Putignano, San Piero a Grado, Coltano, Sant'Ermete, Ospedaletto
+Cascina, Collesalvetti (Livourne), Livourne (Livourne), San Giuliano Terme.
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+L'île Pitcairn, en anglais Pitcairn Island et en pitcairnais Pitkern, est une île de l'océan Pacifique, principale terre du territoire britannique des îles Pitcairn et abritant la capitale Adamstown. Pitcairn se situe à environ 5 000 km des côtes de la Nouvelle-Zélande et autour de 5 700 km de celles de l'Amérique du Sud et n'est accessible que par bateau depuis l'archipel des Gambier, qui possède la piste d'atterrissage la plus proche, situé à environ 540 km à l'ouest-nord-ouest.
+C'est la seule île habitée de cette partie de l'archipel qui comprend aussi les îles Henderson, Ducie et Oeno. Les habitants de Pitcairn sont pour la plupart des descendants des mutins du Bounty et de leurs femmes polynésiennes qui ont trouvé là une île vierge à (re)coloniser (car l'île avait été vidée de ses habitants, à la suite de sa déforestation « qui a rendu de plus en plus difficile la construction de pirogues à Mangareva et à Pitcairn »[1], comme dans l'île de Pâques, ce qui a isolé les habitants à partir d'une période comprise entre 1000 et 1450[1],[2],[3]).
+En tant que « Pays dépendant du Royaume-Uni », l'économie et certains travaux insulaires pouvaient bénéficier d'aides européennes avant le 31/01/2020[4].
+Les habitants de Pitcairn ont développé un créole dérivé de l'anglais, le pitcairnais.
+C'est - ensemble avec l'île Henderson - l'un des cinq cas étudiés par Jared Diamond dans son livre sur le risque de collapsus écologique chez les sociétés insulaires qui surexploitent leur environnement[1] (les autres cas sont l’île de Pâques, le peuple des Indiens Anasazi, et ceux des Mayas et des Vikings).
+À la différence des autres îles de la région qui sont des atolls coralliens (sauf Mangareva), l'île est ici entièrement d'origine volcanique. Elle est d'ailleurs située sur l'un des points chauds de l'hémisphère sud (dit le « point chaud de Pitcairn »[5]).
+La pétrologie de l'île et plus largement du socle océanien a notamment été étudiée par Alfred Lacroix[6].
+De vastes zones de Pitcairn sont façonnées par l'intervention humaine, maintenant couvertes de plantes non-natives de l'île (parmi les plantes cultivées sur l'île, on peut retrouver la noix de coco, l'ananas, les agrumes, la banane, la papaye, le melon, la goyave, la canne à sucre, l'igname, le taro et l'arbre à pain).
+La végétation indigène ne couvre désormais environ que 30 % de la surface de l'île, généralement sur des pentes abruptes et des vallées reculées. L'île Pitcairn connait aussi un problème de déforestation. Il ne reste qu'une petite zone de la forêt originelle résultant des coupes pour le feu et pour dégager des zones d'habitat. La forêt était déjà fortement dégradée depuis le début du second millénaire jusqu'à la disparition des habitants autochtones, avant l'arrivée des mutins du Bounty.
+La faune endémique sur terre se limite aux insectes, aux escargots et à certains petits reptiles. Tous les autres animaux de l'île ont été introduits par les Européens.
+Autour des îles, l’environnement marin, en partie d'origine volcanique (tout comme les îles), est d'une grande richesse halieutique et en biodiversité.
+Plus de 1 240 espèces de mammifères, poissons, coraux, algues y ont déjà été répertoriés (totalement nouvelles pour certaines, avec par exemple une algue marine capable de vivre à 382 mètres de profondeur, là où les plantes ne trouvent théoriquement plus assez de lumière pour survivre)[7].
+Ce patrimoine naturel exceptionnel, et la faible pression anthropique locale[8] sont à l'origine d'un projet de création d'une très grande réserve naturelle marine et sous-marine (834 334 km2, soit plus de trois fois la taille du Royaume-Uni), dont le budget a été proposé le 18 mars 2015 par le ministre britannique des finances (pour l'année budgétaire 2015-2016)[7]. Ce statut de réserve devrait préserver le milieu de toute activité de pêche ou d'exploration minière, et ne sera effective qu'après la signature d'un règlement et d'un accord entre les ONG environnementales et les autorités locales, pour notamment cadrer la manière dont la surveillance et la lutte contre le braconnage maritime se feront, alors que moins de 2 % de l'océan mondial est officiellement protégé[7], cette réserve va faciliter la mise en œuvre des engagements du gouvernement britannique d'augmenter la surface d'aires marines protégées (c'était l'un des objectifs des dernières grandes conférences mondiales sur la biodiversité), mais toutefois à une grande distance des îles britanniques.
+L'histoire des îles Pitcairn débute à la Préhistoire, lors du peuplement des îles par des Polynésiens. Interrompu au XVIe siècle, le peuplement de l'île ne recommence qu'à la fin du XVIIIe siècle, lorsque les mutins de la Bounty débarquent et s'installent sur les îles.
+L'affaire des îles Pitcairn est une affaire judiciaire concernant des accusations de crimes sexuels, survenue dans les années 2004-2006.
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+La pizza est une recette de cuisine traditionnelle de la cuisine italienne, originaire de Naples en Italie (cuisine napolitaine) à base de galette de pâte à pain, garnie de divers mélanges d’ingrédients (sauce tomate, tomates séchées, légumes, fromage, charcuterie, olives, huile d'olive…)[1] et cuite au four. Plat emblématique de la culture italienne, et de la restauration rapide dans le monde entier, elle est déclinée sous de multiples variantes. « L'art de fabriquer des pizzas napolitaines artisanales traditionnelles par les pizzaïolos napolitains » est inscrit au Patrimoine mondial de l'UNESCO depuis 2017.
+Selon le linguiste Alain Rey[2], le mot « pizza » est « attesté primitivement au sens de « fouace, galette », dès 997 en latin médiéval dans un document d'archive de la cathédrale de Gaeta ; il apparaît en 1535 en dialecte napolitain dans l'ouvrage Rimario, de Benedetto Di Falco (it) et, à partir de 1549, en italien florentin. Il est spécialisé dans son sens actuel depuis 1570[3]. L'étymologie exacte du mot est difficile à déterminer et il existe plusieurs hypothèses à ce sujet : G. Princi Braccini propose comme étymon un mot gotique ou longobard, bizzo (haut allemand), « morceau (de pain), bouchée, fouace » ; R. Giacomelli y voit comme origine le grec vulgaire pitta, « fouace »[4] (qui aurait donné pita en grec moderne).
+Jusqu'à l'introduction de la tomate (un des principaux ingrédients de la pizza actuelle) en Europe et à son utilisation en cuisine à la fin du XVIIe siècle, la « pizza » d'alors n'avait aucun rapport avec celle d'aujourd'hui : elle se présentait sous différentes formes et différents types dont la variété ne se limitait pas aux garnitures, mais s’élargissait aux modes de cuisson (four ou poêlée dans l'huile[5]).
+La pizzella, sorte de pain de garde, apparaît dans le recueil de conte napolitain Lo Cunto de li cunti de Giambattista Basile, publié en 1634. Ce texte précise qu'elle se décline en pizzella sucrée réservée à la cour et en pizzella salée, sorte de casse-croûte d'extérieur, roboratif, matefaim ambulatoire réservé au petit peuple[6].
+La tomate étant de la même famille que la belladone toxique, ses fruits ne sont d'abord pas considérés comme comestibles (la plante est surtout utilisée comme plante ornementale et le fruit est utilisé en médecine) avant le début du XVIIIe siècle en Italie[7], si bien que seule existe initialement la pizza bianca (« pizza blanche »), pâte aplatie et agrémentée de « choses diverses » (huile ou saindoux, herbes) qui est devenue un mets plébéien. Il a une garniture et un prix qui varient en fonction des disponibilités du marché[8].
+La pizza bianca est progressivement détrônée par la pizza rossa (« pizza rouge »), pour partie, parce que la première, « trop proche des multiples cousines que compte l'Italie, ne permet pas d'étendre le rayonnement de Naples en l'intégrant dans les registres de cuisine régionale par la médiation du marqueur rouge ». Mais c'est plus probablement à l'épisode de la création de la pizza Margherita (pizza aux couleurs de l'Italie, créée en hommage à la reine Marguerite de Savoie, lors d'un voyage à Naples) que l'on doit l'explication de cette substitution[9].
+La pizza rouge est prise dans un nouveau processus, avec l'émigration massive italienne (26 millions d'Italiens s'expatrient entre 1850 et 1900), et devient un véritable étendard symbolique de leur nation[10].
+Dans la seconde moitié du XIXe siècle, des médecins hygiénistes tels Errico De Renzi (it), Achille Spatuzzi, Luigi Somma[11]… qui s'intéressent à l'alimentation du popolo minuto napolitain, classent la pizza parmi l'un des « aliments des pauvres » (cibi dei poveri). En 1884, Matilde Serao écrit[12] :
+« La pizza entre dans la grande catégorie des comestibles qui coûtent « un sou » et avec laquelle est constitué le déjeuner ou le dîner de la très grande majorité du peuple napolitain. »
+Et c'est vraiment son caractère populaire (simplicité de la préparation, qualité gustative et faible coût) qui permit le développement d'un phénomène[13] qui pouvait s'enraciner et croître seulement dans une ville à forte densité démographique[14] et dont la population souffrait d'une extrême précarité.
+La lexicographie suit, d'une manière objective, l'évolution du mot pizza — terme universel aujourd’hui ; les Italiens utilisaient également les mots focaccia, schiacciata (it), stiacciata. C'est seulement à la fin de la Seconde Guerre mondiale que le terme « pizza » se diffusera en Europe et dans le reste du monde.
+En 1789, Ferdinando Gallieni dans un ouvrage[15] posthume, définit la pizza comme un nom générique de toutes les formes de tourtes, de focaccia et schiacciata, et pour les distinguer, il énumère les principales : pizza fritta, pizza a lo furno co' l'arecheta, pizza rognosa, pizza stracciata, pizza di cicoli, pizza doce, pizza di ricotta.
+En 1797, l'abbé Francesco D'Alberti di Villanova publie à Lucques un Dizionario universale critico della lingua italiana, où seul le terme focaccia est précisé, et dans une seconde édition de 1804 apparaît le mot « pizza », défini comme une sorte de mets ou une espèce de focaccia.
+Dans les années 1850, la bottega del pizzajolo[16] — qui sera définie comme pizzeria[17] quelques décennies plus tard dans la lexicographie — devient un lieu de socialisation comme le décrit Francesco de Bourcard dans Usi e costumi di Napoli[18]. En 1847, l'ouvrage d'Emanuele Bidèra, Passegiata per Napoli e Contorni, décrit également la bottega del pizzajuolo avec des pizze ornées de mozarelle (ova bianchissime dans le texte) et de tomates (ova rosse) et petits poissons.
+Le Corricolo d'Alexandre Dumas parle plutôt de « pizza-jolo » ambulant qui, l'hiver, vendait la pizza et en été se transformait en vendeur de pastèque (cocomero dans le texte) : il énumère aussi différentes sortes de pizzas et évoque son aspect économique qui, pour deux sous, doit rassasier toute une famille[19].
+Les dictionnaires qui paraissent à Naples après l'unité de l'Italie continuent de définir la pizza comme une focaccia ou schiacciata. Enfin, en 1905, dans le Dizionaro Moderno, d'Alfredo Panzini la pizza est définie comme le nom vulgaire d'un mets napolitain très populaire, et apparaît également pour la première fois le terme de pizzeria qui définit un commerce où se préparent et se consomment pizzas et autres mets napolitains. Le Zingarelli de 1922 la dit d'étymologie incertaine et le mot pizzaiolo expliqué est celui qui fait et vend la pizza à Naples. Dans le Glossario latino-italiano de 1944, de Pietro Sella, le mot focaccia est dit en napolitain pizza.
+En juin 1889, le chef Raffaele Esposito, de l'illustre pizzeria de la salita Sant'Anna di Palazzo, dite aujourd'hui Pizzeria Brandi, décide de baptiser[20] « Margherita » une pizza à base de mozzarella, de basilic frais et de tomates (les couleurs du drapeau italien : vert, blanc, et rouge), en l'honneur de la reine Marguerite venue à Naples à l'occasion de l'inauguration des travaux du Risanamento. En appréciant une spécialité locale notoirement plébéienne, à sa manière, la reine renforçait les liens entre le royaume d'Italie et le peuple napolitain ; et la pizza devint, ainsi, encore plus populaire parmi les Italiens.
+Depuis 2008, la pizza napoletana (à ne pas confondre avec la variété aux anchois appelée en France « pizza napolitaine » ; à Naples, pizza Romana et ailleurs en Italie, pizza napoletana ou pizza Napoli) est une « spécialité traditionnelle garantie » (specialità tradizionale garantita)[21].
+Le 25 mars 2011, est officiellement déposée une demande de candidature[22] pour l'inscription de L'arte tradizionale dei Pizzaiuoli napoletani (l'art traditionnel des pizzaiuoli napolitains) sur la liste du patrimoine culturel immatériel de l'humanité de l'Unesco. Le 7 décembre 2017, l'UNESCO annonce que ce savoir-faire culinaire entre au Patrimoine immatériel de l’humanité[23].
+Alfonso Pecoraro Scanio, ministre italien de l'Agriculture, a demandé le classement de la pizza auprès de l'Unesco, arguant du fait que les spécialités culinaires sont l'expression culturelle d'un peuple, et dépositaires de sa tradition et de son identité.
+La recette de la pizza napolitaine a notamment été inscrite au Journal officiel italien en mai 2004[24],[25].
+Désormais populaire et omniprésente presque partout dans le monde, la pizza a pris un statut de produit à la mode. Elle est certainement l'un des symboles de la mondialisation et de la standardisation de la nourriture des populations.
+En italien, on emploie couramment la métaphore de la pizza pour dire qu'il ne suffit pas de savoir quelque chose pour savoir le faire. En effet, la recette de la pizza est on ne peut plus simple, mais la pratique requiert un grand art. Toujours par métaphore, le mot pizza désigne, dans la langue italienne, le boîtier contenant une pellicule de film[26] (et par extension la pellicule elle-même), ou encore une personne ou une chose particulièrement ennuyeuse[26].
+Le choix dans les produits agricoles employés (fromages, huile d'olive, légumes, farines de céréales…) ont une influence certaine sur la qualité gustative des pizzas.
+Par exemple pour la pizza Margherita, la plus simple : une cuillère à soupe de tomates, de la mozzarella écrasée avec les mains, une ou deux feuilles de basilic frais, un soupçon d'huile d'olive, au four, et à consommer rapidement.
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+Mélange des ingrédients.
+Malaxage de la pâte.
+Étalage de la pâte.
+Pizzaïola en action.
+Gueule et sole d'un four à bois traditionnel.
+Dôme du four léché par les flammes.
+Pizza sortant du four.
+Pizza XXL.
+Les pizzas consommées actuellement peuvent se diviser en deux grands styles. La pizza classique, à la pâte plutôt fine et croustillante, respecte �� peu près la tradition. La pizza américaine, en revanche, utilise la pâte à pain très épaisse et moelleuse, fournissant ainsi davantage de sucres lents, et une garniture très abondante, plus grasse et en général encore plus riche en fromage, comme la pizza de Chicago, un style de pizza originaire de cette ville.
+Certains pizzaïolos se livrent à des acrobaties lorsqu'ils malaxent la pâte, lançant la pâte à pizza et la rattrapant de manière périlleuse — cela sans sacrifier le goût, ni la présentation, ni la cuisson. C'est un art qui s'apprend et s'entraîne, éventuellement à l'aide de pâtons en plastique siliconé. Les pâtes utilisées recourent du reste à des recettes spécifiques. Des compétitions sont organisées ; à l'origine, on les recensait surtout en Italie et aux États-Unis.
+Certains pizzaïolos acrobatiques (ou voltigeurs de pizzas), à l'image du Sicilien Paolo Bucca, champion du monde en 1998, 2001 et 2002, ou le Franco-Espagnol Fabian Martin, triple champion du monde (qui tient deux établissements, un établissement à Llívia, dans la province de Gérone et un autre à Barcelone), sont parvenus à se faire une renommée mondiale en la matière.
+Depuis 2009, on autorise désormais l'utilisation d'un substitut de fromage, le Lygomme, inventé par Cargill[27] qui est critiqué en raison de sa dimension « malbouffe ».
+La pizza est une recette facile à préparer à la maison, simplement à la main, ou en utilisant des produits achetés dans le commerce (pâtes à pizza déjà prêtes) ou déjà confectionnées (même surgelées).
+Elle est également, bien sûr, consommée au restaurant (appelé pizzeria quand la pizza est le produit unique ou principal de la carte), livrée ou à emporter, mais aussi dans les chaînes de restauration rapide (Pizza Hut, Speed Rabbit Pizza, La Boîte à Pizza, Domino's Pizza, Pizza Delight au Canada) et même par distributeur en libre service[28].
+La France, 2e pays au monde consommateur de pizzas, avec 10 kg par an et par habitant, derrière les États-Unis (13 kg), mais devant l’Italie et l’Allemagne, génère un chiffre d’affaires annuel de près de 5,52 milliards d’euros, l’Hexagone compte plus de 21 000 unités de restauration commerciale spécialisée dans la pizza[29].
+Créée dans les années 1950 par le boulanger Luigi Dell'Amura, la pizza al metro (it) est une pizza longue d'un mètre originaire de la péninsule de Sorrente[30]. En Campanie, la pizza peut prendre la forme d'une tourte, telle la pizza di scarola. La pizzetta est, quant à elle, une petite pizza souvent servie comme hors-d'œuvre (antipasti).
+La pizza au chocolat, ou aux pommes (sucre cannelle) est une variante sucrée qui peut se consommer comme dessert.
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+Pizza Capricciosa.
+Tomate, fromage, basilic.
+Fromage, crevette, et pesto.
+Pizza quatre saisons.
+Pizza au saumon fumé.
+Aux fruit de mer.
+Pizza Sfincione de Palerme en Sicile (cuisine sicilienne).
+Pizza hawaïenne.
+Selon une étude épidémiologique, parue en 2003, dans la revue International Journal of Cancer[31], la consommation de pizza réduirait sensiblement le risque de certains cancers. Elle a révélé que ceux qui consomment de la pizza, une à plusieurs fois par semaine, sont moins touchés par le cancer que ceux qui n'en mangent jamais. Les risques d'une tumeur de l'appareil buccal diminuent de 39 %, ceux de l'œsophage diminuent de 59 % et ceux du côlon de 26 %.
+L'enquête a été faite par l'Institut pharmacologique de Milan auprès de 3 315 Italiens atteints d'une tumeur de l'appareil digestif ou de la gorge. Leurs habitudes alimentaires ont été étudiées en détail et comparées avec celles d'un échantillon de près de 5 000 autres personnes atteintes d'autres affections.
+Selon le coordinateur du programme de recherche, la pizza, artisanale ou faite à la maison, pourrait être un indice d'un style de vie et d'alimentation, finalement plutôt sain, la version italienne du régime méditerranéen, apportant tous les bienfaits de la tomate (riche en antioxydants), mais aussi, en tant qu'aliment complet, riche en huile d'olive, fibres, divers légumes, fruits, olives, farine et protéines[32].
+Aux États-Unis, les élus considèrent que la sauce tomate sur la pizza peut être comptée comme un légume[33].
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+Si vous disposez d'ouvrages ou d'articles de référence ou si vous connaissez des sites web de qualité traitant du thème abordé ici, merci de compléter l'article en donnant les références utiles à sa vérifiabilité et en les liant à la section « Notes et références »
+En pratique : Quelles sources sont attendues ? Comment ajouter mes sources ?
+Une plage est une berge en pente douce ou très douce[1], ainsi que, dans une acception plus étendue qui tend de plus en plus à être d'ordre maritime depuis le XIXe siècle, un rivage oblique, assez peu prononcé par rapport à l'horizontale, qui se poursuit longuement sous le niveau de l'eau[2]. Cette morphologie de la berge ou du rivage par rapport au plan d'eau, à la rivière ou à la mer favorisent l'échouage des embarcations ou des navires, comme l'atterrissement des corps et matériaux transportés par les flots ou poussés par les courants.
+La géomorphologie définit une plage comme une « accumulation sur le bord de mer, sur la rive d'un cours d'eau, d'un lac ou plan d'eau quelconque, de géomatériaux d'une taille variable allant des sables fins aux blocs ». La plage ne se limite donc pas aux étendues de sable fin ; on trouve également des plages de galets et de blocs. On a tendance à restreindre la plage à l'estran, mais elle comprend aussi l'avant-plage (aussi appelée avant-côte et où l'on trouve les avant-dunes, appelées « dunes » par les vacanciers), qui fait partie de la zone infra-littorale. Les plages s'orientent perpendiculairement à la houle dominante.
+Les plages de sable fin sont les plus appréciées des vacanciers. On peut distinguer les sables « blancs » d'origine organique (restes de squelettes et autres coquilles, calcaires ou siliceux) des sables « noirs » d'origine minérale ou volcanique. La distinction ne doit cependant pas se faire uniquement sur la couleur, des sables d'origine organique pouvant apparaître noirs s'ils sont chargés en matières organiques, et des sables d'origine minérale pouvant être clairs, selon le type de roche qui leur a donné naissance.
+Les plages ont tendance à disparaître du fait de leur surexploitation, notamment pour la confection des bétons de ciment[3].
+Il existe des plages artificielles, pouvant être permanentes ou temporaires (telles que Monaco, Paris, Copenhague, Rotterdam, Toronto, Hong Kong et Singapour). Les qualités apaisantes d'une plage et l'environnement plaisant offert aux inconditionnels de la plage sont recréés dans les plages artificielles. Par exemple, l'entrée dans l'eau se fait de manière progressive du bord jusqu'en eaux profondes et notamment les vagues des piscines reproduisent les vagues naturelles des plages.
+Un autre type de plage artificielle que l'on retrouve sont les plages urbaines, que l'on peut définir comme un parc public qui est devenu de nos jours dans les grandes villes un lieu commun. Les plages urbaines tentent d'imiter les plages naturelles, avec des fontaines qui imitent le ressac et masquent les bruits de la ville, et peuvent devenir dans certains cas un lieu de loisirs.
+Paris Plages, aménagement urbain temporaire sur les quais de la Seine.
+Seagaia Ocean Dome situé à Miyazaki (Japon), la plus grande plage artificielle intérieure du monde.
+Tropical Islands, parc aquatique tropical près de Berlin construit dans un ancien hangar à dirigeables.
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+Les plages situées aux abords du désert représentent l'extrémité de ce désert débouchant sur la mer. Elles sont principalement composées du sable du désert concerné.
+Au XXIe siècle, selon le documentariste Denis Delestrac (en), 75 à 90 % des plages sont menacées de disparition, du fait de l'exploitation humaine ou de la submersion marine[4]. Une partie de ce sable sert à recréer des plages artificielles, aux qualités écologiques bien moindre.
+Depuis toujours dans de nombreux pays des plages sont partiellement ou totalement accessibles aux adeptes de la nudité.
+Panneau à Port Leucate
+La représentation du (Naturisme) quotidien par Anders Zorn (Une première) (1888)
+Plage naturiste à Berlin-Est (1989)
+Baignade naturiste
+Plage du Village Naturiste d'Héliopolis à l'île du Levant
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+Les plages surélevées sont des plages anciennes (de sable ou de galets) situées au-dessus du niveau actuel de la mer et témoins d'époques où le niveau de la mer était au-dessus de son niveau actuel, par exemple lors de la transgression flandrienne.
+Plogoff : plage suspendue entre la Pointe de Plogoff et la pointe du Mouton
+Plouhinec (Finistère) : plage fossile de galets sur une falaise entre les plages de Mesperleuc et Gwendrez
+Falaise, formée de roches à fort pendage, à l'ouest de Penhors montrant une plage de galets suspendue au-dessus de la plate-forme d'abrasion fossilisée
+Falaise à l'ouest de Penhors montrant une plage de galets suspendue au-dessus de la plate-forme d'abrasion fossilisée
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+modifier
+Le snowboard, surf des neiges, planche à neige au Canada[1] ou plus rarement planche de neige[2], est un sport de glisse sur neige. L'équipement se compose d'une planche de snowboard (board en anglais signifie « planche » et snow signifie « neige »), d'une paire de fixations (il en existe plusieurs types) et d'une paire de bottes adaptées (désignées par l'anglicisme boots). La position sur la planche est proche de celle du skateur : de profil, les pieds posés sur une ligne en travers de la planche, l'un derrière l'autre.
+Les adeptes de ce sport sont les snowboarders (snowboardeurs ou les nivoplanchistes[1]) ou les surfeurs.
+Le Snowboard ou surf des neiges est un descendant logique du surf des mers et du skateboard. Le surf est une pratique sportive originaire d'Hawaï au moins au XVe siècle et représente un élément important de la culture de ces îles. [évasif] Le surf a aussi inspiré le skateboard, initié en 1950 et qui se développera plus vite, le snowboard sera plus long à être mis au point et à se répandre mais gardera l'esprit de ces 2 sports.
+On peut retrouver les prémices du snowboard chez les Mongols au XVIIIe siècle[réf. souhaitée] puis plus récemment dans les années 1920 : dès cette époque, il semble que de nombreuses personnes se soient essayées à glisser sur la neige debout sur une planche indépendamment de toute invention ou commercialisation.[réf. nécessaire] Les premiers dépôts de brevets attribuent l'invention à Jake Burton. Bien qu'il soit délicat de mesurer l'importance de l'apport de chacun, de nombreuses personnes ont tenu un rôle déterminant dans sa création ou sa paternité, ont développé des innovations semblables chacun de leur côté, ou l'ont popularisé :
+Il fallut quelques années pour que le snowboard atteigne une véritable reconnaissance, notamment dans les stations de sports d'hiver qui l'ont pendant un temps interdit[réf. nécessaire]. La station de Ventron n'autorise le snowboard qu'en semaine hors mercredi et hors vacances scolaires[3].
+L'Association française de snowboard, créée en 1987, avait un agrément du ministère de la Jeunesse et des Sports depuis que le snowboard était représenté aux jeux olympiques d'hiver de 1998. Elle a été remplacée par la fédération française de ski à partir de 2007.
+880.000 planches ont été vendues en 1995, 1,6 million en 1996 puis 2 millions en 1997[4]. Les ventes sont retombées à 1,5 million en 2000[5] puis 1,43 million en 2003/2004 : 45% en Amérique du Nord 31% en Europe et 23% au Japon[6].
+En France, contrairement aux autres États membres de l'espace économique européen, il n’existe pas de brevet d'état de snowboard[7]. Les moniteurs qui enseignent le snowboard sont souvent des moniteurs de ski qui n'ont pas de diplôme de Snowboard. Comme c'est le cas à l'ESF qui refuse d'employer des moniteurs ayant un diplôme de snowboard et va même jusqu’à porter plainte contre les "vrais moniteurs de snowboard" avec le soutien du ministère jeunesse et sport[8],[9]. Bien que les procès aient tous étés perdus par l'ESF et que les juges aient stipulés à plusieurs reprises que le Snowboard n'est bien sûr pas un dérivé du ski, l'état tolère encore cet enseignement par les moniteurs de ski[réf. souhaitée].
+Les snowboards ont été les premières à utiliser une forme caractérisée par une taille de guêpe prononcée : la partie centrale — longitudinalement parlant — de la planche a une largeur plus faible que les extrémités.
+Ainsi la carre trace une courbe lors d'une inclinaison de la planche qui permet de réaliser un virage non dérapé à faible vitesse (vitesse habituelle des skieurs sur piste publique). Ce type de construction a été repris sous le terme de parabolique pour les skis, et le snowboard permet donc de faire ces virages et ces courbes si spéciales, irréalisables ni avec des ski modernes et ni par les skieurs de haut niveau capables d'atteindre les vitesses suffisantes pour courber les skis traditionnels comme l'indique le Champion de ski Pierre Tardivel dans une interview dans Act Snowboarding (Act 5 Scene 3)[10].
+Contrairement aux skis les planches de snowboard ne sont pas équipées de freins. En effet, elles ne sont pas censées se déchausser automatiquement en cas de chute violente, ce qui rend les freins inutiles. La conséquence est qu'un surf abandonné sur la neige peut se mettre à glisser sans s'arrêter.
+La pratique du snowboard est par essence asymétrique. Ainsi, contrairement au ski, il existe deux positions possibles :
+Le choix pour un pratiquant de l'une de ces deux positions se fait en fonction des prédispositions de chacun. En général, le pied avant est le pied d'appel. Contrairement à ce que l'on pourrait croire, les goofys ne sont pas forcément des gauchers ou les regulars des droitiers. On compte à peu près 75 % de regulars, le reste de l'effectif étant goofys.
+Les planches étant généralement à double spatule (relevées à l'avant comme à l'arrière), celles-ci ont la possibilité de glisser dans les deux sens. Pour un snowboarder ayant une préférence sur le sens des pieds, on peut définir un sens avant et un sens arrière. Un pratiquant glissant avec son pied préféré à l'avant est dit sur son normal foot, dans le cas inverse il est en fakie (ou switch qui est le nom le plus récent). D'autre part, on voit apparaître de plus en plus de planches dites twin-tips (parfaitement symétriques), qui permettent de glisser aussi bien en switch qu'en normal-foot.
+Il existe aussi plusieurs positions pour les fixations sur la planche :
+Premièrement, les fixations peuvent se déplacer vers le devant ou l'arrière du snowboard. Par exemple, il est préférable de positionner les fixations vers l'arrière du snowboard lorsque l'on en fait dans la poudreuse car cela permettra de garder son poids vers l'arrière plus facilement pour ne pas s'enfoncer dans la neige. Ou, si l'on veut plus de stabilité lors de manœuvres impressionnantes, il suffit d'écarter les fixations entre elles, créant ainsi plus de stabilité centrale.
+Les fixations peuvent également se déplacer sur elle-même avec un mouvement de rotation. Les angles utilisées pour chaque fixation dépendent entièrement du confort du snowboarder. Généralement les fixations seront à un angle de 15° et -15°.
+Back et front sont utilisés pour les rotations.
+Cette technique est plus ou moins issue du ski.
+Les épaules du snowboarder doivent rester face à la pente autant que possible.
+Dans les deux virages, le snowboarder porte son poids sur son pied avant, qui donne la direction du déplacement.
+Cette technique est la plus utilisée par les compétiteurs en slalom, notamment parce qu'elle permet un déclenchement de virage plus rapide.
+Cette technique s'apparente visuellement plus à celle du surf, même si bio-mécaniquement les deux sont assez différentes.
+Les épaules tournent, au déclenchement du virage, afin d'indiquer la direction désirée avec l'épaule avant (aval).
+La rotation est, le plus souvent, accompagnée d'un déplacement du poids du corps sur la jambe avant, afin d'appuyer avec la pointe du pied ou le talon, selon la direction souhaitée.
+Cette technique est la plus utilisée par les compétiteurs en freestyle.
+Cette technique est spécifique au snowboard moderne. Les épaules doivent rester en permanence dans l'alignement de la planche et on va utiliser la forme parabolique des carres pour tourner. À cette fin, on utilise souvent des angles de fixations symétriques, « en canard ».
+Le corps n'étant pas en torsion, cela est plus sain et plus esthétique que les anciennes techniques.
+La discipline étant relativement jeune, elle s'enrichit et se modifie régulièrement. Par exemple, depuis 2006 en France, on ré-apprend aux snowboarders à glisser avec les épaules dans l'axe de la planche, les virages s'effectuant en basculant le bassin vers l'avant (antéversion) pour un virage frontside et en s'abaissant (flexion importante des genoux) pour un virage backside.
+Aujourd'hui la technique enseignée dépend davantage du passé et des préférences du moniteur. À chaque personne de choisir en fonction de ses préférences, en outre, la maîtrise des différentes techniques améliore la polyvalence du snowboarder.
+Au fil des années, le snowboard a beaucoup évolué. Au départ, les planches n'étaient pas équipées de carres, on ne pouvait donc pratiquer que dans la neige profonde. Au fur et à mesure des évolutions, le snowboard s'est séparé en trois grandes branches que l'on appelle actuellement : « freeride », « alpin » et « freestyle ». Des styles intermédiaires existent également (le snowboard étant toujours tiraillé entre le besoin de polyvalence et la tentation de la spécialisation toujours plus poussée).
+Les types de planches utilisés peuvent alors être radicalement différents.
+Le freeride (ou planche hors-piste[1]) regroupe tout ce qui concerne la descente en hors piste. Ce sont les descendants des premiers snowboards. Le freeride consiste (comme son nom l'indique) à glisser librement, c'est-à-dire en adaptant en permanence sa trajectoire uniquement en fonction du profil de la pente et des obstacles, principalement hors-piste. Les freerideurs privilégient l'aspect nature du sport, la sensation de liberté dans une neige vierge et propre, sur des pentes nivelées par le temps. Lorsque le snowboard a été inventé, c'était dans le but de reproduire sur la neige les sensations du surf. Il n'est donc pas étonnant de retrouver aujourd'hui chez certains freerideurs cet esprit hérité du monde du surf.
+Les planches alpines sont conçues pour une utilisation sur piste damée. Elles présentent donc, de même que des skis, une assez grande rigidité en flexion longitudinale ainsi qu'une très bonne accroche sur la carre. Elles sont les plus appropriées pour enchaîner sur piste des virages sans déraper, appelés « virages coupés » (« conduite coupée »[1] ou carving). Les chaussures utilisées sont rigides (elles sont parfois désignées par l'anglicisme hardboots) ; elles ressemblent aux chaussures de ski mais sont plus souples que ces dernières.
+Deux tendances de snowboards alpins se dessinent actuellement :
+Le snowboard alpin a quasiment déserté certaines pistes, notamment les pistes françaises, mais continue à exister sur les pistes suisses ou autrichiennes (on évalue à 25 % ou 30 % les snowboarders alpins dans ces pays). La quasi-disparition des planches alpines concerne en fait les planches de type race, qui constituaient jusqu'ici la très grosse majorité des planches alpines. Cette quasi-disparition résulte de leur faible polyvalence et de leur exigence, conjuguées au succès des planches freeride et freestyle, ainsi qu'au succès des skis paraboliques. Quant aux planches de type freecarve, une marque suisse, Swoard, pourrait être à l'origine du renouveau de ce type de planche, ayant parfaitement analysé les raisons de la disparition des planches alpines, puis ayant conçu une planche géniale pour la recherche de plaisir. En outre, cette marque a créé une pratique originale, appelée extremecarving, qui consiste à enchaîner des virages en frôlant la neige sur toute la longueur du corps, d'un côté comme de l'autre.
+Le freestyle (planche acrobatique à neige[1] ou artistique) est la pratique en snowboard de figures, héritière du skateboard. Cette discipline consiste pour ses pratiquants à exécuter des figures libres lors de sauts pratiqués à l'aide de structures diverses utilisées comme tremplin. Elle a principalement lieu dans des snowparks ou en milieu urbain. Les sauts combinent des rotations et des sauts périlleux (flip, rodéo ou misty) associé à des grabs (action de saisir la planche avec la main). Le jib (Slide) implique une utilisation originale de l'environnement urbain où le nivoplanchiste exécute des manœuvres glissées ou appuyés sur des objets fixes. Il s'agit d'un sport très spectaculaire, ce qui explique peut être son importante médiatisation.
+Le Jib (aussi appelé Slide et Grind) est une pratique du snowboard freestyle consistant à glisser sur tous types de modules autre que la neige (rails, troncs d'arbre, caisse en plastique, etc.). Le Jib se pratique en snowpark, mais aussi en ville (street). Aujourd'hui, un grand nombre compétitions de snowboard comportent une épreuve de jib ; elles sont souvent organisées au cœur même des villes comme Montpellier, ou bien Genève. Seule une faible quantité de neige est nécessaire à l'entrée et à la sortie du slide, ce qui permet de faire des compétitions de snowboard même dans les pays où il fait chaud.
+Flat veut dire plat en anglais c'est-à-dire que les figure sont faites sur le sol. Cette discipline est étroitement liée au freestyle, cependant le but ici est de réaliser des enchaînements sur pistes, en s'aidant parfois des mouvements de terrain. Ces enchaînements sont composés de:
+Il y a ensuite à partir de ça une infinité d'enchaînements possibles, il est possible d'inventer ses propres figures avec un peu d'imagination.
+Le snowkite (ou planche à neige aérotractée[1]) est la transposition du kitesurf sur la neige, c'est-à-dire l'utilisation d'un cerf-volant de traction pour un snowboard.
+Chaque planche est destinée, de par sa forme et sa construction à un style de glisse différent et des innovations ne cessent d'apparaitre.
+Par ordre d'apparition :
+Ce nom se réfère à la forme de snowboard : swallow tail signifie « queue d'hirondelle » en anglais. Le terme moins commun de sparrow tail qui signifie « queue de moineau » est utilisé. Ce matériel ne ressemble pas du tout à celui de freeride, et pourtant il est prévu pour la même utilisation. Ces planches sont les descendantes des tout premiers snowboards dont elles gardent la forme générale. Ce sont des planches longues (170 cm minimum avec une moyenne située à 185 cm, les grands spécimens frôlant souvent les 2 mètres), au nez long et progressif (spatule), et à l'arrière en forme de queue d'hirondelle. En neige profonde, la queue d'hirondelle, utilisée comme dérive, sert aussi à enfoncer l'arrière (pour déjauger). En poudreuse, ce sont les planches les plus rapides et offrant le meilleur contrôle. Ces planches sont utilisées souvent avec des boots (ou soft boots, bottes souples) mais certains modèles se prêtent également bien à une utilisation en chaussures rigides. Les premiers swallow tails (de la marque Winterstick) n'avaient pas de carres et ne pouvaient par conséquent pas s'aventurer hors de la neige profonde. Aujourd'hui, les fabricants de ce type de planche sont pour la plupart des artisans de taille modeste (Phénix-snowboards, Miura, Pogo, SwellPanik, BrotherWood, A Snowboard, Apo ou encore Bohême) même si certains industriels du secteur entretiennent la flamme (Rossignol et Nitro notamment).
+Engins souvent haut de gamme, les swallow tails sont des planches polyvalentes fonctionnant magnifiquement en profonde mais aussi sur piste, sans pour autant rivaliser avec les planches à tendance alpine, en matière d'accroche et de contrôle sur neige dure.
+La planche alpine est étroite, rigide et présente parfois une asymétrie (même si c'est devenu rare). On utilise en général des fixations à crochets et il existe également des modèles step-in (à chaussage automatique). Dans les deux cas, ces types de fixation sont appelés « plaques ». Il s'agit des systèmes de fixation des premières glisses destinés à la piste. Pour ces fixations, des chaussures rigides sont nécessaires. Au départ, on utilisait des chaussures de ski de randonnée, plus souples que les chaussures de ski normales. Aujourd'hui, il s'agit de chaussures spécifiques beaucoup plus confortables. Elles permettent à la fois un meilleur contrôle, une bonne protection de l'articulation, et une bonne amplitude de flexion. Les modèles les plus avancés sont équipés de systèmes de flexion assistés par ressorts. Ce type de planche et de fixation offre le meilleur contrôle possible sur piste, et particulièrement sur neige dure. Ces dernières années ce type de matériel tend à se séparer en deux catégories : « race » et « freecarve ». Les planches de race sont destinées à la compétition et se déclinent en version slalom et slalom géant, les planches de freecarve sont vouées à une utilisation plus ludique et plus polyvalente, et donc doivent pouvoir s'adapter à toute situation de surf.
+En l'an 2000, la planche « freestyle » (planche à neige acrobatique[1]) est le matériel le plus communément rencontré en France. Les planches sont plus souples que les alpines, elles sont larges, courtes, symétriques, et les deux extrémités sont relevées de façon égale. Ce type de forme, appelé twin-tip permet un déplacement dans les deux sens indifféremment. La planche n'a plus d'avant et d'arrière prédéfinis[11].Ces planches peuvent contenir plusieurs courbes, la plus courante est la cambrée (camber) sous la même forme d'un arc dans le milieu finissant plates[Quoi ?] à chaque emplacement des fixations et aux extrémités relevées, ce type de planche est propice à tous les types de planchistes. Pour les amateurs de parc à neige (snowpark), il existe la forme non-cambrée (rocker) dans ce sens nous avons la forme inverse du cambré, c'est-à-dire, nous allons avoir l'axe de l'arc inverse du milieu jusqu'aux deux extrémités de la planche, ce qui va donner une meilleure flexibilité et maniabilité à la planche dans des vitesses plus lentes et des mouvements moins contrôlés. Ces planches sont généralement utilisées avec des chaussures souples (appelées « soft boots »).
+Comme les chaussures rigides, celles-ci existent en deux versions : standard ou step-in. Le modèle standard, plus courant, nécessite l'utilisation de fixations à lanières (appelées « coques »). Ce système de fixation était déjà celui des tout  premiers snowboards à fixation, à l'époque en hors-piste exclusivement. À ce jour, il existe trois types de fixations pour « soft boots » : les coques, les fixations à insertion par l'arrière que la marque Flow ont popularisées, et les step-in. Ces types de fixation et de chaussures sont utilisés dans toutes les disciplines sauf le slalom (freeride, freestyle, slopestyle, etc.).
+Ce matériel est parfois confondu avec celui de freestyle, car sa forme s'y apparente. Toutefois, il s'agit bien d'un matériel spécifique. Les planches « freeride » (ou planches hors piste[1]), sont plus longues que celles de freestyle. Plus solides aussi, rigides, ce sont des planches stables pour tracer sa marque dans la poudreuse. Comme celles de freestyle, elles sont larges, symétriques et bispatulées. On les utilise en général avec le même type de fixation et des chaussures souples. Il s'agit de matériel pour le hors piste. À noter que la flexibilité de la planche est différemment orientée par rapport aux planches freestyles. Les freerides sont plus rigidifiées sur la partie arrière pour avoir davantage de relance et puissance sur l'appui arrière.
+Le modèle freeride est appelé "directionnel" dans le langage plus technique.
+Ce matériel ressemble également à ceux de freeride et de freestyle. Mais les planches ont une longueur intermédiaire, sont aussi rigides que des alpines, parfois même plus afin de compenser leur largeur et enfin leur nose et leur tail sont moins relevés. Elles s'utilisent avec des systèmes soft boots assez rigides, ou bien avec des chaussures d'alpin. C'est le matériel que l'on utilise pour les compétitions du même nom. C'est une sorte d'intermédiaire entre l'alpin et le freestyle.
+Il existe plusieurs formes de splitboard[12]. Ce qu'elles ont toutes en commun est d'être constituées de plusieurs planches accrochées entre elles (en général il n'y a que deux parties, mais parfois 3 avec une partie centrale qui se porte sur le sac à dos à la montée, et qui peut être également séparée en 2 pour réduire l'encombrement, on parle alors de spliboard 2, 3 ou 4 parties). Ces planches peuvent être séparées et utilisées comme des skis de randonnée. On les utilise avec des peaux de phoques pour les ascensions. Arrivé au sommet, on retire les fixations, on assemble de nouveau la planche, et on repositionne les fixations en positions de snowboard. Ces planches ne sont pas réputées particulièrement performantes mais offrent de grands avantages pour les amateurs de randonnées. À la montée, les avantages du ski, à la descente les avantages du snowboard, le tout sans avoir à porter dans le dos un matériel alternatif.
+Comme pour les planches, les fixations sont différentes selon le style de glisse et le type de planche utilisé :
+Ce type de fixation s'utilise avec des bottes rigides, semblables à des chaussures de ski avec une flexion adaptée mais qui ne se déchaussent pas automatiquement en cas de chute, contrairement au ski. Ces fixations rigides et très réactives sont utilisées généralement sur les snowboard alpin voire sur les snowboards à queue de pie ou d'hirondelle (swallowtail) et les planches à caractère alpin telles les "boardercross" ou freecarve.
+Les fixations coques sont le type de fixation le plus répandu. Elles couvrent un large éventail de styles de glisse : boardercross, freeride, freestyle et flat.
+Une fixation coque est composée de plusieurs éléments :
+Chacun de ces éléments change d'une fixation sur l'autre afin de s'adapter le mieux possible aux désirs du snowboarder, et à sa pratique. Apparaissent de plus en plus de nouvelles technologies permettant des possibilités de réglages, sur chacun de ses composants, presque uniques.
+On retrouve à peu près les mêmes type d'épreuves qu'en ski : descente, slalom, slalom géant, slalom géant parallèle et kilomètre lancé.
+Le freestyle (ou planche acrobatique à neige[1] ou artistique) est la pratique en snowboard de figures, héritière du skateboard. Cette discipline consiste pour ses pratiquants à exécuter des figures libres lors de sauts pratiqués à l'aide de structures diverses utilisées comme tremplin. Elle a principalement lieu dans des snowparks, en milieu urbain ou hors piste (certains parlent alors de backcountry, que l'on peut traduire par arrière-pays). Les sauts combinent des rotations et des sauts périlleux (flip, rodéo ou misty) associé à des grabs (action de saisir la planche avec la main)I l existe même des figures ou le snowboarder a seulement un pied attaché au snow. Le jib (Slide) implique une utilisation originale de l'environnement urbain où le planchiste exécute des manœuvres glissées ou appuyés sur des objets fixes. Il s'agit d'un sport très spectaculaire, ce qui explique peut être son importante médiatisation. Cette discipline est très ressemblante au skateboard.
+En 2002 a été fondé le Ticket To Ride (TTR) World Snowboard Tour par Terje Haakonsen, icône du snowboard et d'autres professionnels du milieu. Le TTR regroupe aujourd'hui environ 150 évènements de snowboard freestyle et est devenu le circuit mondial de référence pour le snowboard freestyle de compétition.
+La discipline boardercross est un type de course où les snowboarders courent à plusieurs en même temps sur une piste au relief tourmenté (virages, sauts, etc.).
+Cela débute par les qualifications, où le temps du coureur est pris en compte.
+Après cela, les qualifiés s'élancent à 4 en même temps. Les 2 premiers sont ainsi qualifiés pour effectuer une nouvelle manche.
+Le boardercross est un mélange de course et de freestyle avec quelques sauts.
+Les accidents touchent surtout les membres supérieurs au niveau du poignet, du coude, de l'épaule, mais aussi les membres inférieurs, essentiellement la cheville. On note également des blessures du coccyx à la suite d'une chute ou de dommages au bas de la colonne consécutifs à une collision entre un snowboarder assis par terre et les skis ou le snowboard d'une personne glissant dans son dos.
+Les débutants sont les plus à risque dans les premières heures de pratique.
+En France plus de 10 000 fractures du poignet sont consécutives à une chute en snowboard.
+La prévention passe par le port d'un matériel de protection adapté: les attelles rigides pour le patinage à roulettes sont fortement déconseillées car responsables de fractures graves situées à la partie supérieure de l'attelle. Il est conseillé d'utiliser un matériel de protection qui permet une mobilité du poignet mais empêche l'extension forcée du poignet lors des chutes.
+Pour débuter, il est conseillé de commencer sur une piste non damée car trop dure en cas de chute, une neige souple et sur une pente minime. Un skieur alpin confirmé ne doit pas sauter cette étape car le snowboard est véritablement un autre sport. Toutes ces précautions prises, le néophyte aura le plaisir de découvrir un sport de glisse dont l'apprentissage élémentaire est assez rapide.
+Le port du casque est, quant à lui, fortement recommandé. En effet la tête est une des parties du corps les plus exposées lors de chutes(environ 10 % de blessures à la tête en 2004, contre 17 % pour les poignets et mains). Cependant une blessure à la tête a souvent de plus lourdes conséquences qu'une blessure au poignet. Il est maintenant obligatoire, depuis le 2 février 2007, dans tous les parcs à neiges. Les risques de blessures sont ainsi minimisés.
+Le Snowboard Garden Festival propose chaque année mi-octobre à Grenoble une sélection internationale des meilleurs films de snowboard de la saison.
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+Une planète géante gazeuse (abrégée en géante gazeuse en l’absence d’ambiguïté), également nommée planète jovienne voire géante jovienne en référence à Jupiter, est une planète géante composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Les géantes gazeuses ne sont en fait constituées de gaz que sur une certaine épaisseur, en dessous leur matière est liquide ou solide.
+Le Système solaire a deux représentants de cette catégorie : Jupiter et Saturne.
+En 1952, l'écrivain de science-fiction James Blish forgea le nom de « géante gazeuse »[1], utilisé pour faire référence aux grosses planètes non telluriques du système solaire. Le nom de cette classe était alors synonyme de « planète géante ». Cependant, à la fin des années 1940[2], il devint clair que la composition d'Uranus et Neptune est très différente de celle de Jupiter et Saturne. Elles sont essentiellement constituées de composés plus lourds que l'hydrogène et l'hélium et constituent à ce titre un groupe distinct de planètes géantes. Étant donné que, lors de leur formation, Uranus et Neptune ont incorporé des matériaux sous forme de glaces ou de gaz piégé dans de la glace d'eau, et que ces planètes sont ainsi composées d’éléments volatils plus lourds que l’hydrogène et l’hélium — tels que l’eau, le méthane et l’ammoniac — et qu’on appelle, en planétologie, des glaces, le nom de « géante de glaces » fut utilisé[3],[2]. L'usage le plus ancien connu de « géante de glaces » (ice giant en VO en anglais) est vers 1978[2],[4] et le terme devint d'usage courant dans les années 1980[2].
+Jupiter et Saturne sont constituées principalement d’hydrogène et d’hélium, les éléments plus lourds ne représentant qu’entre 3 et 13 % de leur masse[5]. Leur structure interne serait formée par une couche externe d’hydrogène moléculaire gazeux, lequel deviendrait liquide avec la profondeur, surmontant une couche d’hydrogène métallique liquide entourant probablement un noyau de roches et de glaces.
+La couche extérieure, autrement dit l’atmosphère, est caractérisée par la présence de plusieurs bandes nuageuses composées notamment d’eau et d’ammoniac.
+La couche d’hydrogène métallique représente le « corps » de ces planètes, et le nom de métallique provient du fait qu’elle se situe dans une zone où la pression est telle que l’hydrogène se comporte comme un conducteur électrique.
+Le noyau central consisterait pour sa part en un mélange d’éléments plus lourds (notamment rocheux ou métalliques) à des températures (20 000 K) et des pressions telles que leurs propriétés sont peu connues[5].
+Selon leur température de surface, les géantes gazeuses sont subdivisées (des plus chaudes aux plus froides) en Jupiter très chauds, Jupiter chauds, Jupiter tempérés et Jupiter froids. La température varie fortement, avec une moyenne d'environ -110 C°.
+Les planètes géantes gazeuses les plus massives sont appelées super-Jupiter, ou planètes superjoviennes, alors que celles plus petites que Jupiter et Saturne peuvent être nommées sous-Jupiter ou planètes subjoviennes.
+Il existerait des planètes de ce type particulièrement riches en hélium, voire composées presque exclusivement de ce gaz : on parle alors de planètes d'hélium.
+[[Catégorie:Type de planètes]

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+Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant éliminé tout corps « rival » se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire.
+Ptolémée fut l'un des premiers à essayer de comprendre la formation et le fonctionnement des planètes. Celui-ci en était venu à la conclusion que toutes étaient en orbite autour de la Terre selon un mouvement déférent et épicyclique. Bien que l'idée que les planètes tournent autour du Soleil ait été suggérée à plusieurs reprises, il a fallu attendre le XVIIe siècle pour que cette opinion soit corroborée par les tout premiers télescopes d'observations astronomiques, réalisés par Galilée. Par la suite, une analyse minutieuse des données d'observation mène Johannes Kepler à trouver que les orbites des planètes ne sont pas circulaires, mais bien elliptiques.
+Il n'existe pas de définition officielle générale du mot « planète » hormis une définition de travail de l'Union astronomique internationale (UAI) datant de 2002 et modifiée en 2003. En bref, celle-ci définit la limite supérieure des planètes par la limite de fusion nucléaire du deutérium (au-delà on parle de naine brune) et exclut les objets libres de masse planétaire (appelées sous-naines brunes). La limite inférieure est définie comme pour les planètes du système solaire. Cette limite date de 2006 et précise, en termes simples, que l'objet doit, en plus de tourner autour du Soleil, être relativement sphérique et avoir éliminé tout corps rival se déplaçant sur une orbite proche (cela peut signifier soit en faire un de ses satellites, soit provoquer sa destruction par collision). De fait, ce dernier critère ne s'applique pas aujourd'hui aux exoplanètes pour des raisons technologiques[1]. On estime que le nombre d'exoplanètes dans notre seule galaxie est d'au moins 100 milliards[2].
+Selon la définition de 2006, il y a huit planètes confirmées[3] dans le Système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (sans Pluton, cf. ci-dessous).
+En même temps que la définition d'une planète était clarifiée, l'UAI définissait comme étant une planète naine un objet céleste répondant à tous les critères, sauf l'élimination des corps sur une orbite proche. Contrairement à ce que suggère l'usage habituel d'un adjectif, une planète naine n'est pas une planète, puisque l'un des critères de la définition des planètes n'est par définition jamais rempli par les planètes naines ; ceci explique qu'il n'y ait, comme listé ci-dessus, que huit planètes dans le Système solaire. On compte actuellement cinq planètes naines dans le Système solaire : Cérès, Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris[4]. Cependant il est possible et même probable qu'à l'avenir cette liste devienne plus longue que celle des planètes.
+La liste des planètes a fortement varié au gré des découvertes et nouvelles définitions de l'astronomie. La Terre n'est considérée comme une planète que depuis la reconnaissance de l'héliocentrisme (position centrale du Soleil), Pluton et Cérès furent classées comme planètes en premier lieu lors de leur découverte, mais la définition de l'UAI a conduit à exclure de manière claire de tels objets.
+Le substantif féminin[5],[6],[7] « planète » est emprunté[5],[6], par l'intermédiaire[5] du latin planeta[6],[7],[note 1], au grec ancien πλανήτης, planếtês, pris de l'expression πλανήτης ἀστήρ, planếtês astêr, qui désigne un « astre en mouvement » ou « astre errant », par opposition aux étoiles (les « étoiles fixes ») qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.
+Ce mouvement apparent, repéré en suivant la planète dans le ciel d'une nuit à l'autre, a été observé très tôt par les hommes de toutes les civilisations, mais sa complexité est longtemps restée un mystère pour les astronomes jusqu'à son identification à la résultante des courses elliptiques de la Terre et des autres planètes autour du Soleil.
+Si les planètes du Système solaire sont visibles la nuit dans le ciel, c'est parce qu'elles réfléchissent la lumière du Soleil, contrairement aux étoiles qui brillent par elles-mêmes.
+La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5 × 1020 kg et un diamètre d'au moins 800 km pour être considéré comme une planète[8].
+Pour le dictionnaire, dont les définitions n'ont qu'une valeur académique et non scientifique, une planète est un « objet céleste compact, dépourvu de réactions thermonucléaires (ou anciennement : sans lumière propre), gravitant autour du Soleil ou, par extension, d'une étoile ».
+En 2003, Sedna avait déjà été décrétée par les médias comme étant la dixième planète du Système solaire, mais beaucoup d'astronomes étaient réticents pour lui accorder ce statut. En fait, les astronomes n'étaient pas unanimes sur la définition d'une planète et l'UAI a donc tranché la question.
+Jusqu'en 2006, la National Academy of Sciences américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de deux masses joviennes gravitant autour d'une étoile. Mais cette définition ne tenait pas compte des récentes découvertes, dont celles de (136199) Éris (en 2005), de (90377) Sedna et autres objets de la Ceinture de Kuiper.
+Classiquement, le terme « planète » s'oppose à celui d'« étoile ». Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie lumineuse rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite (toute planète émet des rayonnements électromagnétiques, généralement dans l'infrarouge en raison de sa faible température). Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.
+Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planète et celui d'étoile est le mode de formation :
+Bien qu'elles n'émettent pas de lumière visible, les planètes produisent un peu d'énergie détectable en infrarouge (IR). Pour la Terre, vu de l'espace, ceci est environ 4 000 fois moins que ce qui est reçu du Soleil. Le phénomène est plus important pour Jupiter, Saturne et Neptune. Dans l'infrarouge, elles renvoient 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil[9].
+Théoriquement, il existe des planètes qui n'orbitent autour d'aucune étoile. Formées autour de ces dernières, elles peuvent être libérées de leur lien gravitationnel par diverses interactions gravitationnelles. De telles planètes, dites « planètes flottantes » ne reflètent la lumière d'aucune étoile. Le 14 novembre 2012, l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble a annoncé la découverte probable d'une planète de cette catégorie, appelée CFBDSIR 2149-0403[10].
+Au sein du Système solaire, les planètes ont une orbite elliptique qui est, à l'exception de Mercure, quasi circulaire et dont le Soleil est situé à l'un des foyers. En première approximation, les planètes orbitent toutes dans un même plan nommé écliptique. L'écliptique est inclinée de sept degrés par rapport au plan de l'équateur du Soleil. Les planètes orbitent toutes dans la même direction, dans le sens contraire de celui des aiguilles d'une montre lorsque regardées du dessus du pôle nord du Soleil[11].
+Les étoiles les plus petites, les naines brunes, n'ont jamais été assez massives pour engendrer un processus de fusion thermonucléaire en leur sein, à part les plus massives qui brûlent le deutérium de leur enveloppe pendant quelques dizaines de millions d'années avant de se refroidir. Les naines brunes rayonnent un grand nombre de milliards d'années mais pas selon le processus classique (proton/proton ou CNO) ; elles n'appartiennent pas de ce fait à la séquence principale.
+Tout astronome a besoin de construire une définition scientifique qui peut s'avérer parfois assez éloignée de la définition communément admise.
+Quatre définitions ont été proposées en 2005 par l'astronome Michael E. Brown qui permettent d'avoir une idée plus claire sur la question :
+Michael Brown et son équipe reconnaissent qu'il n'existe pas de définition scientifique qui épouse à la fois les conditions rencontrées dans le Système solaire et notre culture. Comme il l'a écrit « pour une fois j'ai décidé de laisser gagner la culture. Nous, scientifiques, pouvons continuer nos débats, mais j'espère que nous serons globalement ignorés ». Pour lui, la question est donc entendue : en 2005, il existe donc dix planètes dans le Système solaire et une kyrielle d'autres populations de petits corps.
+À l'inverse, beaucoup d'astronomes préfèrent considérer qu'il existe huit planètes (de Mercure à Neptune), et qu'en raison de leurs caractéristiques, Pluton et les autres corps de la ceinture de Kuiper, qu'ils soient petits ou gros, sont des objets d'un autre type (qu'on désigne d'ailleurs sous le terme générique de transneptuniens).
+On connaît avec certitude l'existence de huit planètes dans le Système solaire. En Occident elles sont chacune nommées d'après un dieu romain, sauf la Terre, et on leur associe un symbole astronomique, voire astrologique. Par ordre croissant d'éloignement du Soleil, ce sont :
+Une neuvième planète pourrait également exister, à une distance très supérieure aux autres planètes connues[3].
+Les planètes du système solaire peuvent être divisées en trois catégories :
+Pour se souvenir de l'ordre, une méthode courante est de mémoriser une phrase mnémotechnique comme « Me Voici Toute Mignonne, Je Suis Une Nébuleuse »[13], les initiales de chaque mot suivant celles des planètes, classées par distance en partant du Soleil. Celle donnée ici est une adaptation de la phrase « Me Voici Toute Mignonne : Je Suis Une Nouvelle Planète », écrite à l'époque où on considérait Pluton comme une planète.
+En effet, historiquement, Pluton, comme (1) Cérès, a été considérée comme une planète depuis sa découverte. Puis les astronomes ont reconsidéré ce statut en constatant qu'il s'agissait d'un objet d'un type relativement courant découvert depuis les années 2000. Ils ont requalifié Pluton le 24 août 2006 car on a découvert d'autres objets transneptuniens de taille comparable dans la ceinture d'astéroïdes extérieurs, comme (136199) Éris (paradoxalement on hésitait alors à qualifier cet objet de dixième planète, et on le désignait alors par son nom de code Xéna car la décision sur le nom était trop lourde de responsabilité au cas où il serait qualifié de planète).
+Les deux planètes les plus proches du soleil, Mercure et Vénus, n'ont pas de satellite[14]. Parmi les planètes telluriques, seules Mars et la Terre en possèdent : deux satellites tournent autour de Mars, et la Terre n'a que la Lune comme satellite naturel. Les géantes gazeuses, plus volumineuses et ayant une masse plus importante, sont susceptibles d'attirer des objets célestes. Ainsi, Saturne possède officiellement 82 satellites après la découverte courant 2019 de 20 nouvelles lunes, ce qui la place devant Jupiter avec ses 79 lunes[15]. Uranus et Neptune, géantes de glace beaucoup moins massives que les géantes gazeuses, possèdent respectivement, aux erreurs d'observation près, 29 et 14 satellites.
+Depuis 1990, année de la découverte des premières planètes extrasolaires par Aleksander Wolszczan, on sait qu'il existe des planètes autour d'autres étoiles. Il est même probable que leur présence soit très courante étant donné le nombre de planètes identifiées depuis lors[16], alors que les techniques dont on dispose pour le moment ne permettent de détecter que les planètes massives et proches de leur étoile. Même si celles qui ont été détectées jusqu'ici sont presque toutes des planètes géantes (au moins de la taille de Jupiter ou Saturne), les astronomes ne désespèrent pas de mettre en évidence des planètes similaires à la Terre, ce qui pourrait justifier certaines recherches d'une vie extraterrestre. Entre 1995 et 2005, près de 170 exoplanètes ont été ainsi découvertes.
+En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en constatant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'une éclipse.
+Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps.
+Le 13 juin 2005, une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la 155e exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :
+Dans la revue Nature du 14 juillet 2005, l'astrophysicien polonais Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a révélé qu'il avait découvert une géante gazeuse, autour de HD 188753, une étoile triple (un système binaire gravitant autour d'une étoile primaire de type solaire). La planète, HD 188753 Ab, gravite autour de l'étoile principale et est du type Jupiter chaude, c'est-à-dire une géante gazeuse comme Jupiter, mais beaucoup plus proche de son étoile que ne l'est Jupiter du Soleil — plus proche de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil, en fait ! Les modèles actuels (juillet 2005) de formation de telles planètes supposaient une formation à une distance appropriée pour une planète géante, suivie d'un rapprochement vers l'étoile centrale, ce qui n'est pas possible dans le cas particulier de HD 188753.
+La première photographie optique d'une exoplanète a été publiée le 13 novembre 2008. D'une masse probablement proche de celle de Jupiter, cette planète, baptisée Fomalhaut b, est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscus austrinus), à une distance d'environ quatre fois celle séparant Neptune du soleil.
+On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivie par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.
+Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivie d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour la formation planétaire.
+Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3) et froides (typiquement 10 à 100 K) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à 10 000 K et presque vides avec 10 atomes/cm3 ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter) : l'effondrement gravitationnel.
+Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.
+Mais le processus ne peut perdurer que si l'énergie thermique peut s'évacuer. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui-même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, en partie non-élastiques.
+Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz (« modèle de nucléation »), alors appelé proto-étoile, sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale à la vitesse de libération de cet astre. Elle augmente rapidement au-delà de 10 km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et constitue une quantité d'énergie rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à ce qu'elle deviendra après stabilisation en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto-étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.
+Cette transparence est contrecarrée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.
+En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.
+Les pôles étant déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) limite le processus d'effondrement et l'arrête complètement en l'absence de mécanisme qui dissipe son énergie de rotation.
+Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière observable sur Terre. Il s'agit pourtant d'une zone très dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.
+C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.
+Au départ, le nuage possède une opacité non négligeable sur une épaisseur de l'ordre de 10 à 30 UA. La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de un à dix mètres par seconde, au sein du gaz ténu, vers le plan de révolution. En 10 000 ans environ, la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques kilomètres d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde presque son épaisseur initiale. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent, forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (10 000 fois plus gros que les poussières). L'agrégation résulte des simples forces de contacts entre grains.
+Avant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique, ils génèrent une traînée hydrodynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps d'un mètre situé à une unité astronomique). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de cinq ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisables, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capable d'encaisser les chocs ultérieurs.
+En raison de sa masse supérieure, un des corps parvient à attirer par gravitation des poussières du sillon planétaire dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'issue de ce stade, il peut atteindre le kilomètre et est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en termes de traînée. Il se forme alors un planétésimal, dont le diamètre peut atteindre cinq à dix kilomètres et la masse est de l'ordre de mille milliards de tonnes. Il deviendra un petit corps (astéroïde ou comète) ou une planète.
+À ce stade, le système est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides de tailles échelonnées du micromètre au kilomètre.
+La formation de planète à partir des planétésimaux dure environ 100 000 ans et a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante :
+Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par la force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.
+Dans un disque circumstellaire d'environ un millième de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 millions d'années et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.
+Expliquer la formation des planètes gazeuses — quelque 100 000 ans à 1 million d'années — comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique.
+Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui entrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de quinze masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.
+Cette masse critique a été atteinte car ces planètes sont au-delà de la ligne des glaces où la quantité de matière solide disponible était plus importante grâce à la condensation de l'hélium et de l'hydrogène qui forment des glaces (méthane CH4, ammoniac NH3, neige carbonique CO2, glace d'eau H2O, etc.)[17].
+Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrête qu'après épuisement du gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. Ainsi se forment des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).
+Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de millions d'années.
+Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de trois à cinq fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des planètes telluriques et doit les former en un temps limité par la durée de vie du disque.
+Les noms des planètes du Système solaire sont attribués par les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI). Celles-ci adoptent de manière cohérente les noms des dieux de la mythologie romaine qui ont été imposés par l'astrolâtrie de la mythologie grecque[18]. En raison de sa couleur rouge, on dénomma la quatrième planète Mars en référence au dieu romain de la guerre (et donc du sang) et, plus récemment, la planète (136199) Éris, déesse de la discorde pour la planète naine dont la découverte a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète au détriment de Pluton, qui ne respecte pas le nouveau critère d'« élimination des rivales ».
+Sur les autres projets Wikimedia :

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+Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant éliminé tout corps « rival » se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire.
+Ptolémée fut l'un des premiers à essayer de comprendre la formation et le fonctionnement des planètes. Celui-ci en était venu à la conclusion que toutes étaient en orbite autour de la Terre selon un mouvement déférent et épicyclique. Bien que l'idée que les planètes tournent autour du Soleil ait été suggérée à plusieurs reprises, il a fallu attendre le XVIIe siècle pour que cette opinion soit corroborée par les tout premiers télescopes d'observations astronomiques, réalisés par Galilée. Par la suite, une analyse minutieuse des données d'observation mène Johannes Kepler à trouver que les orbites des planètes ne sont pas circulaires, mais bien elliptiques.
+Il n'existe pas de définition officielle générale du mot « planète » hormis une définition de travail de l'Union astronomique internationale (UAI) datant de 2002 et modifiée en 2003. En bref, celle-ci définit la limite supérieure des planètes par la limite de fusion nucléaire du deutérium (au-delà on parle de naine brune) et exclut les objets libres de masse planétaire (appelées sous-naines brunes). La limite inférieure est définie comme pour les planètes du système solaire. Cette limite date de 2006 et précise, en termes simples, que l'objet doit, en plus de tourner autour du Soleil, être relativement sphérique et avoir éliminé tout corps rival se déplaçant sur une orbite proche (cela peut signifier soit en faire un de ses satellites, soit provoquer sa destruction par collision). De fait, ce dernier critère ne s'applique pas aujourd'hui aux exoplanètes pour des raisons technologiques[1]. On estime que le nombre d'exoplanètes dans notre seule galaxie est d'au moins 100 milliards[2].
+Selon la définition de 2006, il y a huit planètes confirmées[3] dans le Système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (sans Pluton, cf. ci-dessous).
+En même temps que la définition d'une planète était clarifiée, l'UAI définissait comme étant une planète naine un objet céleste répondant à tous les critères, sauf l'élimination des corps sur une orbite proche. Contrairement à ce que suggère l'usage habituel d'un adjectif, une planète naine n'est pas une planète, puisque l'un des critères de la définition des planètes n'est par définition jamais rempli par les planètes naines ; ceci explique qu'il n'y ait, comme listé ci-dessus, que huit planètes dans le Système solaire. On compte actuellement cinq planètes naines dans le Système solaire : Cérès, Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris[4]. Cependant il est possible et même probable qu'à l'avenir cette liste devienne plus longue que celle des planètes.
+La liste des planètes a fortement varié au gré des découvertes et nouvelles définitions de l'astronomie. La Terre n'est considérée comme une planète que depuis la reconnaissance de l'héliocentrisme (position centrale du Soleil), Pluton et Cérès furent classées comme planètes en premier lieu lors de leur découverte, mais la définition de l'UAI a conduit à exclure de manière claire de tels objets.
+Le substantif féminin[5],[6],[7] « planète » est emprunté[5],[6], par l'intermédiaire[5] du latin planeta[6],[7],[note 1], au grec ancien πλανήτης, planếtês, pris de l'expression πλανήτης ἀστήρ, planếtês astêr, qui désigne un « astre en mouvement » ou « astre errant », par opposition aux étoiles (les « étoiles fixes ») qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.
+Ce mouvement apparent, repéré en suivant la planète dans le ciel d'une nuit à l'autre, a été observé très tôt par les hommes de toutes les civilisations, mais sa complexité est longtemps restée un mystère pour les astronomes jusqu'à son identification à la résultante des courses elliptiques de la Terre et des autres planètes autour du Soleil.
+Si les planètes du Système solaire sont visibles la nuit dans le ciel, c'est parce qu'elles réfléchissent la lumière du Soleil, contrairement aux étoiles qui brillent par elles-mêmes.
+La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5 × 1020 kg et un diamètre d'au moins 800 km pour être considéré comme une planète[8].
+Pour le dictionnaire, dont les définitions n'ont qu'une valeur académique et non scientifique, une planète est un « objet céleste compact, dépourvu de réactions thermonucléaires (ou anciennement : sans lumière propre), gravitant autour du Soleil ou, par extension, d'une étoile ».
+En 2003, Sedna avait déjà été décrétée par les médias comme étant la dixième planète du Système solaire, mais beaucoup d'astronomes étaient réticents pour lui accorder ce statut. En fait, les astronomes n'étaient pas unanimes sur la définition d'une planète et l'UAI a donc tranché la question.
+Jusqu'en 2006, la National Academy of Sciences américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de deux masses joviennes gravitant autour d'une étoile. Mais cette définition ne tenait pas compte des récentes découvertes, dont celles de (136199) Éris (en 2005), de (90377) Sedna et autres objets de la Ceinture de Kuiper.
+Classiquement, le terme « planète » s'oppose à celui d'« étoile ». Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie lumineuse rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite (toute planète émet des rayonnements électromagnétiques, généralement dans l'infrarouge en raison de sa faible température). Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.
+Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planète et celui d'étoile est le mode de formation :
+Bien qu'elles n'émettent pas de lumière visible, les planètes produisent un peu d'énergie détectable en infrarouge (IR). Pour la Terre, vu de l'espace, ceci est environ 4 000 fois moins que ce qui est reçu du Soleil. Le phénomène est plus important pour Jupiter, Saturne et Neptune. Dans l'infrarouge, elles renvoient 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil[9].
+Théoriquement, il existe des planètes qui n'orbitent autour d'aucune étoile. Formées autour de ces dernières, elles peuvent être libérées de leur lien gravitationnel par diverses interactions gravitationnelles. De telles planètes, dites « planètes flottantes » ne reflètent la lumière d'aucune étoile. Le 14 novembre 2012, l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble a annoncé la découverte probable d'une planète de cette catégorie, appelée CFBDSIR 2149-0403[10].
+Au sein du Système solaire, les planètes ont une orbite elliptique qui est, à l'exception de Mercure, quasi circulaire et dont le Soleil est situé à l'un des foyers. En première approximation, les planètes orbitent toutes dans un même plan nommé écliptique. L'écliptique est inclinée de sept degrés par rapport au plan de l'équateur du Soleil. Les planètes orbitent toutes dans la même direction, dans le sens contraire de celui des aiguilles d'une montre lorsque regardées du dessus du pôle nord du Soleil[11].
+Les étoiles les plus petites, les naines brunes, n'ont jamais été assez massives pour engendrer un processus de fusion thermonucléaire en leur sein, à part les plus massives qui brûlent le deutérium de leur enveloppe pendant quelques dizaines de millions d'années avant de se refroidir. Les naines brunes rayonnent un grand nombre de milliards d'années mais pas selon le processus classique (proton/proton ou CNO) ; elles n'appartiennent pas de ce fait à la séquence principale.
+Tout astronome a besoin de construire une définition scientifique qui peut s'avérer parfois assez éloignée de la définition communément admise.
+Quatre définitions ont été proposées en 2005 par l'astronome Michael E. Brown qui permettent d'avoir une idée plus claire sur la question :
+Michael Brown et son équipe reconnaissent qu'il n'existe pas de définition scientifique qui épouse à la fois les conditions rencontrées dans le Système solaire et notre culture. Comme il l'a écrit « pour une fois j'ai décidé de laisser gagner la culture. Nous, scientifiques, pouvons continuer nos débats, mais j'espère que nous serons globalement ignorés ». Pour lui, la question est donc entendue : en 2005, il existe donc dix planètes dans le Système solaire et une kyrielle d'autres populations de petits corps.
+À l'inverse, beaucoup d'astronomes préfèrent considérer qu'il existe huit planètes (de Mercure à Neptune), et qu'en raison de leurs caractéristiques, Pluton et les autres corps de la ceinture de Kuiper, qu'ils soient petits ou gros, sont des objets d'un autre type (qu'on désigne d'ailleurs sous le terme générique de transneptuniens).
+On connaît avec certitude l'existence de huit planètes dans le Système solaire. En Occident elles sont chacune nommées d'après un dieu romain, sauf la Terre, et on leur associe un symbole astronomique, voire astrologique. Par ordre croissant d'éloignement du Soleil, ce sont :
+Une neuvième planète pourrait également exister, à une distance très supérieure aux autres planètes connues[3].
+Les planètes du système solaire peuvent être divisées en trois catégories :
+Pour se souvenir de l'ordre, une méthode courante est de mémoriser une phrase mnémotechnique comme « Me Voici Toute Mignonne, Je Suis Une Nébuleuse »[13], les initiales de chaque mot suivant celles des planètes, classées par distance en partant du Soleil. Celle donnée ici est une adaptation de la phrase « Me Voici Toute Mignonne : Je Suis Une Nouvelle Planète », écrite à l'époque où on considérait Pluton comme une planète.
+En effet, historiquement, Pluton, comme (1) Cérès, a été considérée comme une planète depuis sa découverte. Puis les astronomes ont reconsidéré ce statut en constatant qu'il s'agissait d'un objet d'un type relativement courant découvert depuis les années 2000. Ils ont requalifié Pluton le 24 août 2006 car on a découvert d'autres objets transneptuniens de taille comparable dans la ceinture d'astéroïdes extérieurs, comme (136199) Éris (paradoxalement on hésitait alors à qualifier cet objet de dixième planète, et on le désignait alors par son nom de code Xéna car la décision sur le nom était trop lourde de responsabilité au cas où il serait qualifié de planète).
+Les deux planètes les plus proches du soleil, Mercure et Vénus, n'ont pas de satellite[14]. Parmi les planètes telluriques, seules Mars et la Terre en possèdent : deux satellites tournent autour de Mars, et la Terre n'a que la Lune comme satellite naturel. Les géantes gazeuses, plus volumineuses et ayant une masse plus importante, sont susceptibles d'attirer des objets célestes. Ainsi, Saturne possède officiellement 82 satellites après la découverte courant 2019 de 20 nouvelles lunes, ce qui la place devant Jupiter avec ses 79 lunes[15]. Uranus et Neptune, géantes de glace beaucoup moins massives que les géantes gazeuses, possèdent respectivement, aux erreurs d'observation près, 29 et 14 satellites.
+Depuis 1990, année de la découverte des premières planètes extrasolaires par Aleksander Wolszczan, on sait qu'il existe des planètes autour d'autres étoiles. Il est même probable que leur présence soit très courante étant donné le nombre de planètes identifiées depuis lors[16], alors que les techniques dont on dispose pour le moment ne permettent de détecter que les planètes massives et proches de leur étoile. Même si celles qui ont été détectées jusqu'ici sont presque toutes des planètes géantes (au moins de la taille de Jupiter ou Saturne), les astronomes ne désespèrent pas de mettre en évidence des planètes similaires à la Terre, ce qui pourrait justifier certaines recherches d'une vie extraterrestre. Entre 1995 et 2005, près de 170 exoplanètes ont été ainsi découvertes.
+En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en constatant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'une éclipse.
+Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps.
+Le 13 juin 2005, une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la 155e exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :
+Dans la revue Nature du 14 juillet 2005, l'astrophysicien polonais Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a révélé qu'il avait découvert une géante gazeuse, autour de HD 188753, une étoile triple (un système binaire gravitant autour d'une étoile primaire de type solaire). La planète, HD 188753 Ab, gravite autour de l'étoile principale et est du type Jupiter chaude, c'est-à-dire une géante gazeuse comme Jupiter, mais beaucoup plus proche de son étoile que ne l'est Jupiter du Soleil — plus proche de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil, en fait ! Les modèles actuels (juillet 2005) de formation de telles planètes supposaient une formation à une distance appropriée pour une planète géante, suivie d'un rapprochement vers l'étoile centrale, ce qui n'est pas possible dans le cas particulier de HD 188753.
+La première photographie optique d'une exoplanète a été publiée le 13 novembre 2008. D'une masse probablement proche de celle de Jupiter, cette planète, baptisée Fomalhaut b, est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscus austrinus), à une distance d'environ quatre fois celle séparant Neptune du soleil.
+On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivie par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.
+Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivie d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour la formation planétaire.
+Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3) et froides (typiquement 10 à 100 K) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à 10 000 K et presque vides avec 10 atomes/cm3 ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter) : l'effondrement gravitationnel.
+Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.
+Mais le processus ne peut perdurer que si l'énergie thermique peut s'évacuer. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui-même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, en partie non-élastiques.
+Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz (« modèle de nucléation »), alors appelé proto-étoile, sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale à la vitesse de libération de cet astre. Elle augmente rapidement au-delà de 10 km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et constitue une quantité d'énergie rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à ce qu'elle deviendra après stabilisation en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto-étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.
+Cette transparence est contrecarrée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.
+En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.
+Les pôles étant déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) limite le processus d'effondrement et l'arrête complètement en l'absence de mécanisme qui dissipe son énergie de rotation.
+Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière observable sur Terre. Il s'agit pourtant d'une zone très dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.
+C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.
+Au départ, le nuage possède une opacité non négligeable sur une épaisseur de l'ordre de 10 à 30 UA. La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de un à dix mètres par seconde, au sein du gaz ténu, vers le plan de révolution. En 10 000 ans environ, la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques kilomètres d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde presque son épaisseur initiale. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent, forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (10 000 fois plus gros que les poussières). L'agrégation résulte des simples forces de contacts entre grains.
+Avant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique, ils génèrent une traînée hydrodynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps d'un mètre situé à une unité astronomique). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de cinq ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisables, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capable d'encaisser les chocs ultérieurs.
+En raison de sa masse supérieure, un des corps parvient à attirer par gravitation des poussières du sillon planétaire dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'issue de ce stade, il peut atteindre le kilomètre et est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en termes de traînée. Il se forme alors un planétésimal, dont le diamètre peut atteindre cinq à dix kilomètres et la masse est de l'ordre de mille milliards de tonnes. Il deviendra un petit corps (astéroïde ou comète) ou une planète.
+À ce stade, le système est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides de tailles échelonnées du micromètre au kilomètre.
+La formation de planète à partir des planétésimaux dure environ 100 000 ans et a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante :
+Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par la force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.
+Dans un disque circumstellaire d'environ un millième de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 millions d'années et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.
+Expliquer la formation des planètes gazeuses — quelque 100 000 ans à 1 million d'années — comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique.
+Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui entrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de quinze masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.
+Cette masse critique a été atteinte car ces planètes sont au-delà de la ligne des glaces où la quantité de matière solide disponible était plus importante grâce à la condensation de l'hélium et de l'hydrogène qui forment des glaces (méthane CH4, ammoniac NH3, neige carbonique CO2, glace d'eau H2O, etc.)[17].
+Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrête qu'après épuisement du gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. Ainsi se forment des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).
+Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de millions d'années.
+Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de trois à cinq fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des planètes telluriques et doit les former en un temps limité par la durée de vie du disque.
+Les noms des planètes du Système solaire sont attribués par les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI). Celles-ci adoptent de manière cohérente les noms des dieux de la mythologie romaine qui ont été imposés par l'astrolâtrie de la mythologie grecque[18]. En raison de sa couleur rouge, on dénomma la quatrième planète Mars en référence au dieu romain de la guerre (et donc du sang) et, plus récemment, la planète (136199) Éris, déesse de la discorde pour la planète naine dont la découverte a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète au détriment de Pluton, qui ne respecte pas le nouveau critère d'« élimination des rivales ».
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+Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant éliminé tout corps « rival » se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire.
+Ptolémée fut l'un des premiers à essayer de comprendre la formation et le fonctionnement des planètes. Celui-ci en était venu à la conclusion que toutes étaient en orbite autour de la Terre selon un mouvement déférent et épicyclique. Bien que l'idée que les planètes tournent autour du Soleil ait été suggérée à plusieurs reprises, il a fallu attendre le XVIIe siècle pour que cette opinion soit corroborée par les tout premiers télescopes d'observations astronomiques, réalisés par Galilée. Par la suite, une analyse minutieuse des données d'observation mène Johannes Kepler à trouver que les orbites des planètes ne sont pas circulaires, mais bien elliptiques.
+Il n'existe pas de définition officielle générale du mot « planète » hormis une définition de travail de l'Union astronomique internationale (UAI) datant de 2002 et modifiée en 2003. En bref, celle-ci définit la limite supérieure des planètes par la limite de fusion nucléaire du deutérium (au-delà on parle de naine brune) et exclut les objets libres de masse planétaire (appelées sous-naines brunes). La limite inférieure est définie comme pour les planètes du système solaire. Cette limite date de 2006 et précise, en termes simples, que l'objet doit, en plus de tourner autour du Soleil, être relativement sphérique et avoir éliminé tout corps rival se déplaçant sur une orbite proche (cela peut signifier soit en faire un de ses satellites, soit provoquer sa destruction par collision). De fait, ce dernier critère ne s'applique pas aujourd'hui aux exoplanètes pour des raisons technologiques[1]. On estime que le nombre d'exoplanètes dans notre seule galaxie est d'au moins 100 milliards[2].
+Selon la définition de 2006, il y a huit planètes confirmées[3] dans le Système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (sans Pluton, cf. ci-dessous).
+En même temps que la définition d'une planète était clarifiée, l'UAI définissait comme étant une planète naine un objet céleste répondant à tous les critères, sauf l'élimination des corps sur une orbite proche. Contrairement à ce que suggère l'usage habituel d'un adjectif, une planète naine n'est pas une planète, puisque l'un des critères de la définition des planètes n'est par définition jamais rempli par les planètes naines ; ceci explique qu'il n'y ait, comme listé ci-dessus, que huit planètes dans le Système solaire. On compte actuellement cinq planètes naines dans le Système solaire : Cérès, Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris[4]. Cependant il est possible et même probable qu'à l'avenir cette liste devienne plus longue que celle des planètes.
+La liste des planètes a fortement varié au gré des découvertes et nouvelles définitions de l'astronomie. La Terre n'est considérée comme une planète que depuis la reconnaissance de l'héliocentrisme (position centrale du Soleil), Pluton et Cérès furent classées comme planètes en premier lieu lors de leur découverte, mais la définition de l'UAI a conduit à exclure de manière claire de tels objets.
+Le substantif féminin[5],[6],[7] « planète » est emprunté[5],[6], par l'intermédiaire[5] du latin planeta[6],[7],[note 1], au grec ancien πλανήτης, planếtês, pris de l'expression πλανήτης ἀστήρ, planếtês astêr, qui désigne un « astre en mouvement » ou « astre errant », par opposition aux étoiles (les « étoiles fixes ») qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.
+Ce mouvement apparent, repéré en suivant la planète dans le ciel d'une nuit à l'autre, a été observé très tôt par les hommes de toutes les civilisations, mais sa complexité est longtemps restée un mystère pour les astronomes jusqu'à son identification à la résultante des courses elliptiques de la Terre et des autres planètes autour du Soleil.
+Si les planètes du Système solaire sont visibles la nuit dans le ciel, c'est parce qu'elles réfléchissent la lumière du Soleil, contrairement aux étoiles qui brillent par elles-mêmes.
+La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5 × 1020 kg et un diamètre d'au moins 800 km pour être considéré comme une planète[8].
+Pour le dictionnaire, dont les définitions n'ont qu'une valeur académique et non scientifique, une planète est un « objet céleste compact, dépourvu de réactions thermonucléaires (ou anciennement : sans lumière propre), gravitant autour du Soleil ou, par extension, d'une étoile ».
+En 2003, Sedna avait déjà été décrétée par les médias comme étant la dixième planète du Système solaire, mais beaucoup d'astronomes étaient réticents pour lui accorder ce statut. En fait, les astronomes n'étaient pas unanimes sur la définition d'une planète et l'UAI a donc tranché la question.
+Jusqu'en 2006, la National Academy of Sciences américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de deux masses joviennes gravitant autour d'une étoile. Mais cette définition ne tenait pas compte des récentes découvertes, dont celles de (136199) Éris (en 2005), de (90377) Sedna et autres objets de la Ceinture de Kuiper.
+Classiquement, le terme « planète » s'oppose à celui d'« étoile ». Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie lumineuse rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite (toute planète émet des rayonnements électromagnétiques, généralement dans l'infrarouge en raison de sa faible température). Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.
+Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planète et celui d'étoile est le mode de formation :
+Bien qu'elles n'émettent pas de lumière visible, les planètes produisent un peu d'énergie détectable en infrarouge (IR). Pour la Terre, vu de l'espace, ceci est environ 4 000 fois moins que ce qui est reçu du Soleil. Le phénomène est plus important pour Jupiter, Saturne et Neptune. Dans l'infrarouge, elles renvoient 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil[9].
+Théoriquement, il existe des planètes qui n'orbitent autour d'aucune étoile. Formées autour de ces dernières, elles peuvent être libérées de leur lien gravitationnel par diverses interactions gravitationnelles. De telles planètes, dites « planètes flottantes » ne reflètent la lumière d'aucune étoile. Le 14 novembre 2012, l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble a annoncé la découverte probable d'une planète de cette catégorie, appelée CFBDSIR 2149-0403[10].
+Au sein du Système solaire, les planètes ont une orbite elliptique qui est, à l'exception de Mercure, quasi circulaire et dont le Soleil est situé à l'un des foyers. En première approximation, les planètes orbitent toutes dans un même plan nommé écliptique. L'écliptique est inclinée de sept degrés par rapport au plan de l'équateur du Soleil. Les planètes orbitent toutes dans la même direction, dans le sens contraire de celui des aiguilles d'une montre lorsque regardées du dessus du pôle nord du Soleil[11].
+Les étoiles les plus petites, les naines brunes, n'ont jamais été assez massives pour engendrer un processus de fusion thermonucléaire en leur sein, à part les plus massives qui brûlent le deutérium de leur enveloppe pendant quelques dizaines de millions d'années avant de se refroidir. Les naines brunes rayonnent un grand nombre de milliards d'années mais pas selon le processus classique (proton/proton ou CNO) ; elles n'appartiennent pas de ce fait à la séquence principale.
+Tout astronome a besoin de construire une définition scientifique qui peut s'avérer parfois assez éloignée de la définition communément admise.
+Quatre définitions ont été proposées en 2005 par l'astronome Michael E. Brown qui permettent d'avoir une idée plus claire sur la question :
+Michael Brown et son équipe reconnaissent qu'il n'existe pas de définition scientifique qui épouse à la fois les conditions rencontrées dans le Système solaire et notre culture. Comme il l'a écrit « pour une fois j'ai décidé de laisser gagner la culture. Nous, scientifiques, pouvons continuer nos débats, mais j'espère que nous serons globalement ignorés ». Pour lui, la question est donc entendue : en 2005, il existe donc dix planètes dans le Système solaire et une kyrielle d'autres populations de petits corps.
+À l'inverse, beaucoup d'astronomes préfèrent considérer qu'il existe huit planètes (de Mercure à Neptune), et qu'en raison de leurs caractéristiques, Pluton et les autres corps de la ceinture de Kuiper, qu'ils soient petits ou gros, sont des objets d'un autre type (qu'on désigne d'ailleurs sous le terme générique de transneptuniens).
+On connaît avec certitude l'existence de huit planètes dans le Système solaire. En Occident elles sont chacune nommées d'après un dieu romain, sauf la Terre, et on leur associe un symbole astronomique, voire astrologique. Par ordre croissant d'éloignement du Soleil, ce sont :
+Une neuvième planète pourrait également exister, à une distance très supérieure aux autres planètes connues[3].
+Les planètes du système solaire peuvent être divisées en trois catégories :
+Pour se souvenir de l'ordre, une méthode courante est de mémoriser une phrase mnémotechnique comme « Me Voici Toute Mignonne, Je Suis Une Nébuleuse »[13], les initiales de chaque mot suivant celles des planètes, classées par distance en partant du Soleil. Celle donnée ici est une adaptation de la phrase « Me Voici Toute Mignonne : Je Suis Une Nouvelle Planète », écrite à l'époque où on considérait Pluton comme une planète.
+En effet, historiquement, Pluton, comme (1) Cérès, a été considérée comme une planète depuis sa découverte. Puis les astronomes ont reconsidéré ce statut en constatant qu'il s'agissait d'un objet d'un type relativement courant découvert depuis les années 2000. Ils ont requalifié Pluton le 24 août 2006 car on a découvert d'autres objets transneptuniens de taille comparable dans la ceinture d'astéroïdes extérieurs, comme (136199) Éris (paradoxalement on hésitait alors à qualifier cet objet de dixième planète, et on le désignait alors par son nom de code Xéna car la décision sur le nom était trop lourde de responsabilité au cas où il serait qualifié de planète).
+Les deux planètes les plus proches du soleil, Mercure et Vénus, n'ont pas de satellite[14]. Parmi les planètes telluriques, seules Mars et la Terre en possèdent : deux satellites tournent autour de Mars, et la Terre n'a que la Lune comme satellite naturel. Les géantes gazeuses, plus volumineuses et ayant une masse plus importante, sont susceptibles d'attirer des objets célestes. Ainsi, Saturne possède officiellement 82 satellites après la découverte courant 2019 de 20 nouvelles lunes, ce qui la place devant Jupiter avec ses 79 lunes[15]. Uranus et Neptune, géantes de glace beaucoup moins massives que les géantes gazeuses, possèdent respectivement, aux erreurs d'observation près, 29 et 14 satellites.
+Depuis 1990, année de la découverte des premières planètes extrasolaires par Aleksander Wolszczan, on sait qu'il existe des planètes autour d'autres étoiles. Il est même probable que leur présence soit très courante étant donné le nombre de planètes identifiées depuis lors[16], alors que les techniques dont on dispose pour le moment ne permettent de détecter que les planètes massives et proches de leur étoile. Même si celles qui ont été détectées jusqu'ici sont presque toutes des planètes géantes (au moins de la taille de Jupiter ou Saturne), les astronomes ne désespèrent pas de mettre en évidence des planètes similaires à la Terre, ce qui pourrait justifier certaines recherches d'une vie extraterrestre. Entre 1995 et 2005, près de 170 exoplanètes ont été ainsi découvertes.
+En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en constatant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'une éclipse.
+Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps.
+Le 13 juin 2005, une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la 155e exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :
+Dans la revue Nature du 14 juillet 2005, l'astrophysicien polonais Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a révélé qu'il avait découvert une géante gazeuse, autour de HD 188753, une étoile triple (un système binaire gravitant autour d'une étoile primaire de type solaire). La planète, HD 188753 Ab, gravite autour de l'étoile principale et est du type Jupiter chaude, c'est-à-dire une géante gazeuse comme Jupiter, mais beaucoup plus proche de son étoile que ne l'est Jupiter du Soleil — plus proche de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil, en fait ! Les modèles actuels (juillet 2005) de formation de telles planètes supposaient une formation à une distance appropriée pour une planète géante, suivie d'un rapprochement vers l'étoile centrale, ce qui n'est pas possible dans le cas particulier de HD 188753.
+La première photographie optique d'une exoplanète a été publiée le 13 novembre 2008. D'une masse probablement proche de celle de Jupiter, cette planète, baptisée Fomalhaut b, est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscus austrinus), à une distance d'environ quatre fois celle séparant Neptune du soleil.
+On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivie par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.
+Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivie d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour la formation planétaire.
+Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3) et froides (typiquement 10 à 100 K) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à 10 000 K et presque vides avec 10 atomes/cm3 ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter) : l'effondrement gravitationnel.
+Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.
+Mais le processus ne peut perdurer que si l'énergie thermique peut s'évacuer. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui-même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, en partie non-élastiques.
+Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz (« modèle de nucléation »), alors appelé proto-étoile, sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale à la vitesse de libération de cet astre. Elle augmente rapidement au-delà de 10 km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et constitue une quantité d'énergie rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à ce qu'elle deviendra après stabilisation en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto-étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.
+Cette transparence est contrecarrée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.
+En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.
+Les pôles étant déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) limite le processus d'effondrement et l'arrête complètement en l'absence de mécanisme qui dissipe son énergie de rotation.
+Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière observable sur Terre. Il s'agit pourtant d'une zone très dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.
+C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.
+Au départ, le nuage possède une opacité non négligeable sur une épaisseur de l'ordre de 10 à 30 UA. La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de un à dix mètres par seconde, au sein du gaz ténu, vers le plan de révolution. En 10 000 ans environ, la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques kilomètres d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde presque son épaisseur initiale. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent, forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (10 000 fois plus gros que les poussières). L'agrégation résulte des simples forces de contacts entre grains.
+Avant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique, ils génèrent une traînée hydrodynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps d'un mètre situé à une unité astronomique). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de cinq ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisables, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capable d'encaisser les chocs ultérieurs.
+En raison de sa masse supérieure, un des corps parvient à attirer par gravitation des poussières du sillon planétaire dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'issue de ce stade, il peut atteindre le kilomètre et est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en termes de traînée. Il se forme alors un planétésimal, dont le diamètre peut atteindre cinq à dix kilomètres et la masse est de l'ordre de mille milliards de tonnes. Il deviendra un petit corps (astéroïde ou comète) ou une planète.
+À ce stade, le système est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides de tailles échelonnées du micromètre au kilomètre.
+La formation de planète à partir des planétésimaux dure environ 100 000 ans et a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante :
+Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par la force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.
+Dans un disque circumstellaire d'environ un millième de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 millions d'années et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.
+Expliquer la formation des planètes gazeuses — quelque 100 000 ans à 1 million d'années — comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique.
+Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui entrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de quinze masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.
+Cette masse critique a été atteinte car ces planètes sont au-delà de la ligne des glaces où la quantité de matière solide disponible était plus importante grâce à la condensation de l'hélium et de l'hydrogène qui forment des glaces (méthane CH4, ammoniac NH3, neige carbonique CO2, glace d'eau H2O, etc.)[17].
+Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrête qu'après épuisement du gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. Ainsi se forment des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).
+Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de millions d'années.
+Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de trois à cinq fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des planètes telluriques et doit les former en un temps limité par la durée de vie du disque.
+Les noms des planètes du Système solaire sont attribués par les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI). Celles-ci adoptent de manière cohérente les noms des dieux de la mythologie romaine qui ont été imposés par l'astrolâtrie de la mythologie grecque[18]. En raison de sa couleur rouge, on dénomma la quatrième planète Mars en référence au dieu romain de la guerre (et donc du sang) et, plus récemment, la planète (136199) Éris, déesse de la discorde pour la planète naine dont la découverte a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète au détriment de Pluton, qui ne respecte pas le nouveau critère d'« élimination des rivales ».
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+Une planète géante gazeuse (abrégée en géante gazeuse en l’absence d’ambiguïté), également nommée planète jovienne voire géante jovienne en référence à Jupiter, est une planète géante composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Les géantes gazeuses ne sont en fait constituées de gaz que sur une certaine épaisseur, en dessous leur matière est liquide ou solide.
+Le Système solaire a deux représentants de cette catégorie : Jupiter et Saturne.
+En 1952, l'écrivain de science-fiction James Blish forgea le nom de « géante gazeuse »[1], utilisé pour faire référence aux grosses planètes non telluriques du système solaire. Le nom de cette classe était alors synonyme de « planète géante ». Cependant, à la fin des années 1940[2], il devint clair que la composition d'Uranus et Neptune est très différente de celle de Jupiter et Saturne. Elles sont essentiellement constituées de composés plus lourds que l'hydrogène et l'hélium et constituent à ce titre un groupe distinct de planètes géantes. Étant donné que, lors de leur formation, Uranus et Neptune ont incorporé des matériaux sous forme de glaces ou de gaz piégé dans de la glace d'eau, et que ces planètes sont ainsi composées d’éléments volatils plus lourds que l’hydrogène et l’hélium — tels que l’eau, le méthane et l’ammoniac — et qu’on appelle, en planétologie, des glaces, le nom de « géante de glaces » fut utilisé[3],[2]. L'usage le plus ancien connu de « géante de glaces » (ice giant en VO en anglais) est vers 1978[2],[4] et le terme devint d'usage courant dans les années 1980[2].
+Jupiter et Saturne sont constituées principalement d’hydrogène et d’hélium, les éléments plus lourds ne représentant qu’entre 3 et 13 % de leur masse[5]. Leur structure interne serait formée par une couche externe d’hydrogène moléculaire gazeux, lequel deviendrait liquide avec la profondeur, surmontant une couche d’hydrogène métallique liquide entourant probablement un noyau de roches et de glaces.
+La couche extérieure, autrement dit l’atmosphère, est caractérisée par la présence de plusieurs bandes nuageuses composées notamment d’eau et d’ammoniac.
+La couche d’hydrogène métallique représente le « corps » de ces planètes, et le nom de métallique provient du fait qu’elle se situe dans une zone où la pression est telle que l’hydrogène se comporte comme un conducteur électrique.
+Le noyau central consisterait pour sa part en un mélange d’éléments plus lourds (notamment rocheux ou métalliques) à des températures (20 000 K) et des pressions telles que leurs propriétés sont peu connues[5].
+Selon leur température de surface, les géantes gazeuses sont subdivisées (des plus chaudes aux plus froides) en Jupiter très chauds, Jupiter chauds, Jupiter tempérés et Jupiter froids. La température varie fortement, avec une moyenne d'environ -110 C°.
+Les planètes géantes gazeuses les plus massives sont appelées super-Jupiter, ou planètes superjoviennes, alors que celles plus petites que Jupiter et Saturne peuvent être nommées sous-Jupiter ou planètes subjoviennes.
+Il existerait des planètes de ce type particulièrement riches en hélium, voire composées presque exclusivement de ce gaz : on parle alors de planètes d'hélium.
+[[Catégorie:Type de planètes]

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+Jupiter est une planète géante gazeuse[a]. Il s'agit de la plus grosse planète du Système solaire, plus volumineuse et massive que toutes les autres planètes réunies, et la cinquième planète par sa distance au Soleil (après Mercure, Vénus, la Terre et Mars).
+Jupiter est ainsi officiellement nommée[1], en français comme en anglais[b], d'après le dieu romain Jupiter[2], assimilé au dieu grec Zeus.
+Le symbole astronomique de la planète était « ♃ », qui serait une représentation stylisée du foudre de Jupiter, ou bien serait dérivé d'un hiéroglyphe[3] ou, comme cela ressortirait de certains papyrus d'Oxyrhynque[4], de la lettre grecque zêta, initiale du grec ancien Ζεύς (Zeús). L'Union astronomique internationale recommande de substituer au symbole astronomique « ♃ » l'abréviation « J », correspondant à la lettre capitale J de l'alphabet latin, initiale de l'anglais Jupiter[5].
+Visible à l'œil nu dans le ciel nocturne, Jupiter est habituellement le quatrième objet le plus brillant de la voûte céleste, après le Soleil, la Lune et Vénus[6]. Parfois, Mars apparaît plus lumineuse que Jupiter et, de temps en temps, Jupiter apparaît plus lumineuse que Vénus[7]. Jupiter était au périhélie le 17 mars 2011[8] et à l'aphélie le 17 février 2017[9].
+Comme sur les autres planètes gazeuses, des vents violents, de près de 600 km/h, parcourent les couches supérieures de la planète. La Grande Tache rouge est un anticyclone, une zone de surpression observée depuis au moins le XVIIe siècle. Trois fois plus grande que la Terre au début du XXe siècle, elle a rétréci pour devenir de taille comparable un siècle plus tard.
+Regroupant Jupiter et les objets se trouvant dans sa sphère d'influence, le système jovien est une composante majeure du Système solaire externe. Il comprend notamment les nombreuses lunes de Jupiter dont les quatre lunes galiléennes — Io, Europe, Ganymède et Callisto — qui, observées pour la première fois en 1610 par Galilée au moyen d'une lunette astronomique de son invention, sont les premiers objets découverts par l'astronomie télescopique. Il comprend aussi les anneaux de Jupiter, un système d'anneaux planétaires observés pour la première fois, en 1979, par la sonde spatiale américaine Voyager 1.
+L'influence de Jupiter s'étend, au-delà du système jovien, à de nombreux objets dont les astéroïdes troyens de Jupiter.
+La masse jovienne est une unité utilisée pour exprimer la masse d'objets substellaires tels que les naines brunes.
+La haute atmosphère de Jupiter est composée à 93 % d'hydrogène et 7 % d'hélium en nombre d'atomes, ou à 86 % de dihydrogène et 13 % d'hélium en nombre de molécules. En masse, l'atmosphère est approximativement constituée de 75 % d'hydrogène et de 24 % d'hélium, le pourcentage restant étant apporté par divers autres éléments et composés chimiques (traces de méthane, de vapeur d'eau, d'ammoniac, très petites quantités de carbone, d'éthane, de sulfure d'hydrogène, de néon, d'oxygène, d'hydrure de phosphore et de soufre). La couche la plus externe de la haute atmosphère contient des cristaux d'ammoniac[10],[11].
+Par mesures infrarouges et ultraviolettes, des traces de benzène et d'autres hydrocarbures ont également été détectées[12]. L'intérieur de Jupiter contient des matériaux plus denses et la distribution par masse est de 71 % d'hydrogène, 24 % d'hélium et 5 % d'autres éléments.
+Les proportions d'hydrogène et d'hélium dans la haute atmosphère sont proches de la composition théorique de la nébuleuse planétaire qui aurait donné naissance au Système solaire. Néanmoins, le néon n'y est détecté qu'à hauteur de vingt parties par million en termes de masse, un dixième de ce qu'on trouve dans le Soleil[13]. L'hélium y est également en défaut, mais à un degré moindre. Cette absence pourrait résulter de la précipitation de ces éléments vers l'intérieur de la planète[14],[15],[16]. Les gaz inertes lourds sont deux à trois fois plus abondants dans l'atmosphère de Jupiter que dans le Soleil.
+Par spectroscopie, on pense que Saturne possède une composition similaire, mais qu'Uranus et Neptune sont constituées de beaucoup moins d'hydrogène et d'hélium[17]. Cependant, aucune sonde n'ayant pénétré l'atmosphère de ces géantes gazeuses, les données d'abondance des éléments plus lourds ne sont pas connues.
+Jupiter est 2,5 fois plus massive que toutes les autres planètes du Système solaire réunies, tellement massive que son barycentre avec le Soleil est situé à l'extérieur de ce dernier, à environ 1,068 rayon solaire du centre du Soleil. Par ailleurs, son diamètre est 11 fois plus grand que celui de la Terre (environ 143 000 km) et on pourrait placer environ 1 322 corps de la taille de cette dernière dans le volume occupé par la géante gazeuse[18][source insuffisante]. En revanche, la densité de Jupiter n'est que le quart de celle de la Terre (0,240 fois, précisément) : elle n'est donc que 318 fois plus massive que cette dernière[6],[19].
+Cette masse a eu une grande influence gravitationnelle sur la formation du Système solaire : la plupart des planètes et des comètes de courte période sont situées près de Jupiter et les lacunes de Kirkwood de la ceinture d'astéroïdes lui sont dues en grande partie[20],[21].
+Si Jupiter était plus massive, on pense que son diamètre serait plus petit. L'intérieur de la planète serait plus comprimé par une plus grande force gravitationnelle, décroissant sa taille. Par conséquent, Jupiter posséderait le diamètre maximal d'une planète de sa composition et de son histoire. La planète a parfois été décrite comme une « étoile ratée », mais il faudrait qu'elle possède 13 fois sa masse actuelle pour démarrer la fusion du deutérium et être cataloguée comme une naine brune et 70 à 80 fois pour devenir une étoile[22]. La plus petite naine rouge connue, à date de 2017, est 85 fois plus massive mais légèrement moins volumineuse que Jupiter (84 % de son rayon)[23].
+Des exoplanètes beaucoup plus massives que Jupiter ont été découvertes[24]. Ces planètes pourraient être des géantes gazeuses semblables à Jupiter, mais pourraient appartenir à une autre classe de planètes, celle des Jupiter chauds, parce qu'elles sont très proches de leur étoile primaire.
+Jupiter rayonne plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. La quantité de chaleur produite à l'intérieur de la planète est presque égale à celle reçue du Soleil[25]. Le rayonnement additionnel est généré par le mécanisme de Kelvin-Helmholtz, par contraction adiabatique. Ce processus conduit la planète à rétrécir de 2 cm chaque année[26]. Lorsque Jupiter s'est formée, elle était nettement plus chaude et son diamètre était double[27].
+Jupiter montre un renflement équatorial important : le diamètre au niveau de l'équateur (142 984 km) est 6 % plus important que le diamètre au niveau des pôles (133 708 km). La plupart des planètes, y compris la Terre, possèdent ce genre d'aplatissement à des degrés divers, qui dépend de la vitesse de rotation de la planète, de sa composition interne plus ou moins solide et de la masse de son noyau. Plus un noyau est massif, moins le renflement est important, toutes choses étant égales par ailleurs.
+Ainsi, il est possible d'en tirer des enseignements sur la structure interne de Jupiter. Les trajectoires des sondes Voyager 1 et 2 ont été analysées, le renflement provoquant des déviations spécifiques des trajectoires. La caractérisation précise du renflement, ainsi que les données connues concernant la masse et le volume de Jupiter, montrent que cette planète doit posséder un noyau dense et massif, de l'ordre de 12 masses terrestres[28].
+Les connaissances sur la composition planétaire de Jupiter sont relativement spéculatives et ne reposent que sur des mesures indirectes. Selon l'un des modèles proposés, Jupiter ne posséderait aucune surface solide, la densité et la pression augmentant progressivement vers le centre de la planète. Selon une autre hypothèse, Jupiter pourrait être composée d'un noyau rocheux (silicates et fer) comparativement petit (mais néanmoins de taille comparable à celle de la Terre, et de dix à quinze fois la masse de celle-ci)[29],[25], entouré d'hydrogène en phase métallique qui occupe 78 % du rayon de la planète[25],[30]. Cet état serait liquide, à la manière du mercure. Il est dénommé ainsi car la pression est telle que les atomes d'hydrogène s'ionisent, formant un matériau conducteur. Cet hydrogène métallique serait lui-même entouré d'hydrogène liquide, à son tour entouré d'une fine couche d'hydrogène gazeux. Ainsi, Jupiter serait en fait une planète essentiellement liquide.
+Des expériences ayant montré que l'hydrogène ne change pas de phase brusquement (il se trouve bien au-delà du point critique), il n'y aurait pas de délimitation claire entre ces différentes phases, ni même de surface à proprement parler. Quelques centaines de kilomètres en dessous de la plus haute atmosphère, la pression provoquerait une condensation progressive de l'hydrogène sous forme d'un brouillard de plus en plus dense, qui formerait finalement une mer d'hydrogène liquide[25],[31],[32]. Entre 14 000 et 60 000 km de profondeur, l'hydrogène liquide céderait la place à l'hydrogène métallique de façon similaire. Des gouttelettes de démixtion, plus riches en hélium et néon se précipiteraient vers le bas à travers ces couches, appauvrissant ainsi la haute atmosphère en ces éléments.
+Les énormes pressions générées par Jupiter entraînent les températures élevées à l'intérieur de la planète, par un phénomène de compression gravitationnelle (mécanisme de Kelvin-Helmholtz) qui se poursuit encore de nos jours, par une contraction résiduelle de la planète.
+Des résultats de 1997 du Laboratoire national de Lawrence Livermore indiquent qu'à l'intérieur de Jupiter, la transition de phase à l'hydrogène métallique se fait à une pression de 140 GPa (1,4 Mbar) et une température de 3 000 K[33]. La température à la frontière du noyau serait de l'ordre de 15 000 K et la pression à l'intérieur d'environ 3 000 à 4 500 GPa (30−45 Mbar)[25], tandis que la température et la pression au centre de Jupiter seraient de l'ordre de 70 000 K et 70 Mbar, soit plus de dix fois plus chaudes que la surface du Soleil.
+La faible inclinaison de l'axe de Jupiter fait que ses pôles reçoivent bien moins d'énergie du Soleil que sa région équatoriale. Ceci causerait d'énormes mouvements de convection à l'intérieur des couches liquides et serait ainsi responsable des forts mouvements des nuages dans son atmosphère[19].
+En mesurant précisément le champ gravitationnel de Jupiter, la sonde Juno a montré la présence d'éléments plus lourds que l'hélium répartis dans les couches internes entre le centre et la moitié du rayon de la planète, ce qui entre en contradiction avec les modèles de formation des planètes géantes. Ce phénomène pourrait s'expliquer par un ancien impact entre Jupiter et un astre d'une masse égale à environ dix fois celle de la Terre[34].
+L'atmosphère jovienne comporte trois couches de nuages distinctes :
+La combinaison des nuages d'eau et de la chaleur provenant de l'intérieur de la planète est propice à la formation d'orages[35]. La foudre engendrée est jusqu'à 1 000 fois plus puissante que celle observée sur la Terre[36].
+L'atmosphère externe de Jupiter subit une rotation différentielle, remarquée pour la première fois par Giovanni Domenico Cassini en 1690[25], qui a aussi estimé sa période de rotation[37]. La rotation de l'atmosphère polaire de Jupiter est d'environ 5 minutes plus longue que celle de l'atmosphère à la ligne équatoriale. De plus, des bancs de nuages circulent le long de certaines latitudes en direction opposée des vents dominants. Des vents d'une vitesse de 360 km/h y sont communs[38]. Ce système éolien serait causé par la chaleur interne de la planète. Les interactions entre ces systèmes circulatoires créent des orages et des turbulences locales, telles la Grande Tache rouge, un large ovale de près de 12 000 km sur 25 000 km d'une grande stabilité, puisque déjà observé avec certitude depuis au moins 1831[39] et possiblement depuis 1665[40]. D'autres taches plus petites ont été observées depuis le XXe siècle[41],[42],[43].
+La couche la plus externe de l'atmosphère de Jupiter contient des cristaux de glace d'ammoniac. Les couleurs observées dans les nuages proviendraient des éléments présents en quantité infime dans l'atmosphère, sans que les détails soient là non plus connus. Les zones de nuages varient d'année en année en termes de largeur, couleur et intensité, mais sont toutefois assez stables pour que les astronomes leur assignent des noms[19].
+D'après une étude américaine de 2013, dirigée par Mona Delitsky du California Speciality Engineering et Kevin Baines de l'Université du Wisconsin à Madison, des diamants se formeraient dans l'atmosphère de Jupiter et de Saturne à partir du méthane atmosphérique. Cette étude rejoint toutes celles suggérant la production hypothétique de diamants dans les planètes gazeuses massives mais, leur observation étant absente, elles restent purement théoriques[44]. En 2017 de nouvelles expériences simulant les conditions présumées régner 10 000 km sous la surface d'Uranus et de Neptune viennent conforter ce modèle en produisant des diamants de taille nanométrique. Ces température et pression extrêmes ne peuvent pas être maintenues plus d'une nanoseconde en laboratoire, mais elles sont atteintes dans les profondeurs de Neptune ou d'Uranus, où des nanodiamants pourraient se former[45].
+Mosaïque de Jupiter en vraies couleurs réalisée à partir de photographies prises par la sonde Cassini le 29 décembre 2000 à 5 h 30 UTC.
+Mouvement de l'atmosphère de Jupiter (depuis Voyager 1, avec une image par jour jovien, entre le 6 janvier et le 3 février 1979).
+Nuages dans l'hémisphère nord de Jupiter, photographiés par Juno en octobre 2017, à une altitude de 18 906 km.
+La Grande Tache rouge est une tempête anticyclonique persistante située à 22° au sud de l'équateur de Jupiter. Son existence est connue depuis au moins 1831 et peut-être depuis 1665. Des modèles mathématiques suggèrent que la tempête est stable, et est une caractéristique permanente de la planète[46]. Elle est suffisamment grande pour être visible au travers de télescopes depuis la Terre.
+La Grande Tache rouge présente une forme ovale, de 24 à 40 000 km de long sur 12 000 km de large, suffisamment grande pour contenir deux ou trois planètes de la taille de la Terre[47]. L'altitude maximale de la tempête est située à environ 8 km au-dessus du sommet des nuages environnants. Elle tourne sur elle-même dans le sens contraire des aiguilles d'une montre, avec une période d'environ 6 jours[48] ; les vents soufflent à plus de 400 km/h sur ses bords[49].
+Des tempêtes de ce genre ne sont pas inhabituelles dans l'atmosphère des géantes gazeuses. Jupiter possède également des ovales blancs et bruns de plus petite taille. Les ovales blancs sont plutôt constitués de nuages relativement froids à l'intérieur de la haute atmosphère. Les ovales bruns sont plus chauds et situés à l'intérieur de la couche nuageuse habituelle. De telles tempêtes peuvent exister pendant des heures ou des siècles[50].
+La Grande Tache rouge est entourée d'un ensemble complexe d'ondes de turbulence qui peuvent donner naissance à un ou plusieurs petits anticyclones satellites. Restant à une distance stable de l'équateur, elle possède une période de rotation propre, légèrement différente du reste de l'atmosphère avoisinante, parfois plus lente, d'autres fois plus rapide : depuis l'époque où elle est connue, elle a fait plusieurs fois le tour de Jupiter par rapport à son environnement proche.
+En l'an 2000, une autre tache s'est formée dans l'hémisphère sud, similaire en apparence à la Grande Tache rouge, mais plus petite. Elle a été créée par la fusion de plusieurs tempêtes ovales blanches plus petites (observées pour la première fois en 1938). La tache résultante, nommée Oval BA et surnommée Red Spot Junior (Petite Tache rouge en anglais, par rapport à la grande appelée Great Red Spot), a depuis accru son intensité et est passée du blanc au rouge[41],[51],[43].
+Jupiter possède plusieurs anneaux planétaires, très fins, composés de particules de poussières continuellement arrachées aux lunes les plus proches de la planète lors de micro-impacts météoriques du fait de l'intense champ gravitationnel de la planète[52]. Ces anneaux sont en fait tellement fins et sombres qu'ils ne furent découverts que lorsque la sonde Voyager 1 s'approcha de la planète en 1979. Du plus près au plus lointain du centre de la planète, les anneaux sont regroupés en trois grandes sections[53] :
+Ces anneaux sont constitués de poussières et non de glace comme c'est le cas des anneaux de Saturne[25]. Ils sont également extrêmement sombres, avec un albédo de l'ordre de 0,05.
+Il existe également un anneau externe extrêmement ténu et distant qui tourne autour de Jupiter en sens rétrograde. Son origine est incertaine mais pourrait provenir de poussière interplanétaire capturée[54].
+Jupiter possède un champ magnétique, 14 fois plus puissant que celui de la Terre, allant de 4,2 G à l'équateur à 10 à 14 G aux pôles, ce qui en fait le plus intense du Système solaire (à l'exception des taches solaires)[6]. Les données transmises par la sonde Juno font état d'un champ magnétique global de 7,776 G, soit près de deux fois plus intense que le champ précédemment estimé[55]. Il proviendrait des mouvements de la couche très conductive d'hydrogène métallique qui, par sa rotation rapide (Jupiter fait un tour sur elle-même en moins de dix heures), agit comme une immense dynamo. La magnétosphère de la planète correspond à la région où le champ magnétique de Jupiter est prépondérant sur toute autre force[56].
+La magnétosphère possède une forme globale semblable à une goutte d'eau très distendue. La partie incurvée fait toujours face au Soleil et dévie le vent solaire, provoquant un arc de choc à environ 75 rayons de la planète (3 millions de km). À l'opposé de Jupiter et du Soleil, une immense magnéto-queue s'étend par-delà l'orbite de Saturne, sur une distance de 650 millions de km, soit presque la distance entre Jupiter et le Soleil[57]. Vu de la Terre, la magnétosphère apparaît cinq fois plus grande que la pleine Lune, malgré la distance. La magnétosphère est entourée d'une magnétopause, située sur le bord interne d'une magnétogaine où le champ magnétique de la planète décroît et se désorganise. Les quatre lunes principales de Jupiter sont à l'intérieur de la magnétosphère et donc protégées des vents solaires[25].
+La magnétosphère de Jupiter est à l'origine de deux structures spectaculaires : le tore de plasma de Io, et le tube de flux de Io. Le différentiel de vitesse entre le champ magnétique en rotation rapide de Jupiter (un tour en 10 heures environ) et la rotation plus lente de Io autour de Jupiter (un tour en 40 heures) arrache de l’atmosphère de Io (ainsi que d'Europe, dans une moindre mesure) environ une tonne d'ions de soufre et d'oxygène par seconde et accélère ces ions à grande vitesse, de sorte qu'ils effectuent également un tour de Jupiter en dix heures. Ces ions forment un gigantesque tore autour de Jupiter, dont le diamètre équivaut au diamètre de Jupiter elle-même. L'interaction du tore avec Io génère une différence de potentiel de 400 000 volts avec la surface de Jupiter, produisant un puissant courant de plusieurs millions d'ampères qui circule entre Io et les pôles de Jupiter, formant un tube de flux suivant les lignes de champ magnétique[58]. Ce phénomène produit une puissance de l'ordre de 2,5 térawatt[58].
+La situation d'Io, à l'intérieur d'une des plus intenses ceintures de rayonnement de Jupiter, a interdit un survol prolongé du satellite par la sonde Galileo qui a dû se contenter de 6 survols rapides de la lune galiléenne entre 1999 et 2002, en se gardant de pénétrer au sein du tore de particules englobant l'orbite du satellite, particules qui auraient été fatales au fonctionnement de la sonde[59],[60].
+Des particules d'hydrogène de l'atmosphère jovienne sont également capturées dans la magnétosphère. Les électrons de la magnétosphère provoquent un intense rayonnement radio dans une large gamme de fréquence (de quelques kilohertz à 40 MHz[61]). Lorsque la trajectoire de la Terre intercepte ce cône d'émissions radio, celles-ci dépassent les émissions radio en provenance du Soleil[62].
+La magnétosphère jovienne permet la formation d'impressionnantes aurores polaires. Les lignes de champ magnétique entraînent des particules à très haute énergie vers les régions polaires de Jupiter. L'intensité du champ magnétique est 10 fois supérieure à celui de la Terre et en transporte 20 000 fois l'énergie.
+La distance moyenne entre Jupiter et le Soleil est de 778 300 000 km (environ 5,2 fois la distance moyenne entre la Terre et le Soleil) et la planète boucle une orbite en 11,86 ans. L'orbite de Jupiter est inclinée de 1,31° par rapport à celle de la Terre. Du fait d'une excentricité de 0,048, la distance entre Jupiter et le Soleil varie de 75 000 000 km entre le périhélie et l'aphélie[63],[64].
+L'inclinaison de l'axe de Jupiter est relativement faible : seulement 3,13°. En conséquence, la planète n'a pas de changements saisonniers significatifs[65].
+La rotation de Jupiter est la plus rapide du Système solaire : la planète effectue une rotation sur son axe en un peu moins de 10 h ; cette rotation produit une accélération centrifuge à l'équateur, y conduisant à une accélération nette de 23,12 m/s2 (la gravité de surface à l'équateur est de 24,79 m/s2). La planète a ainsi une forme oblate, renflée à l'équateur et aplatie aux pôles, un effet facilement perceptible depuis la Terre à l'aide d'un télescope amateur. Le diamètre équatorial est 9 275 km plus long que le diamètre polaire[32].
+Jupiter n'étant pas un corps solide, sa haute atmosphère subit un processus de rotation différentielle. La rotation de la haute atmosphère jovienne est environ 5 minutes plus longue aux pôles qu'à l'équateur. En conséquence, trois systèmes sont utilisés comme référentiel, particulièrement pour tracer les mouvements de caractéristiques atmosphériques. Le premier système concerne les latitudes entre 10° N et 10° S, le plus court, avec une période de 9 h 50 min 30 s. Le deuxième système s'applique aux latitudes au nord et au sud de cette bande, d'une période de 9 h 55 min 40,6 s. Le troisième système fut initialement défini par les radio-astronomes et correspond à la rotation de la magnétosphère de la planète : sa période est la période « officielle », 9 h 55 min 30 s[66].
+Jupiter possède 79 satellites naturels confirmés dont 50 nommés[67]. Quatre sont de grands satellites, connus depuis plusieurs siècles et regroupés sous la dénomination de « lunes galiléennes » : Io, Europe, Ganymède et Callisto. Les autres satellites sont nettement plus petits et tous irréguliers ; 12 possèdent une taille encore significative (plus de 10 km de diamètre), 26 entre 3 et 10 km de diamètre et 24 autres entre 1 et 2 km de diamètre.
+Les 16 satellites principaux ont été nommés d'après les conquêtes amoureuses de Zeus, l'équivalent grec du dieu romain Jupiter.
+En 1610, Galilée découvrit les quatre plus importants satellites de Jupiter, les lunes galiléennes, qu'il nomma « planètes médicéennes » en l'honneur de ses protecteurs les princes de la famille Médicis.  C'était la première observation de lunes autres que celle de la Terre. Ganymède, avec ses 5 262 km de diamètre, est le plus gros satellite du Système solaire. Callisto, 4 821 km de diamètre, est à peu de chose près aussi grand que Mercure. Io et Europe ont une taille similaire à celle de la Lune. Par comparaison, la 5e plus grande lune de Jupiter est Amalthée, un satellite irrégulier dont la plus grande dimension n'atteint que 262 km. Trois de ces quatre satellites galiléens sont très rapprochés de Jupiter : Io, Europe et Ganymède.
+Les orbites d'Io, Europe et Ganymède sont en résonance orbitale. Quand Ganymède tourne une fois autour de Jupiter, Europe tourne exactement deux fois et Io quatre fois. En conséquence, les orbites de ces lunes sont déformées elliptiquement, chacune d'elles recevant en chaque point de son orbite un petit plus gravitationnel de la part des deux autres.
+En revanche, les forces de marées de Jupiter tendent à rendre leurs orbites circulaires[68]. Ces deux forces déforment chacune de ces trois lunes quand elles s'approchent de la planète, provoquant un réchauffement de leur noyau. En particulier, Io présente une activité volcanique intense et Europe un remodelage constant de sa surface.
+Avant la mission Voyager, les lunes de Jupiter étaient parfaitement classées en quatre groupes de quatre, sur la base de leurs éléments orbitaux. Depuis lors, les découvertes de nouvelles lunes de petite taille sont venues contredire cette classification. On considère maintenant qu'il existe six groupes principaux, certains groupes étant plus particularisés que d'autres.
+Une subdivision de base consiste à regrouper les huit satellites intérieurs, de tailles très diverses mais possédant des orbites circulaires très faiblement inclinées par rapport à l'équateur de Jupiter, et dont la recherche pense qu'ils se sont formés en même temps que la géante gazeuse. Cet ensemble peut être subdivisé en deux sous-groupes :
+Les autres lunes forment un ensemble d'objets irréguliers placés sur des orbites elliptiques et inclinées, probablement des astéroïdes ou des fragments d'astéroïdes capturés. Il est possible de distinguer quatre groupes, sur la base d'éléments orbitaux similaires, dont la recherche pense que les éléments partagent une origine commune, peut-être un objet plus grand qui s'est fragmenté[69] :
+Avec celle du Soleil, l'influence gravitationnelle de Jupiter a modelé le Système solaire. Les orbites de la plupart des planètes sont plus proches du plan orbital de Jupiter que du plan équatorial du Soleil (Mercure est la seule qui fasse exception). Les lacunes de Kirkwood dans la ceinture d'astéroïdes sont probablement dues à Jupiter et il est possible que la planète soit responsable du grand bombardement tardif que les planètes internes ont connu à un moment de leur histoire[70].
+La majorité des comètes de courte période possèdent un demi-grand axe plus petit que celui de Jupiter. On suppose que ces comètes se sont formées dans la ceinture de Kuiper au-delà de l'orbite de Neptune. Lors d'approches de Jupiter, leur orbite aurait été perturbée vers une période plus courte, puis rendue circulaire par interaction gravitationnelle régulière du Soleil et de Jupiter. Par ailleurs, Jupiter est la planète qui reçoit le plus fréquemment des impacts cométaires[71]. C'est en grande partie dû à son puits gravitationnel, ce qui lui vaut le surnom « d'aspirateur du Système solaire ». L'idée répandue selon laquelle Jupiter "protège" de cette manière les autres planètes est cependant très discutable, dans la mesure où sa force gravitationnelle dévie aussi des objets vers les planètes qu'elle serait censée protéger[72].
+En plus de ses lunes, le champ gravitationnel de Jupiter maintient un grand nombre d'astéroïdes situés aux alentours des points de Lagrange L4 et L5 de l'orbite de Jupiter[73]. Il s'agit de petits corps célestes qui ont la même orbite mais sont situés à 60° en avance ou en retard par rapport à Jupiter. Connus sous le nom d'astéroïdes troyens, le premier d'entre eux (588) Achille a été découvert en 1906 par Max Wolf ; depuis, des centaines d'autres troyens ont été découverts, le plus grand étant (624) Hector.
+Jupiter est visible à l'œil nu la nuit et est connue depuis l'Antiquité. Pour les Babyloniens, elle représentait le dieu Marduk ; ils utilisèrent les douze années de l'orbite jovienne le long de l'écliptique pour définir le zodiaque. Les Romains nommèrent la planète d'après le dieu Jupiter, dérivé du « dieu-père » *dyeu ph2ter de la religion proto-indo-européenne[2]. Le symbole astronomique de Jupiter est une représentation stylisée d'un éclair du dieu. Les Grecs l'appelèrent Φαέθων, Phaethon, « ardent ».
+Dans les cultures chinoises, coréennes, japonaises et vietnamiennes, Jupiter est appelée 木星 « l'étoile de bois », dénomination basée sur les cinq éléments[74]. Dans l'astrologie védique, les astrologues hindous font référence à Jupiter en tant que Bṛhaspati, ou « Gurû », c'est-à-dire « le pesant »[75].
+Le nom « jeudi » est étymologiquement le « jour de Jupiter ». En hindi, jeudi se dit गुरुवार (guruvār) et possède le même sens. En anglais, Thursday fait référence au jour de Thor, lequel est associé à la planète Jupiter dans la mythologie nordique.
+En japonais, ceci se retrouve également : le jeudi se dit mokuyōbi (木曜日?) en référence à l'étoile Jupiter, mokusei (木星?).
+La même similitude entre les langues occidentales et le japonais se retrouve entre toutes les planètes et les jours de la semaine. En effet, l'attribution des noms de jours de la semaine étant un ajout relativement récent à la langue japonaise, elle fut alors calquée sur les civilisations européennes.
+En janvier 1610, Galilée découvre les quatre satellites qui portent son nom, en braquant sa lunette vers la planète. Cette observation des premiers corps tournant autour d'un autre corps que la Terre sera pour lui une indication de la validité de la théorie héliocentrique. Son soutien à cette théorie lui a valu les persécutions de l'Inquisition[76].
+Pendant les années 1660, Cassini utilise un télescope pour découvrir des taches et des bandes de couleur sur Jupiter et observer que la planète semblait oblongue. Il fut également capable d'estimer la période de rotation de la planète[37]. En 1690, il remarque que l'atmosphère subit une rotation différentielle[25].
+La Grande Tache rouge a peut-être été observée en 1664 par Robert Hooke et en 1665 par Jean-Dominique Cassini, mais ceci est contesté. Heinrich Schwabe en produit le premier dessin détaillé connu en 1831[77]. La trace de la tache est perdue à de nombreuses reprises entre 1665 et 1708 avant de redevenir flagrante en 1878. En 1883 et au début du XXe siècle, il est estimé qu'elle s'estompait à nouveau[78].
+Giovanni Borelli et Cassini ont réalisé des éphémérides des lunes galiléennes. La régularité de la rotation des quatre satellites galiléens sera utilisée fréquemment dans les siècles suivants, leurs éclipses par la planète elle-même permettant de déterminer l'heure à laquelle était effectuée l'observation. Cette technique sera utilisée un temps pour déterminer la longitude en mer. Dès les années 1670, on constate que ces évènements se produisaient avec 17 minutes de retard lorsque Jupiter se trouvait à l'opposé de la Terre par rapport au Soleil. Ole Christensen Rømer en déduit que l'observation n'était pas instantanée et effectua en 1676 une première estimation de la vitesse de la lumière[79].
+En 1892, Edward Barnard découvre Amalthée, le cinquième satellite de Jupiter, à l'aide du télescope de l'observatoire Lick en Californie[80]. La découverte de cet objet assez petit le rendit célèbre rapidement. Ensuite furent découverts : Himalia (1904), Élara (1905), Pasiphaé (1908), Sinopé (1914), Lysithéa et Carmé (1938), Ananké (1951). Pendant les années 1970, deux autres satellites furent observés à partir de la Terre : Léda (1974) et Thémisto (1975), qui fut ensuite perdu puis retrouvé en 2000 - les suivants le furent lors de la mission Voyager 1 en 1979[81], puis d’autres par la suite, pour arriver en 2014 à un total de 67 satellites.
+En 1932, Rupert Wildt identifie des bandes d'absorption d'ammoniaque et de méthane dans le spectre de Jupiter[82].
+Trois phénomènes anticycloniques, de forme ovale, furent observés en 1938. Pendant plusieurs décennies, ils restèrent distincts. Deux des ovales fusionnèrent en 1998 et absorbèrent le troisième en 2000. C'est le Oval BA[83].
+En 1955, Bernard Burke (en) et Kenneth Franklin détectent des accès de signaux radios en provenance de Jupiter à 22,2 MHz[25]. La période de ces signaux correspondait à celle de la rotation de la planète et cette information permit d'affiner cette dernière. Les pics d'émission ont des durées qui peuvent être de quelques secondes ou de moins d'un centième de seconde[84].
+Entre le 16 juillet et le 22 juillet 1994, l'impact de la comète Shoemaker-Levy 9 sur Jupiter permet de recueillir de nombreuses nouvelles données sur la composition atmosphérique de la planète. Plus de 20 fragments de la comète sont entrés en collision avec l'hémisphère sud de Jupiter, fournissant la première observation directe d'une collision entre deux objets du Système solaire. L'évènement, qui constitue une première dans l'histoire de l'astronomie, a été suivi par des astronomes du monde entier[85],[86].
+Le 21 juillet 2009, les astronomes ont observé un nouvel impact sur le pôle sud, de la taille de l'océan Pacifique[87]. Si l'impact n'a pu être suivi en direct, c'est l'astronome amateur australien Anthony Wesley qui, le premier, signala ces observations. La NASA émet l'hypothèse que la cause soit attribuée à une comète. En effet, les observations ont relevé la présence d'une tache avec une remontée de particules brillantes dans l'atmosphère supérieure, accompagnée d'un échauffement de la troposphère et d'émissions de molécules d'ammoniac. Autant d'indices corroborant un impact et non un phénomène météorologique interne à la planète[88],[89],[90].
+Le 13 octobre 2015, la NASA publie une vidéo très détaillée de la surface de la planète captée par le télescope spatial Hubble montrant la rotation de la planète et des détails extrêmement précis de sa surface[91]. Les premières observations des scientifiques publiées dans The Astrophysical Journal[92] et synthétisées par la NASA[93] révèlent que la fameuse tache rouge de Jupiter va en se rétrécissant et qu'elle renferme une sorte de filament vaporeux qui en barre la surface et se déforme sous l'action de vents pouvant atteindre les 540 km/h.
+À partir de 1973, plusieurs sondes spatiales ont effectué des manœuvres de survol qui les ont placées à portée d'observation de Jupiter. Les missions Pioneer 10 et Pioneer 11 obtinrent les premières images rapprochées de l'atmosphère de Jupiter et de plusieurs de ses lunes. Elles décrivirent que les champs électromagnétiques dans l'entourage de la planète étaient plus importants qu'attendus, mais les deux sondes y survécurent sans dommage. Les trajectoires des engins permirent d'affiner les estimations de masse du système jovien. Les occultations de leurs signaux radios par la planète géante conduisirent à de meilleures mesures du diamètre et de l'aplatissement polaire[19],[94].
+Six ans plus tard, les missions Voyager améliorèrent les connaissances des lunes galiléennes et découvrirent les anneaux de Jupiter. Elles prirent les premières images détaillées de l'atmosphère et confirmèrent que la grande tache rouge était d'origine anticyclonique (une comparaison d'images indiqua que sa couleur avait changé depuis les missions Pioneer). Un tore d'atomes ionisés fut découvert le long de l'orbite de Io et des volcans furent observés à sa surface. Alors que les engins passèrent derrière la planète, ils observèrent des flashs lumineux dans l'atmosphère[19],[95].
+La mission suivante, la sonde spatiale Ulysses, effectua une manœuvre de survol en 1992 afin d'atteindre une orbite polaire autour du Soleil et effectua alors des études de la magnétosphère de Jupiter. Aucune photographie ne fut prise, la sonde ne possédant aucune caméra. Un second survol nettement plus lointain se produisit en 2004[96].
+En décembre 2000, la sonde Cassini, en route pour Saturne, survola Jupiter et prit des images en haute résolution de la planète. Le 19 décembre 2000, elle prit une image de faible résolution d'Himalia, alors trop lointaine pour observer des détails de la surface[97].
+La sonde New Horizons, en route pour Pluton, survola Jupiter pour une manœuvre d'assistance gravitationnelle. L'approche minimale s'effectua le 28 février 2007[98]. Le système jovien fut imagé à partir du 4 septembre 2006 ; les instruments de la sonde affinèrent les éléments orbitaux des lunes internes de Jupiter, particulièrement Amalthée[99]. Les caméras de New Horizons photographièrent des dégagements de plasma par les volcans de Io et plus généralement des détails des lunes galiléennes[100],[101].
+Jusqu'à l'arrivée de la sonde Juno le 5 juillet 2016, la sonde Galileo était le seul engin à avoir orbité autour de Jupiter. Galileo entra en orbite autour de la planète le 7 décembre 1995, pour une mission d'exploration de près de huit années. Elle survola à de nombreuses reprises les satellites galiléens et Amalthée, apportant des preuves à l'hypothèse d'océans liquides sous la surface d'Europe et confirmant le volcanisme d'Io. La sonde fut également témoin de l'impact de la comète Shoemaker-Levy 9 en 1994 lors de son approche de Jupiter. Cependant, bien que les informations récupérées par Galileo aient été nombreuses, l'échec du déploiement de son antenne radio à grand gain limita les capacités initialement prévues[102].
+Galileo lâcha une petite sonde à l'intérieur de l'atmosphère jovienne pour en étudier la composition en juillet 1995. Cette sonde pénétra l'atmosphère le 7 décembre 1995. Elle fut freinée par un parachute sur 150 km d'atmosphère, collectant des données pendant 57,6 minutes avant d'être écrasée par la pression (22 fois la pression habituelle sur Terre, à une température de 153 °C). Elle a fondu peu après, et s'est probablement vaporisée ensuite. Un destin que Galileo expérimenta de façon plus rapide le 21 septembre 2003, lorsqu'elle fut délibérément projetée dans l'atmosphère jovienne à plus de 50 km/s, afin d'éviter toute possibilité d'écrasement ultérieur sur Europe[102].
+La NASA a lancé en août 2011 la sonde Juno, qui s'est placée le 5 juillet 2016 en orbite polaire autour de Jupiter pour mener une étude détaillée de la planète[103]. Elle poursuit cette étude depuis juillet 2016, et si elle survit aux rayonnements[104],[105],[106],[107], on prévoit qu'elle continuera à le faire jusqu'en 2021.
+À cause de la possibilité d'un océan liquide sur Europe, les lunes glacées de Jupiter ont éveillé un grand intérêt. Une mission fut proposée par la NASA pour les étudier tout spécialement. Le JIMO (Jupiter Icy Moons Orbiter) devait être lancé en 2015, mais la mission fut estimée trop ambitieuse et son financement fut annulé en 2005[108].
+En mai 2012, la mission JUICE (JUpiter ICy moons Explorer) est retenue par l'ESA comme mission lourde dans le cadre du programme scientifique Cosmic Vision. Elle a pour but principal l'étude de trois des lunes galiléennes de Jupiter (Callisto, Europe et Ganymède) en les survolant puis en entrant en orbite autour de cette dernière. Le lancement est prévu pour 2022, pour une arrivée dans le système jovien en 2030, avant trois années d'observations. La mission devrait se concentrer sur la recherche de traces de vie[109].
+À l'œil nu, Jupiter a l'aspect d'un astre blanc très brillant, puisque son albédo élevé lui confère un éclat de magnitude de −2,7 en moyenne à l'opposition, avec un maximum de −2,94[63]. Son diamètre apparent varie de 29,8 à 50,1 secondes d'arc tandis que sa distance à la Terre varie de 968,1 à 588,5 millions de kilomètres[63]. Le fait que sa lumière ne scintille pas indique qu'il s'agit d'une planète. Jupiter est plus brillant que toutes les étoiles et a un aspect similaire à celui de Vénus ; cependant celle-ci ne se voit que quelque temps avant le lever du Soleil ou quelque temps après son coucher et est l'astre le plus éclatant du ciel après le Soleil et la Lune[110].
+La planète est souvent considérée comme intéressante à observer du fait qu'elle dévoile nombre de détails dans une petite lunette. Comme l'a fait Galilée en 1610, on peut découvrir quatre petits points blancs qui sont les satellites galiléens[111]. Du fait qu'ils tournent tous assez vite autour de la planète, il est aisé de suivre leurs révolutions : on constate que, d'une nuit à l'autre, Io fait presque un tour complet. On peut les voir passer dans l'ombre de la planète puis réapparaître.
+C'est en observant ce mouvement que Roëmer a montré que la lumière voyageait à une vitesse finie. On peut aussi observer la structure des couches gazeuses supérieures de la planète géante, visibles avec un télescope de 60 mm[112].
+Un télescope de 25 cm permet d'observer la Grande Tache rouge (il est aussi possible de l'observer dans une petite lunette de 60 mm si les conditions de turbulence atmosphérique sont bonnes) et un télescope de 50 cm, bien que moins accessible pour les amateurs, permet d'en découvrir davantage de nuances[113].
+Le meilleur moment pour observer Jupiter est quand elle est à l'opposition. Jupiter a atteint le périhélie en mars 2001 ; l'opposition de septembre 2010 était donc favorable à son observation[114]. Grâce à sa rapide rotation, toute la surface de Jupiter est observable en 5 h[112].
+Un astéroïde (ou une comète) s’est écrasé sur la surface de la planète, en produisant un flash lumineux, qui a été repéré par Dan Petersen de Racine, dans le Wisconsin (USA) et filmé par George Hall, de Dallas, à 11:35:30, temps universel, le 10 septembre 2012[115].
+C’est la sixième fois que l’on voit un objet s'écraser sur Jupiter, comme celui de la comète Shoemaker-Levy 9, en 1994[115].
+Avec un simple récepteur radio d'ondes courtes dans la bande des 13 mètres, et avec comme antenne un fil électrique de 3,5 mètres ou, mieux encore, avec une antenne-dipôle horizontale de deux éléments de 3,5 mètres, il est simple d'intercepter le bruit radio-électromagnétique de la planète Jupiter en AM, sur la fréquence de 21,86 MHz[116], donnant le bruit de petites vagues rapides écoutées sur haut-parleur[117].
+La radioastronomie poussée de Jupiter est réalisée avec du matériel professionnel de réception, dans les bandes radios dédiées[118].
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+Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la moins massive du Système solaire[N 1]. Son éloignement au Soleil est compris entre 0,31 et 0,47 unité astronomique (46 et 70 millions de kilomètres), ce qui correspond à une excentricité orbitale de 0,2 — plus de douze fois supérieure à celle de la Terre, et de loin la plus élevée pour une planète du système solaire. Elle est visible à l'œil nu depuis la Terre avec un diamètre apparent de 4,5 à 13 secondes d'arc, et une magnitude apparente de 5,7 à −2,3 ; son observation est toutefois rendue difficile par son élongation toujours inférieure à 28,3° qui la noie le plus souvent dans l'éclat du Soleil. En pratique, cette proximité avec le Soleil implique qu'elle ne peut être vue que près de l'horizon occidental après le coucher du Soleil ou près de l'horizon oriental avant le lever du soleil, en général au crépuscule.
+Mercure a la particularité d'être en résonance spin-orbite 3:2, sa période de révolution (~88 jours) valant exactement 1,5 fois sa période de rotation (~59 jours), et donc la moitié d'un jour solaire (~176 jours). Ainsi, relativement aux étoiles fixes, elle tourne sur son axe exactement trois fois toutes les deux révolutions autour du Soleil.
+Mercure est une planète tellurique, comme le sont également Vénus, la Terre et Mars. Elle est près de trois fois plus petite et presque vingt fois moins massive que la Terre mais presque aussi dense qu'elle, avec une gravité de surface pratiquement égale à celle de Mars, qui est pourtant près de deux fois plus massive. Sa densité remarquable — dépassée seulement par celle de la Terre, qui lui serait d'ailleurs inférieure sans l'effet de la compression gravitationnelle — est due à l'importance de son noyau métallique, qui représenterait 85 % de son rayon, contre environ 55 % pour la Terre.
+Comme Vénus, Mercure est quasiment sphérique — son aplatissement pouvant être considéré comme nul — en raison de sa rotation très lente. Dépourvue de véritable atmosphère (il n'existe qu'une exosphère), sa surface est très fortement cratérisée, et globalement similaire à la face cachée de la Lune indiquant qu'elle est géologiquement inactive depuis des milliards d'années. La planète est dépourvue de satellites naturels.
+Seules deux sondes spatiales ont étudié Mercure. Mariner 10, qui a survolé à trois reprises la planète en 1974–1975, a cartographié 45 % de sa surface et découvert son champ magnétique. La sonde Messenger, après trois survols en 2008-2009, s'est mise en orbite autour de Mercure en mars 2011 et a réalisé une étude détaillée notamment de sa topographie, son histoire géologique, son champ magnétique et son exosphère. La sonde BepiColombo a pour objectif de se mettre en orbite autour de Mercure en décembre 2025.
+La quasi-absence d'atmosphère — il s'agit en fait d'une exosphère exerçant une pression au sol de moins de 1 nPa (10−14 atm) — combinée à la proximité du Soleil — dont l'irradiance à la surface de Mercure varie entre 4,6 et 10,6 fois la constante solaire — engendre des températures en surface allant de 90 K (−183 °C) au fond des cratères polaires (là où les rayons du Soleil ne parviennent jamais) jusqu'à 700 K (427 °C) au point subsolaire au périhélie.
+La planète Mercure doit son nom au dieu du commerce et des voyages, messager des dieux dans la mythologie romaine, Mercure. La planète a été nommée ainsi par les Romains à cause de la vitesse à laquelle elle se déplace dans le ciel. Le symbole astronomique de Mercure est un cercle posé sur une croix et portant un demi-cercle en forme de cornes (Unicode : ☿). Il s'agit d'une représentation du caducée du dieu Hermès, équivalent de Mercure dans la mythologie grecque. Mercure a également donné son nom au troisième jour de la semaine, mercredi (« Mercurii dies »).
+Mercure a l'excentricité orbitale la plus élevée des planètes du système solaire, avec pour valeur environ 0.21. Cela implique que sa distance au Soleil varie de 46 à 70 millions de kilomètres[3],[2] au cours de sa révolution. Le diagramme de gauche illustre les effets de l'excentricité, en montrant l'orbite de Mercure superposée à une orbite circulaire ayant le même demi-grand axe. Cette variation de distance par rapport au Soleil fait que la surface de Mercure est soumises à une force de marée exercée par le Soleil sur sa surface qui est environ 17 fois plus forte que celle de la Lune sur Terre[4]. Combiné avec sa résonance de 3:2 de la rotation de la planète autour de son axe, cela entraîne également des variations complexes de la température de surface[5],[6].
+L'excentricité de l'orbite de Mercure varie de manière chaotique de 0 (orbite circulaire) à une valeur très importante de plus de 0.45 sur plusieurs millions d'années du fait de l'influence des autres planètes[7],[8]. En 1989, Jacques Laskar, du Bureau des longitudes, a démontré que les planètes intérieures du système solaire avaient toutes des courses chaotiques. Cependant, Mercure est celle dont le mouvement est le plus chaotique[8],[9].
+L'orbite de Mercure est inclinée de 7 degrés par rapport au plan de l'orbite terrestre (écliptique), comme le montre le schéma de droite. Par conséquent, les transits de Mercure devant le Soleil ne peuvent avoir lieu que lorsque la planète traverse le plan de l'écliptique au moment où elle se trouve entre la Terre et le Soleil, c'est-à-dire en mai ou en novembre. Cela se produit environ tous les sept ans en moyenne[10].
+L'inclinaison de l'axe de rotation de Mercure sur son plan orbital est la plus faible du système solaire, à peine 2 minutes d'arc soit environ 0,03 degrés[11]. Cela est significativement plus faible que celle de Jupiter, qui a la deuxième plus petite inclinaison axiale de toutes les planètes, à 3,1 degrés. Cela signifie que pour un observateur aux pôles de Mercure, le centre du Soleil ne s'élève jamais à plus de 2 minutes d'arc au-dessus de l'horizon[11].
+En certains points de la surface de Mercure, un observateur pourrait voir le Soleil se lever à un peu plus des deux tiers de l'horizon, puis se coucher avant de se lever à nouveau, le tout au cours de la même journée mercurielle[N 2]. En effet, quatre jours terrestres avant le périhélie, la vitesse orbitale angulaire de Mercure est égale à sa vitesse de rotation angulaire, de sorte que le mouvement apparent du Soleil cesse ; plus près du périhélie, la vitesse orbitale angulaire de Mercure dépasse alors la vitesse de rotation angulaire. Ainsi, pour un observateur hypothétique sur Mercure, le Soleil semble se déplacer dans une direction rétrograde. Quatre jours terrestres après le périhélie, le mouvement apparent normal du Soleil reprend et il se lève à nouveau à l'est pour se coucher à l'ouest[12].
+Pour la même raison, il y a un couple de points sur l'équateur de Mercure (l'un d'entre eux étant situé dans le bassin Caloris[13]), distants de 180 degrésen longitude, où à chacun desquels, un an mercurien sur deux (ce qui équivaut à une fois par jour mercurien), le Soleil passe au-dessus d'est en ouest, puis inverse son mouvement apparent et passe à nouveau au-dessus d'ouest en est (lors du mouvement rétrograde), puis inverse son mouvement une seconde fois et passe au-dessus une troisième fois d'est en ouest[14],[15]. Au cours de l'année mercurienne alternée, c'est à l'autre point de ce couple que ce phénomène se produit. L'amplitude du mouvement rétrograde étant faible en ces points, l'effet global est que, pendant deux ou trois semaines, le Soleil est presque stationnaire au-dessus du point et est à son plus haut niveau de brillance parce que Mercure est au périhélie[16]. Cette exposition prolongée au moment où la planète est au plus proche du Soleil fait de ces deux points les endroits les plus chauds sur Mercure (d'où le nom Caloris, signifiant « chaleur » en latin)[16],[17]. Un de ces points a servi de référence pour le méridien 0°[N 3].
+Inversement, il y a deux autres points sur l'équateur, à 90 degrés de longitude de distance des premiers, où le Soleil ne passe au-dessus que lorsque la planète est à l'aphélie une année mercurienne sur deux, à un moment où le mouvement apparent du Soleil dans le ciel de Mercure est relativement rapide. Ces points reçoivent ainsi beaucoup moins de chaleur solaire que ceux du couple décrits ci-dessus[17]. Il en résulte une journée mercurienne également « étrange » pour un observateur qui y serait situé. Celui-ci verra le Soleil se lever puis se recoucher, puis se relever à l'horizon Est ; et à la fin de la journée à l'Ouest, le Soleil se couchera puis se relèvera, pour se recoucher[18]. Ce phénomène s'explique aussi par la variation de la vitesse orbitale de Mercure : quatre jours avant le périhélie, la vitesse (angulaire) orbitale de Mercure étant exactement égale à sa vitesse (angulaire) de rotation, le mouvement du Soleil semble s'arrêter[12],[17].
+Mercure atteint sa conjonction inférieure (point où elle est au plus proche de la Terre) tous les 116 jours terrestres en moyenne (ce qu'on appelle la période synodique)[2], mais cet intervalle peut aller de 105 jours à 129 jours en raison de l'orbite excentrique de la planète[19],[20]. Entre 1900 et 2100, Mercure s'est approchée au minimum (et ne s'approchera donc pas plus) de la Terre d'environ 82,1 × 106 kilomètres (soit 0,55 unité astronomique), le 31 mai 2015[21]. Sa période de mouvement rétrograde peut varier de 8 à 15 jours terrestres de part et d'autre de la conjonction inférieure. Cette grande amplitude est aussi due à l'excentricité orbitale élevée de la planète[12].
+De par sa proximité avec le Soleil, c'est Mercure et non Vénus qui est la planète la plus proche de la Terre en moyenne contrairement à ce que l'on pourrait imaginer en regardant les représentations classiques du système solaire le long d'une ligne[22],[23]. Ce raisonnement peut même être étendu et Mercure est en réalité la planète la plus proche pour chacune des autres planètes du système solaire, y compris Uranus et Neptune (orbitant respectivement à 19 et 30 UA)[24].
+Alors qu'il étudiait Mercure afin d'en dresser une première carte, Schiaparelli avait remarqué après plusieurs années d'observation que la planète présentait toujours la même face au Soleil, comme la Lune le fait avec la Terre. Il en conclut alors en 1889 que Mercure était synchronisée par effet de marée avec le Soleil et que sa période de rotation équivalait à une année mercurienne, soit 88 jours terrestres[25]. Cette durée était cependant erronée et il fallut attendre les années 1960 avant que les astronomes ne la revoient à la baisse[26].
+Ainsi, en 1962, des observations par radar à effet Doppler ont été effectuées par le radiotélescope d'Arecibo sur Mercure afin d'en apprendre plus sur la planète et de vérifier si la période de rotation était bien égale à la période de révolution. Les températures relevées du côté de la planète censé être toujours exposé à l'ombre étaient trop importantes, ce qui suggéra que cette face sombre était en réalité parfois exposée au Soleil. En 1965, les résultats obtenus par Gordon H. Pettengill et Rolf B. Dyce révèlent que la période de rotation de Mercure est en fait de 59 jours terrestres[27], avec une incertitude de 5 jours. Cette période sera ajustée plus tard, en 1971, à 58,65 jours à ± 0,25 jours grâce à des mesures plus précises — toujours par radar — effectuées par R.M. Goldstein[28]. Trois ans plus tard, la sonde Mariner 10 apportera une meilleure précision, mesurant la période de rotation à 58,646 ± 0,005 jours[28]. Il se trouve que cette période est exactement égale aux 2/3 de la révolution de Mercure autour du Soleil ; c'est ce qu'on appelle une résonance spin-orbite 3:2[29],[30].
+Cette résonance 3:2, une spécificité de Mercure, est stabilisé par la variance de la force de marée le long de l'orbite excentrique de Mercure, agissant sur une composante dipolaire permanente de la distribution de masse de Mercure[31] et par le mouvement chaotique de son orbite[32]. Dans une orbite circulaire, il n'y a pas de telle variance, donc la seule résonance stabilisée pour une telle orbite est 1:1 (par exemple, Terre-Lune). Au périhélie, là où la force de marée atteint son maximum, elle stabilise les résonances, comme 3:2, en obligeant la planète à pointer son axe de moindre inertie (là où le diamètre de la planète est le plus grand) approximativement vers le Soleil[31],[33].
+La raison pour laquelle les astronomes pensaient que Mercure était verrouillée avec le Soleil est que, à chaque fois que Mercure était la mieux placée pour être observée, elle se trouvait toujours au même point sur son orbite (en résonance 3:2), présentant ainsi la même face à la Terre ; ce qui serait aussi le cas si elle était totalement synchronisée avec le Soleil. Cela est dû au fait que la période de rotation réelle de Mercure de 58,6 jours est presque exactement la moitié de la période synodique de Mercure valant 115,9 jours (c'est-à-dire le temps mis par Mercure pour revenir à la même configuration Terre–Mercure–Soleil) par rapport à la Terre[12]. L'erreur Schiaparelli peut aussi être imputée à la difficulté d'observation de la planète avec les moyens de l'époque[25].
+En raison de sa résonance 3:2, bien qu'un jour sidéral (la période de rotation) dure environ 58,7 jours terrestres, le jour solaire (durée entre deux retours successifs du Soleil au méridien local) dure 176 jours terrestres, c'est-à-dire deux années mercuriennes[34]. Cela implique qu'une journée et une nuit durent chacune exactement une année sur Mercure, soit 88 jours terrestres (presque un trimestre)[35].
+Une modélisation précise basée sur un modèle des marées a démontré que Mercure a été capturé dans l'état de spin-orbite 3:2 à un stade très précoce de son histoire, entre 10 et 20 millions d'années après sa formation[36]. De plus, des simulations numériques ont montré qu'une future résonance séculaire avec Jupiter pourrait faire croître l'excentricité de Mercure jusqu'à un point où il y aurait 1% de chance que la planète entre en collision avec Vénus d'ici à 5 milliards d'années[N 4],[37],[38]. La prédiction à long terme de l'orbite de Mercure s'inscrit dans la mécanique du chaos : certaines simulations démontrent même que la planète pourrait être éjectée du système solaire[39].
+Comme pour l'ensemble des planètes du système solaire, l'orbite de Mercure connaît une très lente précession du périhélie autour du Soleil, c'est-à-dire que son orbite est elle-même en rotation autour du Soleil. Cependant, contrairement aux autres planètes, la période de précession du périhélie de Mercure ne concorde pas avec les prédictions faites à l'aide de la mécanique newtonienne[40].
+En effet, Mercure connaît une précession légèrement plus rapide que celle à laquelle on peut s'attendre en appliquant les lois de la mécanique céleste, et se trouve en avance d'environ 43 secondes d'arc par siècle[41],[42].
+Les astronomes ont donc, dans un premier temps, pensé à la présence d'un ou plusieurs corps entre le Soleil et l'orbite de Mercure dont l'interaction gravitationnelle perturberait le mouvement de cette dernière. L'astronome français Urbain Le Verrier, qui avait découvert en 1846 la planète Neptune à partir d'anomalies dans l'orbite d'Uranus[43], se pencha sur le problème et suggéra la présence d'une planète inconnue ou d'une seconde ceinture d'astéroïdes entre le Soleil et Mercure[44]. Des calculs effectués, en prenant en compte l'influence gravitationnelle de ces corps, devaient alors concorder avec la précession observée.
+Le 28 mars 1859, Le Verrier fut contacté par le médecin français Edmond Lescarbault à propos d'une tache noire qu'il aurait vu passer devant le Soleil deux jours avant et qui était probablement, d'après lui, une planète intramercurienne[45]. Le Verrier postula alors que cette planète — qu'il nomma Vulcain — était responsable des anomalies du mouvement de Mercure et se mit en tête de la découvrir. À partir des informations de Lescarbault, il conclut que Vulcain tournait autour du Soleil en 19 jours et 7 heures à une distance moyenne de 0,14 UA. Il en déduisit également un diamètre d'environ 2 000 km et une masse de 1/17e de celle de Mercure. Cette masse était cependant bien trop faible pour expliquer les anomalies, mais Vulcain était une bonne candidate au corps le plus gros d'une hypothétique ceinture d'astéroïdes interne à l'orbite de Mercure[46].
+Le Verrier profita alors de l'éclipse de Soleil de 1860 pour mobiliser tous les astronomes français afin de repérer Vulcain, mais personne ne put la trouver. La planète fut ensuite recherchée pendant des décennies, sans succès même si certains astronomes pensèrent l'avoir vue[47],[48], jusqu'à ce qu'une explication relativiste ne soit proposée.
+En 1916, Albert Einstein avança la théorie de la relativité générale. En appliquant les paramètres dits post-képlériens de sa théorie au mouvement de Mercure, Einstein fournit l'explication de la précession observée en formalisant la gravitation comme étant affectée par la courbure de l'espace-temps. La formule de précession subie par l'orbite obtenue par Einstein est :
+où
+a
+{\displaystyle a}
+ est le demi-grand axe de l'ellipse,
+e
+{\displaystyle e}
+ son excentricité,
+G
+{\displaystyle G}
+ la constante gravitationnelle,
+M
+S
+{\displaystyle M_{S}}
+ la masse du Soleil, et
+T
+{\displaystyle T}
+ la période de révolution sur l'ellipse[N 5].
+Avec pour valeurs numériques,
+G
+≃
+6.67
+10
+−
+11
+SI
+{\displaystyle G\ \simeq \ 6.67\ 10^{-11}\,{\text{SI}}}
+,
+M
+S
+≃
+2.0
+10
+30
+kg
+{\displaystyle M_{S}\ \simeq \ 2.0\ 10^{30}\,{\text{kg}}}
+,
+a
+≃
+5.8
+10
++
+10
+m
+{\displaystyle a\ \simeq \ 5.8\ 10^{+10}\,{\text{m}}}
+ ,
+e
+≃
+0.2
+{\displaystyle e\ \simeq \ 0.2}
+ et
+T
+≃
+88
+jours
+{\displaystyle T\ \simeq \ 88\,{\text{jours}}}
+, on retrouve 0,1038 secondes d'arc par révolution, ce qui correspond avec les 415 révolutions de Mercure par siècle à :
+L'effet est faible : seulement 43 secondes d'arc par siècle pour Mercure, il faut donc environ 2,8 millions d'années pour un tour complet en excès[N 6] (ou douze millions de révolutions), mais coïncide bien avec l'avance du périhélie précédemment mesurée. Cette prédiction validée constitua un des premiers grand succès de la relativité générale naissante.
+Mercure est l'une des quatre planètes tellurique du système solaire, et possède un corps rocheux comme la Terre. C'est la plus petite planète du système solaire, avec un rayon équatorial de 2 439,7 km[2]. Mercure est également plus petite - bien que plus massive - que deux satellites naturels du système solaire, Ganymède et Titan. Mercure est composée d'environ 70 % de métaux (principalement dans le noyau) et de 30 % de silicate (principalement dans son manteau)[49],[17]. La densité de Mercure est la deuxième plus élevée dans le système solaire, avec 5,427 g/cm3, soit à peine moins que la densité de la Terre, qui est de 5,515 g/cm3 [2],[50]. Si l'effet de la compression gravitationnelle devait être ignoré, c'est Mercure qui serait plus dense avec 5,3 g/cm3 contre 4,4 g/cm3 pour la Terre[51], du fait d'une composition avec des matériaux plus denses.
+La densité de Mercure peut être utilisée pour déduire des détails sur sa structure interne. Bien que la haute densité de la Terre résulte sensiblement de la compression gravitationnelle, en particulier au niveau du noyau terrestre, Mercure est beaucoup plus petite et ses régions internes ne sont pas aussi comprimées. Par conséquent, pour qu'elle ait une densité aussi élevée, son noyau doit être volumineux et riche en fer[52].
+Les géologues estiment que le noyau de Mercure occupe environ 85 % de son rayon[53],[54], ce qui représenterait ainsi environ 61,4 % de son volume contre 17 % pour la Terre par exemple[N 7]. Des recherches publiées en 2007 ont un temps suggéré que le noyau de Mercure était totalement liquide (nickel et fer)[55],[56],[57]. Plus récemment, d'autres études utilisant des données de la mission MESSENGER, achevée en 2015, ont cependant amené les astronomes à penser que le noyau interne de la planète était en réalité solide[54],[58],[59]. Autour du noyau se trouve couche centrale externe solide de sulfure de fer et un manteau composé de silicates[60],[61]. D'après les données de la mission Mariner 10 et les observations terrestres, la croûte de Mercure aurait une épaisseur entre 35 et 54 km[62]. Une caractéristique distinctive de la surface de Mercure est la présence de nombreuses crêtes étroites, s'étendant jusqu'à plusieurs centaines de kilomètres de longueur. On pense qu'elles se sont formées lorsque le noyau et le manteau de Mercure ont refroidi et se sont contractés à un moment où la croûte s'était déjà solidifiée[59].
+Le noyau de Mercure a une teneur en fer plus élevée que celle de toute autre objet du système solaire[63]. Cette forte concentration en fer est la raison pour laquelle on la surnomme parfois « la planète métallique »[52] ou « la planète de fer »[64]. La réponse à cette question permettrait certainement d'en apprendre beaucoup sur la nébuleuse solaire primitive et les conditions dans lesquelles le système solaire s'est formé. Trois hypothèses ont été proposées pour expliquer la haute métallicité de Mercure et son noyau gigantesque.
+La théorie la plus largement acceptée à ce sujet est que Mercure avait à l'origine un rapport de métal sur silicate similaire à celui des météorites de chondrite communes, que l'on pense être typiques de la matière rocheuse du système solaire, et avec une masse environ 2.25 fois supérieure à sa masse actuelle[65]. En suite, au début de l'histoire du système solaire, Mercure aurait été frappée par un planétésimal d'environ 1/6e de cette masse et de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre[65]. L'impact aurait enlevé une grande partie de la croûte et du manteau d'origine, laissant derrière lui le noyau métallique qui aurait fusionné avec celui du planétésimal, et un mince manteau. Un processus similaire, connu sous le nom d'hypothèse de l'impact géant, a été proposé pour expliquer la formation de la Lune[65] suite à la collision de la Terre avec l'impacteur Théia.
+Alternativement, Mercure pourrait s'être formée à partir de la nébuleuse solaire avant que la production d'énergie du Soleil ne se soit stabilisée. Au départ, sa masse aurait été le double de cette actuelle mais lorsque la protoétoile s'est contractée, les températures à proximité de Mercure auraient pu se situer entre 2 500 et 3 500 K et peut-être même atteindre 10 000 K[66]. Une grande partie de la roche de surface de Mercure aurait ainsi pu être vaporisée à ces températures, formant une atmosphère de vapeur de roche qui aurait ensuite été emportée par le vent solaire[66].
+Une troisième hypothèse propose que la nébuleuse solaire aurait provoqué une traînée sur les particules à partir desquelles Mercure s'accrétait, ce qui signifie que des particules plus légères ont été perdues du matériau d'accrétion et n'ont pas été recueillies par Mercure[63]. Ainsi, le taux d'éléments lourds, comme le fer, présents dans la nébuleuse solaire était plus important au voisinage du Soleil, voire ces éléments lourds étaient distribués graduellement autour du Soleil (plus on s'en éloignait, moins il y avait d'éléments lourds). Mercure, proche du Soleil, aurait donc amassé plus de matériaux lourds que les autres planètes pour former son noyau[67].
+Cependant, chaque hypothèse prévoit une composition de surface différente. La mission MESSENGER a trouvé des niveaux de potassium et de soufre plus élevés que prévu à la surface, ce qui suggère que l'hypothèse d'un impact géant et d'une vaporisation de la croûte et du manteau ne s'est pas produite car le potassium et le soufre auraient été chassés par la chaleur extrême de ces événements[67]. Ainsi, les résultats obtenus jusqu'à présent semblent favoriser la troisième hypothèse mais une analyse plus approfondie des données est nécessaire[68]. BepiColombo, qui arrivera en orbite autour de Mercure en 2025, fera des observations pour tenter d'apporter une réponse[69].
+La surface de Mercure est couverte d'un tapis poussiéreux, de cassures et de cratères[27]. La surface de Mercure est similaire à celle de la Lune, montrant de vastes plaines de minéraux (silicates) ressemblant à des mers lunaires et de nombreux cratères, ce qui indique qu'elle est géologiquement inactive depuis des milliards d'années[70],[71]. Pour les astronomes, ces cratères sont très anciens et racontent l'histoire de la formation du système solaire, lorsque les planétésimaux entraient en collision avec les jeunes planètes pour fusionner avec elles. Par opposition, certaines portions de la surface de Mercure semblent lisses, vierges de tout impact[72],[73]. Il s'agit probablement de coulées de lave recouvrant un sol plus ancien et plus marqué par les impacts. La lave, une fois refroidie, donnerait lieu à l'apparition d'une surface lisse, blanchâtre. Ces plaines datent d'une époque plus récente, postérieure à la période de bombardements intenses. La découverte des plaines volcaniques sur la surface permet de mettre en cause des chutes d'énormes astéroïdes atteignant le manteau, et pouvant créer en même temps des éruptions volcaniques à l'opposé de la planète.
+La connaissance de la géologie de Mercure n'ayant été basée que sur le survol de Mariner 10 en 1975 et sur des observations terrestres, elle fut la moins bien connue des planètes telluriques jusqu'à 2011 et la mission MESSENGER[57]. Par exemple, un cratère inhabituel avec des creux rayonnants a été découvert grâce à cette mission, que les scientifiques ont appelé un temps cratère de l'Araignée avant de renommer Apollodorus[74],[75].
+Mercure possède différents types de formations géologiques[76],[77],[78] :
+Mercure a été lourdement bombardée par des comètes et des astéroïdes pendant et peu après sa formation, il y a 4,6 milliards d'années, ainsi que pendant un épisode ultérieur, peut-être distinct, appelé le Grand bombardement tardif, qui s'est terminé il y a 3,8 milliards d'années[79]. Pendant cette période de formation intense de cratères, Mercure a subi des impacts sur toute sa surface, facilités par l'absence de toute atmosphère pour ralentir les impacteurs[80]. Aussi, Mercure était alors volcaniquement active ; des bassins tels que le bassin Caloris étaient alors remplis de magma, produisant des plaines lisses semblables Mers lunaires[72],[73]. Après le grand bombardement, l'activité volcanique de Mercure aurait cessé, soit environ 800 millions d'années après sa formation[81].
+La surface de Mercure est plus hétérogène que celle de Mars ou de la Lune, qui contiennent toutes deux des étendues importantes de géologie similaire, comme les maria et les planitiae[82].
+Le diamètre des cratères de Mercure varie de petites cavités en forme de bol à des bassins d'impact multi-annulaires de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre. Ils apparaissent dans tous les états de dégradation, des cratères rayonnés relativement frais aux restes de cratères très dégradés. Les cratères de Mercure diffèrent subtilement des cratères lunaires en ce que la zone couverte par leurs éjections est beaucoup plus petite, conséquence de la plus forte gravité de Mercure à sa surface[83]. Selon les règles de l'UAI, chaque nouveau cratère doit porter le nom d'un artiste célèbre depuis plus de cinquante ans, et mort depuis plus de trois ans, avant la date à laquelle le cratère est nommé[84].
+Le plus grand cratère connu est le bassin Caloris, avec un diamètre de 1 550 km (soit près du tiers du diamètre de la planète), qui fut formé suite à la chute d'un astéroïde d'une taille avoisinant les 150 km, il y a près de 3,85 milliards d'années[85]. Son nom (Caloris, « chaleur » en latin) vient du fait qu'il est situé sur l'un des deux « pôles chauds » de la surface de Mercure, pôles faisant directement face au Soleil lorsque la planète est au périhélie[13]. L'impact qui a créé le bassin Caloris a été si puissant qu'il a provoqué des éruptions de lave qui ont laissé un anneau concentrique de plus de 2 km de haut entourant le cratère d'impact. Il s'agit d'une grande dépression circulaire, avec des anneaux concentriques. Plus tard, de la lave a certainement coulé dans ce grand cratère, et en a lissé la surface.
+À l'antipode du bassin Caloris se trouve une grande région de terrain très vallonnée et accidentée, de la taille de la France et de l'Allemagne réunies, connue sous le nom de « Terrain étrange » (en anglais Weird Terrain)[86]. Une hypothèse pour son origine est que les ondes de choc générées lors de l'impact de Caloris ont voyagé autour de Mercure, convergeant à l'antipode du bassin (à 180 degrés). Les fortes contraintes qui en ont résulté ont fracturé la surface, soulevant le sol à une hauteur de 800 à 1 000 m et produisant cette région chaotique[87],[88]. Une autre hypothèse est que ce terrain s'est formé à la suite de la convergence des éjecta volcaniques à l'antipode de ce bassin[89].
+L'impact ayant créé le bassin Caloris a également contribué à la formation de l'unique chaîne de montagnes de Mercure : les Caloris Montes[90],[91].
+Au total, environ 15 bassins d'impact ont été identifiés sur Mercure. Un bassin notable est le bassin Tolstoï, de 400 km de large, avec de multiples anneaux et qui a une couverture d'éjectas s'étendant jusqu'à 500 km depuis son pourtour et dont l'apparition marque l'ère du Tolstoïen. Les bassins Rembrandt et Beethoven, ayant une couverture d'éjecta volcaniques de taille similaire, font également partie des plus gros cratères d'impact de la planète avec une largeur respective de 716 et 625 km[83].
+Comme la Lune, la surface de Mercure a probablement subi les effets des processus d'érosion spatiale, notamment le vent solaire et les impacts de micrométéorites[83].
+Il existe deux régions de plaines géologiquement distinctes sur Mercure[83],[92],[93].
+Premièrement, les plaines légèrement vallonnées dans les régions situées entre les cratères sont les plus anciennes surfaces visibles de Mercure[83], antérieures aux terrains fortement cratérisés. Ces plaines entre les cratères semblent avoir effacé de nombreux cratères plus anciens, et montrent une rareté générale de petits cratères de moins de 30 km de diamètre environ[92].
+Deuxièmement, les plaines lisses sont de vastes zones plates qui remplissent des dépressions de tailles diverses et ressemblent beaucoup à aux mers lunaires. Elles remplissent notamment un large anneau entourant le bassin Caloris. Contrairement aux mers lunaires, les plaines lisses de Mercure ont les mêmes albédos que les anciennes plaines entre les cratères. Malgré l'absence de caractéristiques volcaniques incontestables, la localisation et la forme arrondie et lobée de ces plaines soutiennent fortement des origines volcaniques[83]. Toutes les plaines lisses de Mercure se sont formées beaucoup plus tard que le bassin Caloris, comme indique leur densité de cratères sensiblement plus faible par rapport à celle de la couverture d'éjection de Caloris[83]. Le fond du bassin Caloris est rempli d'une plaine plate géologiquement distincte, fragmentée par des crêtes et des fractures selon un schéma à peu près polygonal. Il n'est pas clair s'il s'agit de laves volcaniques induites par l'impact ou des impactites[83].
+Une caractéristique inhabituelle de la surface de Mercure est la présence de nombreux plis de compression appelés escarpements (ou Rupes) qui sillonnent les plaines. Suite à la phase chaude de sa formation, c'est-à-dire après la fin du Grand bombardement tardif qui a un temps rendu toutes les planètes du système solaire des boules incandescentes[94], l'intérieur de Mercure s'est contracté et sa surface a commencé à se déformer, créant des crêtes[95]. Ces escarpements peuvent atteindre une longueur de 1 000 km et une hauteur de 3 km[96]. Ces caractéristiques de compression peuvent être observées simultanément avec d'autres caractéristiques, telles que des cratères et des plaines lisses, indiquant qu'elles sont plus récentes[97].
+La cartographie des caractéristiques de Mercure grâce aux photographies prises par Mariner 10 a suggéré un rétrécissement total du rayon de Mercure de l'ordre de 1 à 2 km du fait de ces compressions[98], intervalle ayant plus tard été augmenté de 5 à 7 km, suite aux données de MESSENGER[99],[100]. Aussi, des failles de poussée à petite échelle ont été trouvées, d'une hauteur de plusieurs dizaines de mètres et d'une longueur de quelques kilomètres, qui semblent avoir moins de 50 millions d'années. Cela indique que la compression de l'intérieur et l'activité géologique de surface qui en résulte se poursuivent toujours à cette petite échelle[98],[101]. Après cette découverte, la supposée inactivité géologique de Mercure, et des petites planètes en général, pourrait être remise en cause[102].
+Le Lunar Reconnaissance Orbiter a découvert l'existence de petites failles de poussée similaires sur la Lune[103].
+Comme pour la Terre, la Lune ou Mars, l'évolution géologique de Mercure peut être divisée en grandes périodes ou époques[104]. Ces âges sont basés sur une datation relative uniquement, les dates avancées ne sont donc que des ordres de grandeur[83] .
+Périodes géologiques de Mercure (en millions d'années) :
+Il s'étend du tout début de l'histoire du système solaire à la période de bombardements intenses[105], soit de -4,5 à -3,9 milliards d'années. La nébuleuse solaire primitive s'est condensée et a commencé à former de la matière solide ; d'abord de petite masse qui à force de s'accumuler (processus d'accrétion) a produit des corps de plus en plus gros, ayant une force d'attraction de plus en plus importante, jusqu'à former la principale masse de Mercure. La nature homogène ou hétérogène de cette accumulation de matière reste encore inconnue : on ne sait pas si Mercure s'est formée à partir d'un mélange de fer et de silicate qui se sont ensuite dissociés pour former séparément un noyau métallique et un manteau de silicate, ou si le noyau s'est formé en premier, à partir de métaux, puis le manteau et la croûte ne sont venus qu'après, lorsque les éléments lourds comme le fer sont devenus moins abondants aux environs de Mercure. Il y a peu de chance pour que Mercure ait possédé une atmosphère initiale (juste après l'accumulation de matière), ou alors elle se serait évaporée très tôt avant l'apparition des plus anciens cratères. Si Mercure avait eu une atmosphère, on aurait pu remarquer une érosion des cratères par les vents, comme sur Mars[106]. Les escarpements présents majoritairement dans les régions « inter-cratères » (qui sont des surfaces plus anciennes que les cratères) et qui traversent parfois certains des plus vieux cratères, montrent que le refroidissement du noyau et la contraction de la planète se sont produits entre la fin de la première période et le début de la seconde[105].
+La seconde période (de -3,9 à -3,85 milliards d'années) est caractérisée par un fort bombardement météoritique par des corps relativement gros (des résidus du processus d'accrétion), couvrant la surface de Mercure par des cratères et des bassins (cratères larges de plus de 200 km de diamètre), et se termine à la formation du bassin Caloris[107]. Il n'est pas certain que cette période soit la phase terminale de l'accrétion de Mercure ; il est possible qu'il ne s'agisse que d'un second épisode de bombardement indépendant de cette accumulation. D'autant plus que c'est l'époque du grand bombardement tardif[108]. Elle porte ce nom car elle a vu la formation du bassin Tolstoï.
+La formation du bassin Caloris marque la séparation cette période (de -3,85 à -3,80 milliards d'années). L'impact météoritique a donné lieu à de fortes transformations de la surface de Mercure : la création de l'anneau montagneux Caloris Montes autour du cratère produit par l'impact et les déformations chaotiques de l'autre côté de la planète[109]. L'asymétrie de la répartition interne des masses qu'il a occasionnée, à l'échelle de la planète, a été le pivot sur lequel se fonde la synchronisation des périodes rotation/révolution : le bassin Caloris est (avec son antipode) un des « pôles équatoriaux chauds ».
+La quatrième époque géologique de Mercure s'étale de -3,80 à -3 milliards d'années et débute après la collision donnant lieu au bassin Caloris. Elle couvre la période de volcanisme qui s'ensuivit[107]. Des coulées de lave ont formé une partie des grandes plaines lisses, grossièrement similaires aux maria lunaires. Cependant, les plaines lisses recouvrant le bassin Caloris (Suisei, Odin, et Tir Planitia) auraient été formées par des éjectas lors de l'impact Caloris.
+S'étendant respectivement de -3 milliards d'années à -1 milliard d'années puis depuis -1 milliard d'années à aujourd'hui, ces périodes sont marquées par de petits impacts météoritiques : peu d'événements majeurs se sont produits sur Mercure durant ces périodes[105]. Ces ères prennent également le nom de cratères : le Mansur et le Kuiper.
+La présence de plaines plus jeunes (les plaines lisses) est la preuve que Mercure a connu dans son passé une activité volcanique[92]. L'origine de ces plaines a été mise en évidence à la fin des années 1990 par Mark Robinson et Paul Lucey en étudiant les photographies de Mercure. Le principe était de comparer les surfaces lisses — formées à partir de coulées de laves — avec les autres, non lisses (et plus anciennes). S'il s'agissait bien d'éruptions volcaniques, ces régions devaient être d'une composition différente de celle qu'elles recouvraient, puisque composées de matériaux venant de l'intérieur de la planète[110].
+Les images prises par Mariner 10 ont d'abord été recalibrées à partir d'images prises en laboratoire avant le lancement de la sonde, et d'images prises durant la mission des nuages de Vénus (Vénus présente une texture plutôt uniforme) et de l'espace profond. Robinson et Lucey ont ensuite étudié divers échantillons de la Lune — qui aurait connu une activité volcanique similaire — notamment la réflexion de la lumière afin de faire un parallèle entre la composition et la réflexion de ces matériaux[110].
+À l'aide de techniques avancées de traitement d'images numériques (qui n'étaient pas possibles à l'époque de la mission Mariner 10), ils ont appliqué un code de couleurs aux images afin de différencier les matériaux minéraux sombres des matériaux métalliques. Trois couleurs ont été utilisées : le rouge pour caractériser les minéraux opaques, sombres (plus le rouge est prononcé, moins il y a de minéraux sombres) ; le vert pour caractériser à la fois la concentration d'oxyde de fer (FeO) et l'intensité du bombardement de micrométéorites, également appelé « maturité » (la présence de FeO est moins importante, ou la région est moins mature, sur les portions plus vertes) ; le bleu pour caractériser le rapport UV/lumière visible (l'intensité de bleu augmente avec le rapport). La combinaison des trois images donne des couleurs intermédiaires. Par exemple, une zone en jaune peut représenter une combinaison d'une forte concentration en minéraux opaques (rouge) et une maturité intermédiaire (vert)[110].
+Robinson et Lucey ont alors remarqué que les plaines étaient marquées de couleurs différentes par rapport aux cratères et ont pu en déduire que ces plaines étaient de composition différente par rapport aux surfaces plus anciennes (caractérisées par la présence de cratères). Ces plaines ont dû, à l'instar de la Lune, être formées par des coulées de lave. De nouvelles questions se posent alors quant à la nature de ces remontées de roche en fusion : ceux-ci peuvent être de simples épanchements fluides, ou des éruptions explosives[111]. Cependant, toutes les plaines n'ont peut-être pas pour origine des coulées de lave. Il est possible que certaines se soient formées à partir de retombées de poussières et de fragments du sol, éjectés lors de gros impacts météoritiques[112].
+Certaines éruptions volcaniques ont pu se produire à la suite de grosses collisions. Dans le cas du bassin Caloris, le cratère généré par l'impact devait avoir à l'origine une profondeur de 130 km, atteignant probablement le manteau qui a dû entrer partiellement en fusion lors du choc (pression et température très importantes). Le manteau est ensuite remonté lors du réajustement du sol, comblant le cratère. Ainsi, sachant qu'une partie de la surface de Mercure provient de son intérieur, les scientifiques ont pu en apprendre plus sur la composition interne de la planète[113].
+Les images obtenues par MESSENGER, quant à elles, ont révélé des preuves de nuées ardentes sur Mercure provenant de volcans boucliers de faible hauteur[114],[115],[116]. Ces données MESSENGER ont permis d'identifier 51 dépôts pyroclastiques à la surface, dont 90 % se trouvent dans des cratères d'impact[117]. Une étude de l'état de dégradation des cratères d'impact qui accueillent les dépôts pyroclastiques suggère que l'activité pyroclastique s'est produite sur Mercure pendant un intervalle prolongé[117].
+Une « dépression sans rebord » à l'intérieur de la bordure sud-ouest du bassin Caloris se compose d'au moins neuf cheminées volcaniques qui se chevauchent, chacune pouvant atteindre individuellement jusqu'à 8 km de diamètre. Il s'agit donc d'un stratovolcan[118]. Les fonds des cheminées se trouvent à au moins 1 km sous leurs parois et ressemblent à des cratères volcaniques sculptés par des éruptions explosives ou modifiés par l'effondrement dans des espaces vides créés par le retrait du magma dans un conduit[118]. L'âge du système complexe volcanique serait de l'ordre d'un milliard d'années[118].
+Mercure est une planète très chaude. La température moyenne en surface est de 452 K (179 °C)[119]. C'est la température de stabilisation en dessous du régolite, où le sous-sol n'est plus soumis à l'alternance des « ondes » thermiques de la journée et de la nuit. Aussi, la température de surface de Mercure varie de 100 à 700 K (−173 à 427 °C)[120]. Elle ne dépasse jamais 180 K aux pôles en raison de l'absence d'atmosphère et d'un fort gradient de température entre l'équateur et les pôles[121]. Le point subsolaire au périhélie, à savoir (0°N, 0°W) ou (0°N, 180°W)[N 8], atteint 700 K à ce moment mais seulement 550 K à l'aphélie (90° ou 270°W)[122]. Du côté non éclairé de la planète, la température moyenne est de 110 K[121],[123]. Depuis la surface de Mercure le Soleil apparaît, en fonction de l'orbite elliptique, entre 2,1 et 3,3 plus gros que depuis la Terre, et l'intensité de la lumière solaire à la surface de Mercure varie entre 4,59 et 10,61 fois la constante solaire, c'est-à-dire que la quantité d'énergie reçue par une surface perpendiculaire au Soleil est en moyenne 7 fois plus élevée sur Mercure que sur Terre[122].
+Bien que la température de la lumière du jour à la surface de Mercure soit généralement extrêmement élevée, il est possible que de la glace soit présente sur Mercure. En effet, du fait de l'inclinaison quasi nulle de son axe de rotation, les zones polaires de Mercure ne reçoivent des rayons solaires que rasants. Aussi, le fond des profonds cratères des pôles n'est alors jamais exposé à la lumière directe du soleil, et les températures y restent inférieures à 102 K grâce à cette obscurité permanente, soit bien moins que sur la température moyenne de la planète de 452 K[124]. À ces températures, la glace d'eau ne se sublime quasiment plus (la pression partielle de vapeur de la glace est très basse).
+Des observations radar effectuées dans le début des années 1990 à partir du radiotélescope d'Arecibo et de l'antenne de Goldstone indiquent la présence de glace d'eau aux pôles Nord et Sud de Mercure[125]. En effet, la glace d'eau est caractérisée par des zones à réflexion radar élevée et une signature fortement dépolarisée, contrairement à la réflexion radar typique du silicate, constituant la majeure partie de la surface de Mercure. Aussi, il existe des zones de forte réflexion radar près des pôles[126]. Les résultats obtenus avec le radiotélescope d'Arecibo montrent que ces réflexions radar sont concentrées dans des taches circulaires de la taille d'un cratère. D'après les images prises par Mariner 10, la plus grosse d'entre elles, au pôle Sud, semble coïncider avec le cratère Chao Meng-Fu. D'autres, plus petites, correspondent également à des cratères bien identifiés.
+On estime que les régions glacées contiennent environ 1014 à 1015 kg de glace[127],[128]. Celles-ci sont potentiellement recouvertes de régolite empêchant la sublimation[129]. En comparaison, la calotte glaciaire de l'Antarctique sur Terre a une masse d'environ 4 × 1018 kg et la calotte polaire sud de Mars contient environ 1016 kg d'eau[127]. Deux sources probables pour l'origine de cette glace sont envisagées : le bombardement météoritique ou le dégazage de l'eau de l'intérieur de la planète. Les météorites frappant la planète ont pu apporter de l'eau qui serait restée piégée (gelée par les basses températures des pôles) aux endroits où se sont produits les impacts. De même pour les dégazages, certaines molécules ont pu migrer vers les pôles et s'y retrouver piégées[127],[130].
+Bien que la glace ne soit pas la seule cause possible de ces régions réfléchissantes, les astronomes pensent que c'est la plus probable[130]. La sonde BepiColombo, qui se mettra en orbite autour de la planète vers 2025, aura parmi ses tâches d'identifier la présence ou non de glace sur Mercure[131].
+Mercure est trop petite et chaude pour que sa gravité ne puisse retenir une atmosphère significative sur de longues périodes[132]. Ainsi, elle est quasi inexistante à tel point que les molécules de gaz de l'« atmosphère » entrent plus souvent en collision avec la surface de la planète qu'avec d'autres molécules de gaz. Il est ainsi plus approprié de parler de son exosphère[133], commençant dès la surface de Mercure, directement « ouverte » sur l'espace. Celle-ci est ténue et limitée en surface[134], principalement composée de potassium, de sodium et d'oxygène (9,5 %). On y trouve aussi des traces d'argon, de néon, d'hydrogène et d'hélium[2],[135]. La pression de surface exercée est inférieure à 0,5 nPa (0,005 picobar)[2].
+Cette exosphère n'est pas stable et est en réalité transitoire[136] : les atomes composant principalement l'exosphère de Mercure (potassium et sodium) ont une durée de vie (de présence) estimée à trois heures avant d'être libérés dans l'espace et d'une heure et demie lorsque la planète est au périhélie[137]. Ainsi, les atomes sont continuellement perdus et réapprovisionnés à partir de diverses sources.
+Les atomes d'hydrogène et d'hélium proviennent probablement de la capture des ions du vent solaire, se diffusant dans la magnétosphère de Mercure avant de s'échapper à nouveau dans l'espace. La désintégration radioactive des éléments de la croûte de Mercure est une autre source d'hélium, ainsi que de sodium et de potassium[138]. De la vapeur d'eau est présente, libérée par une combinaison de processus tels que les comètes frappant sa surface, la pulvérisation cathodique (créant de l'eau à partir de l'hydrogène du vent solaire et de l'oxygène de la roche) et la sublimation à partir des réservoirs de glace d'eau dans les cratères polaires ombragés en permanence. La sonde MESSENGER a également détecté de grandes quantités d'ions liés à l'eau comme O+, OH−, et H3O+ [139],[140]. En raison des quantités de ces ions qui ont été détectées dans l'environnement spatial de Mercure, les astronomes supposent que ces molécules ont été soufflées de la surface ou de l'exosphère par le vent solaire[141],[142].
+Le sodium, le potassium et le calcium ont été découverts dans l'atmosphère au cours des années 1980-1990, le consensus étant qu'ils résultent principalement de la vaporisation de la roche de surface frappée par des impacts de micrométéorites[143], dont celle de la comète de Encke[144] qui créent un nuage zodiacal. En 2008, du magnésium a été découvert par MESSENGER[145],[146]. Des études indiquent que, parfois, les émissions de sodium sont localisées en des points qui correspondent aux pôles magnétiques de la planète. Cela indiquerait une interaction entre la magnétosphère et la surface de la planète[147].
+Malgré sa petite taille et sa lente période de rotation de 59 jours, Mercure possède un champ magnétique notable. Révélé par les magnétomètres de Mariner 10, en mars 1974, il surprit les astronomes qui pensaient jusque-là que Mercure était dépourvue de toute magnétosphère car sa vitesse de rotation lente diminue l'effet dynamo et il était supposé à l'époque que le noyau de la planète s'était déjà solidifié du fait de sa petite taille[61],[149]. L'intensité du champ magnétique à l'équateur de Mercure est d'environ 200 nT, soit 0.65 % du champ magnétique terrestre qui vaut 31 µT[150],[2]. Comme celui de la Terre, le champ magnétique de Mercure est dipolaire. Cependant, contrairement à la Terre, les pôles de Mercure sont alignés avec l'axe de rotation de la planète[151]. Les mesures des sondes spatiales Mariner 10 et MESSENGER ont indiqué que l'intensité et la forme du champ magnétique sont stables[151].
+Il est probable que ce champ magnétique soit généré par un effet de dynamo, d'une manière similaire au champ magnétique de la Terre[56],[152]. Cet effet de dynamo résulterait de la circulation du noyau externe liquide riche en fer de la planète. Des effets de marée particulièrement forts, causés par la forte excentricité orbitale de la planète, permettraient de maintenir le noyau à l'état liquide nécessaire à cet effet de dynamo[60].
+Le champ magnétique de Mercure est suffisamment puissant pour dévier le vent solaire autour de la planète, créant ainsi une magnétosphère située entre deux arcs de choc (ou « bow shock »)[148]. La magnétosphère de la planète, bien qu'assez petite pour être contenue dans le volume de la Terre[147], est assez forte pour piéger le plasma du vent solaire. Cela contribue à l'érosion spatiale de la surface de la planète[151]. Les observations effectuées par Mariner 10 ont permis de détecter ce plasma de faible énergie dans la magnétosphère du côté obscur de la planète. Les éclats de particules énergétiques dans la queue de la magnétosphère de la planète indiquent que celle-ci est dynamique[147]. De plus, des expériences menées par la sonde ont montré que, tout comme celle de la Terre, la magnétosphère de Mercure possède une queue séparée en deux par une couche neutre[153].
+Lors de son deuxième survol de la planète le 6 octobre 2008, MESSENGER a découvert que le champ magnétique de Mercure peut être extrêmement perméable. L'engin spatial a en effet rencontré des « tornades » magnétiques[154] (des faisceaux tordus de champs magnétiques reliant le champ magnétique planétaire à l'espace interplanétaire) qui faisaient jusqu'à 800 km de large, soit un tiers du rayon de la planète. Ces tubes de flux magnétique torsadés forment des fenêtres ouvertes dans le bouclier magnétique de la planète à travers lesquelles le vent solaire peut entrer et impacter directement la surface de Mercure par reconnexion magnétique[155]. Cela se produit également dans le champ magnétique terrestre, cependant le taux de reconnexion est dix fois plus élevé sur Mercure[155].
+La magnitude apparente de Mercure peut varier entre -2,48 (alors plus lumineuse que Sirius) lors de sa conjonction supérieure et +7,25 (dépassant alors la limite de visibilité à l’œil nu située à +6 et la rendant donc invisible) autour de la conjonction inférieure[145],[156]. La magnitude apparente moyenne est de 0,23 alors que l'écart-type de 1,78, c'est-à-dire le plus grand de toutes les planètes, du fait de la forme excentricité orbitale de la planète. La magnitude apparente moyenne à la conjonction supérieure est de -1,89 alors que celle à la conjonction inférieure est de +5,93[156]. L'observation de Mercure est compliquée du fait de sa proximité avec le Soleil, car elle est alors perdue dans l'éblouissement de l'étoile. Mercure ne peut être observée que pendant une courte période de temps au moment de l'aube ou du crépuscule[157].
+Comme plusieurs autres planètes et les étoiles les plus brillantes, Mercure peut être observée pendant une éclipse solaire totale[158]. De plus, comme la Lune et Vénus, Mercure présente des phases vues depuis la Terre. Elle est dite « nouvelle » à la conjonction inférieure et « pleine » à la conjonction supérieure. Cependant, la planète est rendue invisible depuis la Terre à ces deux occasions parce qu'elle est obscurcie par le Soleil (sauf durant un transit)[157]. Aussi, techniquement, Mercure est la plus brillante lorsqu'elle est pleine. Ainsi, bien que Mercure soit le plus éloigné de la Terre lorsqu'elle est pleine, elle présente une plus grande surface éclairée visible et l'effet d'opposition compense la distance[159]
+. L'inverse est vrai pour Vénus, qui apparaît plus brillante lorsqu'elle est en croissant parce qu'elle est beaucoup plus proche de la Terre[160].
+Néanmoins, l'apparition la plus brillante (pleine phase) de Mercure est en réalité incompatible avec l'observation pratique, en raison de l'extrême proximité de la planète avec le Soleil. Le meilleur moment pour observer Mercure est ainsi pendant son premier ou dernier quart, bien qu'il s'agisse de phases de moindre luminosité. Les premier et dernier quarts de phase se produisent lors de l'élongation la plus importante à l'est (vers septembre/octobre), et à l'ouest (vers mars/avril) du Soleil, respectivement[161]. À ces deux moments, la séparation de Mercure du Soleil varie entre 17,9° au périhélie et 27,8° à l'aphélie[161],[162]. À son élongation maximale à l'ouest, Mercure se lève avant le lever du Soleil, et à son élongation maximale à l'est, elle se couche après le coucher du Soleil, la rendant plus facilement observable[163],[164].
+Mercure est plus facilement visible depuis les régions tropicales et subtropicales que depuis des latitudes plus élevées[165]. Vue des basses latitudes et aux bons moments de l'année, l'écliptique coupe l'horizon à un angle aigu. À ce moment, Mercure se trouve directement au-dessus du Soleil (c'est-à-dire que son orbite semble verticale depuis la Terre) et elle est au maximum de son élongation par rapport au Soleil (28°)[165]. Quand arrive le moment de la journée terrestre où le Soleil est à 18° au-dessous de l'horizon de sorte que le ciel est complètement sombre (crépuscule astronomique), Mercure se trouve à un angle de 28-18=10° au-dessus de l'horizon dans un ciel complètement sombre : elle est alors à son maximum de visibilité pour un observateur terrestre.
+De plus, les observateurs situés dans l'hémisphère sud sont avantagés par rapport à ceux du nord, avec une latitude de valeur absolue égale. En effet dans cet hémisphère, l'élongation maximale de Mercure à l'ouest (matin) ne se produit qu'au début de l'automne (mars/avril) et son élongation maximale à l'est (soir) ne se produit qu'à la fin de l'hiver (septembre/octobre)[164]. Dans ces deux cas, l'angle d'intersection de l'orbite de la planète avec l'écliptique (et donc l'horizon) est alors à son maximum pendant ces saisons[166], ce qui permet à Mercure de se lever plusieurs heures avant le lever du soleil dans le premier cas et de ne se coucher que plusieurs heures après le coucher du soleil dans le second, à partir des latitudes moyennes méridionales comme l'Argentine et l'Afrique du Sud[164]. À l'inverse, dans l'hémisphère nord, l'écliptique est bien moins incliné le matin en mars/avril et le soir en septembre/octobre, Mercure est donc très proche de l'horizon même lors de son élongation maximum[167] même s'il arrive qu'elle soit bien visible, près de Vénus, dans le ciel[168].
+Une autre méthode pour observer Mercure consiste à observer la planète pendant les heures de jour lorsque les conditions sont claires, idéalement lorsqu'elle est à son plus grand allongement. Cela permet de trouver facilement la planète, même en utilisant des télescopes avec de faibles ouvertures. Il faut cependant prendre grand soin de veiller à ce que l'instrument ne soit pas pointé directement vers le Soleil en raison du risque de lésions oculaires[169]. Cette méthode permet de contourner la limitation de l'observation au crépuscule lorsque l'écliptique est située à faible altitude (par exemple les soirs d'automne).
+D'une façon générale, les observations de Mercure grâce à un télescope au sol ne révèlent cependant qu'un disque partiel de couleur orange éclairé avec peu de détails[170]. La proximité de l'horizon rend son observation avec les télescopes difficile, car sa lumière doit parcourir une plus grande distance à travers l'atmosphère terrestre et est perturbée par des turbulences, comme la réfraction et l'absorption qui rendent l'image floue. La planète apparaît généralement dans le télescope sous la forme d'un disque en forme de croissant. Même avec des télescopes puissants, il n'y a pratiquement pas de caractéristiques distinctives à sa surface. D'autre part, Le télescope spatial Hubble ne peut pas du tout observer Mercure, en raison de procédures de sécurité qui empêchent son pointage trop près du Soleil[171],[172].
+Un transit de Mercure se produit lorsque la planète se situe entre l'observateur et le Soleil. Elle est alors visible sous la forme d'un très petit point noir traversant le disque solaire. Il serait également possible pour un observateur situé sur une autre planète de voir un transit, tel que le transit de Mercure depuis Vénus. Les transits de Mercure vus depuis la Terre ont lieu avec une fréquence d'environ 13 ou 14 par siècle[173], en raison de la proximité de la planète au Soleil.
+Le premier transit de Mercure observé fut le 7 novembre 1631 par Pierre Gassendi, bien que son existence ait été prévue par Johannes Kepler avant sa mort en 1630[174]. En 1677, l'observation du transit de Mercure permit pour la première fois de mettre en avant le phénomène de la goutte noire[175], un effet de la diffraction des instruments optiques.
+Le transit de Mercure a également permis de réaliser différentes mesures, dont celle de la taille de l'univers[176] ou des variations à long terme du rayon du Soleil[177],[178].
+Les transits peuvent se produire en mai à des intervalles de 13 ou 33 ans, ou en novembre tous les 7, 13 ou 33 ans. Les quatre derniers transits de Mercure datent du 7 mai 2003, du 8 novembre 2006, du 9 mai 2016 et du 11 novembre 2019 ; les quatre prochains auront lieu le 13 novembre 2032, le 7 novembre 2039, le 7 mai 2049 et le 9 novembre 2052[179],[180].
+Mercure est connue depuis que les hommes s'intéressent au ciel nocturne ; la première civilisation à en avoir laissé des traces écrites est la civilisation sumérienne[181] (IIIe millénaire av. J.-C.) qui la nommait « Ubu-idim-gud-ud »[182] (signifiant la « planète sautante »[183]).
+Les premiers écrits d'observations détaillées de Mercure nous viennent des Babyloniens avec les tablettes de Mul Apin. Les Babyloniens appelaient cet astre Nabû en référence au dieu du savoir dans la mythologie mésopotamienne. Ils sont également les premiers à avoir étudié le mouvement apparent de Mercure, qui est différent de celui des autres planètes[184],[182].
+Plus tard, dans l'Antiquité, les Grecs, héritiers des conceptions indo-européennes (paléoastronomie) considérèrent jusqu'au IVe siècle av. J.-C. que Mercure visible avant le lever du Soleil d'une part et Mercure visible après son coucher d'autre part relevaient de deux astres distincts. Ceux-ci étaient appelés respectivement Στίλβων (Stilbōn), signifiant « celui qui brille »[185],[186] et Ἑρμῆς (Hermès) en raison de son mouvement rapide[187]. Ce dernier est d'ailleurs toujours le nom de la planète en grec moderne. L'étoile du matin aurait également été appelée Ἀπόλλων (Apollon)[188]. Les Égyptiens procédèrent de même en donnant le nom de Seth à l'étoile du matin et Horus à celle du soir[189],[190].
+Les Romains nommèrent la planète du nom du messager des dieux Mercure (en Latin Mercurius), équivalent d'Hermès pour la mythologie romaine, parce qu'elle se déplace dans le ciel plus vite que toutes les autres planètes[28],[191]. Aussi dieu protecteur des commerçants, des médecins et des voleurs, le symbole astronomique de Mercure est une version stylisée du caducée d'Hermès[192]. On dit également  que le symbole proviendrait d'une dérivation de la première lettre de son nom grec ancien Στίλβων (Stilbōn)[193].
+Ferry, un contributeur du Dictionnaire de Wahlen, écrit à ce sujet :
+« Pourquoi donc une planète aussi peu importante dans le système dont elle fait partie porte-t-elle le nom du messager des dieux dans l'Olympe mythologique ? C'est qu'elle se trouve assez fréquemment en conjonction avec les autres planètes entre lesquelles ces rapprochements sont beaucoup plus rares. Comme la durée de sa révolution autour du Soleil ou son année n'est que le quart de l'année terrestre, dans ce court espace de temps on la voit se diriger vers une planète et après s'en être approchée s'éloigner pour faire une autre visite aussi promptement terminée. La fréquente répétition de cette sorte de voyages a pu faire concevoir l'idée d'un autre messager. »[194]
+L'astronome gréco-égyptien Ptolémée a évoqué la possibilité de transits planétaires devant le Soleil dans son ouvrage Hypothèses planétaires. Il a suggéré qu'aucun passage n'avait été observé, soit parce que des planètes telles que Mercure étaient trop petites pour être vues, soit parce que les passages étaient trop peu fréquents[195].
+Dans la Chine ancienne, Mercure était connue sous le nom de « l'étoile pressée » (Chen-xing 辰星)[196]. Elle était associée à la direction du nord et à la phase de l'eau dans le système de cosmologie des Cinq Phases (Wuxing)[197],[198]. Les cultures modernes chinoise, coréenne, japonaise et vietnamienne désignent la planète littéralement comme « l'étoile d'eau » (水星), basée sur les Cinq éléments[199]. La mythologie hindoue utilisait le nom de Bouddha pour Mercure, et on pensait que ce dieu présidait le mercredi[200],[201]. Le dieu Odin de la mythologie nordique était associé avec la planète Mercure et au mercredi[202]. Ce lien avec le troisième jour de la semaine se retrouve également chez les Romains est a ensuite donné en français le nom Mercredi (pour « Mercurii dies », le jour de Mercure)[203],[204].
+La civilisation Maya aurait représenté Mercure comme un hibou (ou potentiellement quatre, deux représentant son apparition du matin et deux celle du soir) servant de messager vers le monde souterrain[205].
+En astronomie arabe, l'astronome Al-Zarqali décrivit au XIe siècle l'orbite géocentrique de Mercure comme étant une ellipse, bien que cette intuition n'ait pas influencé sa théorie astronomique ou ses calculs astronomiques[206],[207]. Au XIIe siècle, Ibn Bajjah a observé « deux planètes comme des taches noires sur la face du Soleil », ce qui a été plus tard suggéré comme le transit de Mercure et/ou de Vénus par l'astronome de Maragha Qotb al-Din Chirazi au XIIIe siècle[208],[209].
+En Inde, l'astronome Nilakantha Somayaji de l'école du Kerala développa au XVe siècle un modèle partiellement héliocentrique dans lequel Mercure orbite autour du Soleil, qui à son tour orbite autour de la Terre, similairement au système tychonique de Tycho Brahe proposé ensuite au XVIe siècle[210].
+Les premières observations télescopiques de Mercure ont été faites par Galilée au début du XVIe siècle[211]. Bien qu'il ait observé des phases lorsqu'il a regardé Vénus, son télescope n'était pas assez puissant pour voir les phases de Mercure. En 1631, Pierre Gassendi a fait les premières observations télescopiques du transit d'une planète à travers le Soleil lorsqu'il a vu un transit de Mercure prédit par Johannes Kepler[212]. En 1639, Giovanni Zupi a utilisé un télescope pour découvrir que la planète avait des phases similaires à celles de Vénus et de la Lune. L'observation a démontré de façon concluante que Mercure orbitait autour du Soleil[12],[213].
+Un événement rare en astronomie est le passage d'une planète devant une autre vu de la Terre (occultation). Mercure et Vénus s'occultent l'une l'autre tous les quelques siècles, et l'événement du 28 mai 1737 est le seul à avoir été observé historiquement, ayant été vu par John Bevis à l'Observatoire royal de Greenwich[214]. La prochaine occultation de Mercure par Vénus aura lieu le 3 décembre 2133[215].
+Les difficultés inhérentes à l'observation de Mercure font qu'elle a été beaucoup moins étudiée que les autres planètes. En 1800, Johann Schröter a fait des observations de sa surface, affirmant avoir observé des montagnes de 20 kilomètres de haut[216]. Friedrich Bessel a utilisé les dessins de Schröter pour estimer à tort la période de rotation comme étant de 24 heures et une inclinaison axiale de 70°. Dans les années 1880, Giovanni Schiaparelli a cartographié la planète avec plus de précision et a suggéré que la période de rotation de Mercure était de 88 jours, la même que sa période orbitale en raison d'une rotation synchrone. L'effort de cartographie de la surface de Mercure a été poursuivi par Eugène Antoniadi, qui a publié en 1934 un livre comprenant à la fois des cartes et ses propres observations. De nombreuses caractéristiques de la surface de la planète, en particulier les formations d'albédo, tirent leur nom de la carte d'Antoniadi[217].
+En juin 1962, les scientifiques soviétiques de l'Institut de radio-ingénérie et d'électronique de l'Académie des sciences de l'URSS, dirigé par Vladimir Kotelnikov, sont les premiers à faire rebondir un signal radar sur Mercure et à le recevoir, ce qui a permis de commencer les observations radar de la planète[218],[219],[220]. Trois ans plus tard, les observations radar des Américains Gordon H. Pettengill et Rolf B. Dyce, à l'aide du radiotélescope de 300 mètres de l'observatoire d'Arecibo à Porto Rico, ont montré de façon concluante que la période de rotation de la planète était d'environ 59 jours[221],[222]. La théorie selon laquelle la rotation de Mercure était synchrone s'était largement répandue, et ce fut donc une surprise pour les astronomes lorsque ces observations radio furent annoncées. Si Mercure était réellement verrouillée comme on le pensait auparavant, sa face obscure aurait été extrêmement froide, mais les mesures des émissions radio ont révélé qu'elle était beaucoup plus chaude que prévu. Les astronomes hésitèrent à abandonner la théorie de la rotation synchrone et proposèrent des mécanismes alternatifs tels que des vents puissants de distribution de la chaleur pour expliquer les observations[223].
+L'astronome italien Giuseppe Colombo a noté que la période de rotation était d'environ deux tiers de la période orbitale de Mercure, et a été le premier à proposer que les périodes orbitales et de rotation de la planète soient verrouillées dans une résonance de 3:2 plutôt que de 1:1[31] comme c'est le cas entre la Terre et la Lune par exemple. Les données de Mariner 10 ont par la suite confirmé ceci[224].
+Les observations optiques au sol n'ont pas permis d'en savoir beaucoup plus sur Mercure, mais les radioastronomes utilisant l'interférométrie micro-ondes, une technique qui permet d'éliminer le rayonnement solaire, ont pu discerner les caractéristiques physiques et chimiques des couches souterraines à une profondeur de plusieurs mètres[225],[226]. En 2000, des observations à haute résolution dites de lucky imaging ont été effectuées par un télescope de l'Observatoire du Mont Wilson. Elles ont fourni les premières vues qui ont permis de connaître les caractéristiques de surface des parties de Mercure qui n'avaient pas été imagées lors de la mission Mariner 10[227]. La majeure partie de la planète a été cartographiée par le télescope radar d'Arecibo, y compris les dépôts polaires dans les cratères ombragés de ce qui pourrait être de la glace d'eau[228].
+Le premier astronome à avoir discerné des caractéristiques géologiques de Mercure était Johann Hieronymus Schröter qui, vers la fin du XVIIIe siècle, dessina en détail ce qu'il avait pu observer, dont des très hautes montagnes. Ses observations furent cependant infirmées par William Herschel qui ne put voir aucune de ces caractéristiques[216].
+Par la suite, d'autres astronomes ont dressé des cartes de Mercure, dont l'italien Giovanni Schiaparelli et l'américain Percival Lowell (en 1896) qui y voyaient des zones sombres en formes de lignes, similaires aux canaux de Mars[229]. Schiaparelli et Lowell avaient également esquissé des cartes de Mars en soutenant qu'il y avait des canaux artificiels[216].
+Carte de Giovanni Schiaparelli
+Carte de Percival Lowell (1896)
+Carte d'Eugène Antoniadi (1934)
+La meilleure carte d'avant Mariner 10 provient du Franco-grec Eugène Antoniadi, au début des années 1930[230]. Elle fut utilisée pendant près de 50 ans jusqu'à ce que Mariner 10 nous renvoie les premières photos de la planète[231]. Antoniadi montra que les canaux n'étaient qu'une illusion d'optique[232]. Il reconnut que l'élaboration d'une carte précise de Mercure était impossible à partir d'observations effectuées à l'aube ou au crépuscule, à cause des perturbations atmosphériques (l'épaisseur d'atmosphère terrestre que la lumière doit traverser lorsque Mercure se trouve à l'horizon est importante et crée des distorsions de l'image). Il entreprit alors de faire des observations — dangereuses — en plein jour lorsque le Soleil était bien au-dessus de l'horizon. Il gagna ainsi en netteté, mais perdit en contrastes à cause de la lumière du Soleil. Antoniadi parvint tout de même à achever sa carte en 1934, composée de plaines et de montagnes[233].
+Les coordonnées utilisées sur ces cartes ont peu d'importance dans la mesure où elles ont été établies alors qu'on pensait, comme Schiaparelli l'avait affirmé, que la période de rotation de Mercure sur elle-même était la même que la période de révolution autour du Soleil. Il s'agit donc de la face supposée toujours illuminée qui a été cartographiée[234].
+En 1974–75, Mariner 10 rapporta des photographies en haute résolution permettant la cartographie d'environ 45 % de sa surface[235],[27], révélant les détails topographiques jamais vus auparavant : une surface recouverte de cratères avec des montagnes et des plaines, et très ressemblante à celle de la Lune[27]. Il a d'ailleurs été assez difficile de faire une corrélation entre les caractéristiques photographiées par la sonde et les cartes établies par télescope. Certaines des manifestations géologiques de la carte d'Antoniadi se sont révélées inexistantes[235]. Aussi, ces photographies ont permis la publication en 1976 du premier atlas de la planète par la NASA (Atlas of Mercury), révélant pour la première fois les formations géologiques de la planète dont, par exemple, son unique chaîne de montagnes : Caloris Montes[91].
+L'Union astronomique internationale a défini en 1970 le méridien 0° comme étant le méridien solaire au premier périhélie après le 1er janvier 1950, c'est-à-dire à un des deux points les plus chauds. Le système de coordonnées utilisé par Mariner 10 se fonde cependant sur le méridien 20° qui coupe le cratère Hun Kal (signifiant « 20 » en maya)[236], ce qui donne une légère erreur de moins de 0,5° par rapport au méridien 0° défini par l'UAI, car le méridien 0 était dans l'obscurité lors de ses survols[237],[238]. Le cratère Hun Kal est en quelque sorte le Greenwich de Mercure. L'équateur se trouve dans le plan de l'orbite de Mercure. Les longitudes sont mesurées de 0° à 360° en allant vers l'ouest[239]. Ainsi, les deux points les plus chauds de l'équateur se trouvent donc aux longitudes 0° O et 180° O, et les points les plus froids de l'équateur se trouvent aux longitudes 90° O et 270° O. À l'inverse, le projet MESSENGER utilise une convention positive vers l'est[240].
+Mercure est découpée en 15 quadrangles. Plusieurs méthodes de projection ont été utilisées pour cartographier la surface de Mercure, suivant la position du quadrangle sur le globe. Cinq projections Mercator (projection cylindrique tangente à l'équateur) entourant la planète au niveau de l'équateur, entre les latitudes 25° nord et 25° sud ; quatre projections Lambert (projection conique) entre 20° et 70° de latitude pour chaque hémisphère ; et deux projections stéréographiques pour cartographier les pôles (jusqu'à 65° de latitude)[241].
+Chaque quadrangle commence par la lettre H (pour « Hermès »), suivie de son numéro (de 1, pôle Nord, à 15, pôle Sud). Leur nom provient d'une caractéristique importante présente sur leur région (bassin, cratère, etc.) et un nom d’albédo (entre parenthèses) leur est attribué[241]. Les noms d’albédos assignés pour cette nouvelle carte proviennent de celle d'Antoniadi, puisque c'était celle utilisée jusque là par tous les observateurs depuis plusieurs décennies[217]. Ils servent pour repérer les quadrangles lors des observations au télescope depuis la Terre, où l'on ne distingue que les variations d'intensité de lumière. Seuls Lowell et Antoniadi avaient annoté leurs cartes[233].
+En 2016, grâce à plus de 100 000 images prises par la sonde MESSENGER, la NASA a pu fournir le premier modèle topographique de Mercure[242]. Celui-ci donne les points d'élévation maximales et minimales de la planète, respectivement à 4,48 km au-dessus de l'élévation moyenne situé sur un des terrains les plus anciens de la planète près de l'équateur et à 5,38 km sous l'élévation moyenne de la planète, au fond du bassin Rachmaninoff[242].
+Atteindre Mercure depuis la Terre pose des défis techniques importants, car elle orbite beaucoup plus près du Soleil que la Terre[243]. Cela implique qu'une sonde se rendant sur Mercure doit dépenser plus d'énergie que pour se rendre sur Pluton[243].
+Mercure a une vitesse orbitale de 48 km/s, alors que la vitesse orbitale de la Terre est de 30 km/s. Par conséquent, l'engin spatial doit effectuer un grand changement de vitesse Delta-v pour entrer dans une orbite de transfert de Hohmann qui passe près de Mercure, par rapport au delta-v requis pour d'autres missions planétaires[244]. De plus, il est nécessaire de se placer dans le plan orbital de Mercure, qui est incliné de 7° par rapport à l'écliptique, ce qui nécessite aussi de l'énergie[245].
+L'énergie potentielle libérée en descendant le puits de potentiel du Soleil devient de l'énergie cinétique : une grande variation négative de vitesse devient alors nécessaire pour ralentir et se mettre en orbite stable[246]. Du fait de l'atmosphère négligeable de Mercure, un véhicule spatial dépend entièrement de ses moteurs à réaction, l'aérofreinage étant exclu[247]. Pour ces raisons, une mission impliquant un atterrissage sur Mercure est très difficile, raison pour laquelle cela n'a encore jamais été fait[248].
+Cependant, les progrès dans le domaine de la mécanique spatiale rendent ce type de mission réalisable à un coût raisonnable grâce à un enchaînement de manœuvres d’assistance gravitationnelle[249],[250].
+Aussi, la proximité de Mercure avec le Soleil implique qu'une sonde orbitant autour de la planète reçoit environ dix fois plus d’énergie du Soleil que lorsque elle se situe sur une orbite terrestre[251] et le sol de Mercure sur sa face éclairée réfléchit une grande partie de la chaleur qu’il reçoit du Soleil[247], accroissant les contraintes thermiques subies par un engin à basse altitude (les températures pouvant dépasser 400 °C à la surface de la sonde)[251].
+Ces difficultés impliquent qu'un voyage vers Mercure nécessite plus de carburant que ce qui est nécessaire pour s'échapper complètement du système solaire. Par conséquent, son exploration a été plus tardive que des planètes telles que Vénus ou Mars et seules deux sondes spatiales l'ont visité avant l'arrivée de BepiColombo prévue pour 2025[252].
+Première utilisation de l'assistance gravitationnelle d'une planète pour modifier la vitesse et la trajectoire d'une sonde spatiale.
+Mariner 10 a été la première sonde à étudier Mercure de près[253]. Développée par l'agence spatiale américaine, la NASA, et lancée le 3 novembre 1973, elle a survolé la planète à trois reprises, en mars et septembre 1974 et en mars 1975[27],[254]. À l'origine, elle était destinée à survoler et étudier Vénus, mais les astronomes ont pensé qu'ils pourraient en faire usage également pour étudier Mercure, dont on connaissait peu de choses. Mariner 10 est ainsi la première sonde à avoir utilisé l'assistance gravitationnelle d'une planète — Vénus — pour en atteindre une autre[255].
+Équipée d’une caméra, d’un magnétomètre et de plusieurs spectromètres, Mariner 10 a permis notamment la découverte d’un champ magnétique significatif et de la forte densité de la planète, révélatrice d’un noyau ferreux de grande taille. Les télescopes terrestres les plus puissants n’avaient pas permis d’obtenir des images de qualité de la surface, du fait de la proximité de l’alignement avec le Soleil. La sonde aura pris, durant ces trois passages, plus de 2 000 photographies[256] de Mercure. Les photos prises par Mariner 10 ont cependant seulement permis de cartographier près de 45 % de la surface de la planète, car lors des trois passages Mercure présentait la même face au Soleil ; les régions à l'ombre étaient donc impossibles à cartographier. Ces images ont révélé une surface couverte de cratères, à l’apparence très proche de celle de la Lune[257].
+Mariner 10 permit de découvrir la présence d'une très mince atmosphère, ainsi qu'une magnétosphère. Cette dernière fut une surprise pour les astronomes. Elle apporta également des précisions sur sa vitesse de rotation. La mission arriva à terme le 24 mars 1975, lorsque la sonde se trouva à court de carburant. Comme son orbite ne pouvait plus être contrôlée avec précision, les contrôleurs de mission ont ordonné à la sonde de s'éteindre[258]. Mariner 10 serait ainsi toujours en orbite autour du Soleil, passant près de Mercure tous les quelques mois[254].
+MESSENGER (pour MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging[259]) est la septième mission du programme Discovery, qui rassemble des projets d’exploration du système solaire à coût modéré et durée de développement courte. La sonde, dont la masse, ergols compris, est de 1,1 tonne, emporte sept instruments scientifiques, dont plusieurs spectromètres, un altimètre laser, un magnétomètre et des caméras[245]. Elle est lancée le 3 août 2004 de Cap Canaveral, à bord d'un lanceur Delta II, le lancement ayant été décalé d'un jour pour cause de mauvais temps[260].
+Il a fallu environ six ans et demi à la sonde avant qu'elle n'entre en orbite autour de Mercure[245]. Pour y parvenir, elle a effectué durant son transit six survols rapprochés des planètes intérieures (la Terre en février 2005, Vénus à deux reprises en octobre 2006 et 2007 et Mercure à trois reprises, en janvier et octobre 2008 et en septembre 2009), avec quelques corrections de trajectoire intermédiaires. Lors de ces survols de Mercure, suffisamment de données ont été recueillies pour produire des images de plus de 95 % de sa surface. MESSENGER a également observé le maximum solaire de 2012[245].
+L’objectif de la mission est d’effectuer une cartographie complète de la planète[261], d’étudier la composition chimique de sa surface et de son exosphère, son histoire géologique, sa magnétosphère, la taille et les caractéristiques de son noyau ainsi que l’origine de son champ magnétique[262].
+La fin de la mission, fixée initialement à mars 2011, est repoussée par deux fois jusqu'en avril 2015, et dans la phase finale, la sonde spatiale est placée sur une orbite plus rapprochée, permettant d'allonger le temps d'observation de ses instruments et d’accroître la résolution des données[263]. MESSENGER, après avoir épuisé les ergols utilisés pour maintenir son orbite, s'est écrasée sur le sol de Mercure le 30 avril 2015[264],[265].
+Durant sa mission, MESSENGER aura pris plus de 277 000 photos[266], dont des photos possédant une résolution de 250 mètres par pixel, et a permis de produire des cartes de sa composition globale, un modèle en trois dimensions de la magnétosphère, la topographie de l'hémisphère nord et caractériser les éléments volatils présents dans les cratères constamment ombragés des pôles[267].
+L'Agence spatiale européenne a planifié, en collaboration avec l'Agence spatiale japonaise, une mission baptisée BepiColombo[268], qui prévoit de placer deux sondes en orbite autour de Mercure : l'une pour l'étude de l'intérieur et de la surface de la planète (Mercury Planetary Orbiter), développé par l'ESA, et l'autre pour étudier sa magnétosphère (Mercury Magnetospheric Orbiter), développé par la JAXA[269]. Le projet de l'envoi d'un atterrisseur embarqué avec la mission a dû cependant être abandonné, pour des raisons budgétaires. Ces deux sondes ont été envoyées par un lanceur Ariane 5 le 20 octobre 2018[270],[271]. Elles devraient rejoindre Mercure environ huit ans plus tard, fin 2025, en utilisant, comme les sondes précédentes, l'assistance gravitationnelle[272]. Sa mission principale durera jusqu'en mai 2027, avec une prolongation possible jusqu'en mai 2028[270].
+Le programme BepiColombo a pour objectif de répondre à une douzaine de questions que se posent les astronomes[273], notamment au sujet de la magnétosphère et de la nature du noyau de Mercure (liquide ou solide), de la possible présence de glace au fond des cratères constamment à l'ombre, de la formation du système solaire et de l'évolution en général d'une planète au voisinage de son étoile[269]. Des mesures très précises du mouvement de Mercure vont également être effectuées, afin de vérifier la théorie de la relativité générale, explication actuelle de la précession du périhélie observée dans son orbite[274].
+La planète Mercure est un lieu récurrent dans les œuvres de science-fiction[275],[276]. Des thèmes courants liés à cette planète incluent les dangers d'être exposé au rayonnement solaire et la possibilité d'échapper à un rayonnement excessif en restant dans le terminateur lent de la planète (la frontière entre le jour et la nuit), notamment pour les œuvres écrites avant 1965, alors que l'on pensait encore que Mercure possédait une rotation synchrone 1:1 avec le Soleil (et avait donc une face en permanence vers le Soleil), comme Cercle vicieux d'Isaac Asimov, ou dans les nouvelles de Leigh Brackett[275]. Un autre thème abordé est celui des gouvernements autocratiques ou violents, avec par exemple Rendez-vous avec Rama d'Arthur C. Clarke[277]. Bien que ces récits soient fictifs, d'après des études publiées en mars 2020, il est possible de considérer que des parties de la planète peuvent avoir été habitables. Ainsi, des formes de vie réelles, bien que probablement des micro-organismes primitifs, ont peut-être existé sur la planète[278],[279].
+De plus, un cratère, au pôle nord ou au pôle sud de Mercure, serait peut-être l'un des meilleurs endroits extraterrestres pour l'établissement d'une colonie humaine, là où la température resterait constante à environ −200 °C[277]. Ceci est dû à une inclinaison axiale quasi nulle de la planète, et au vide quasi parfait à sa surface, empêchant l'apport de chaleur depuis les portions éclairées par le Soleil. De plus, de la glace se trouve dans ces cratères, permettant un accès à l'eau pour la colonie[130].
+Une base n'importe où ailleurs serait exposée, en journée mercurienne (durant environ deux mois terrestres), à la chaleur intense du Soleil, puis durant une période nocturne identique, serait privée de la moindre source de chaleur extérieure : elle connaîtrait alors des températures diurnes de 430 °C et des températures nocturnes de −180 °C[277],[280]. Cependant, pour éviter ces variations thermiques, les installations pourraient être enterrées sous plusieurs mètres de régolithe qui, dans le vide, servirait aussi bien d'isolant thermique que de bouclier antiradiations. Des approches similaires ont été proposées pour l'installation de bases sur la Lune[281], dont le jour dure deux semaines, suivi d'une nuit de deux semaines également. D'une façon générale, la colonisation de Mercure revêt certaines similarités avec celle de la Lune, du fait de leur relativement grande période autour du Soleil, de leur inclinaison quasi nulle et de leur absence d'atmosphère : la colonisation de Mercure pourrait se faire avec presque les mêmes technologies[282]. Mercure aurait même un avantage par rapport à la Lune : la gravité étant sur la planète 38 % de celle de la Terre, cela est suffisant pour éviter la réduction de masse osseuse se produisant dans un environnement à très faible gravité[277].
+Par ailleurs, la planète étant proche du Soleil, il serait possible de capter de grandes quantités d'énergie le jour, et de s'en servir ensuite la nuit[277]. En revanche, la protection des robots et des véhicules contre la chaleur du Soleil pourrait poser beaucoup plus de difficultés, entraînant une limitation des activités en surface durant le jour ou une très importante protection thermique[251].
+Une autre solution est évoquée dans les romans et les nouvelles de Kim Stanley Robinson, en particulier dans La Trilogie de Mars (1996) et 2312 (2012), où Mercure est le foyer d'une vaste ville appelée Terminator, peuplée d'un grand nombre d'artistes et de musiciens. Pour éviter le dangereux rayonnement solaire, la ville fait le tour de l'équateur de la planète sur des rails à une vitesse suivant la rotation de la planète, afin que le Soleil ne se lève jamais complètement au-dessus de l'horizon. Une ville située du côté obscur de la planète, et suivant la lente rotation de la planète sur rails pour précéder le Soleil est ainsi une solution réellement envisagée[280].
+Finalement, une colonisation de Mercure revêtrait également un intérêt économique, car il y réside des concentrations de minerais bien plus élevées que sur toutes les autres planètes du Système solaire[280].
+« Mercury's crust is more analogous  to a marbled cake than a layered cake »
+« Sean C. Solomon, the principal investigator for MESSENGER, said there was enough ice there to encase Washington, D.C., in a frozen block two and a half miles deep. »
+« The symbol for Mercury represents the Caduceus, a wand with two serpents twined around it, which was carried by the messenger of the gods. »
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+Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la moins massive du Système solaire[N 1]. Son éloignement au Soleil est compris entre 0,31 et 0,47 unité astronomique (46 et 70 millions de kilomètres), ce qui correspond à une excentricité orbitale de 0,2 — plus de douze fois supérieure à celle de la Terre, et de loin la plus élevée pour une planète du système solaire. Elle est visible à l'œil nu depuis la Terre avec un diamètre apparent de 4,5 à 13 secondes d'arc, et une magnitude apparente de 5,7 à −2,3 ; son observation est toutefois rendue difficile par son élongation toujours inférieure à 28,3° qui la noie le plus souvent dans l'éclat du Soleil. En pratique, cette proximité avec le Soleil implique qu'elle ne peut être vue que près de l'horizon occidental après le coucher du Soleil ou près de l'horizon oriental avant le lever du soleil, en général au crépuscule.
+Mercure a la particularité d'être en résonance spin-orbite 3:2, sa période de révolution (~88 jours) valant exactement 1,5 fois sa période de rotation (~59 jours), et donc la moitié d'un jour solaire (~176 jours). Ainsi, relativement aux étoiles fixes, elle tourne sur son axe exactement trois fois toutes les deux révolutions autour du Soleil.
+Mercure est une planète tellurique, comme le sont également Vénus, la Terre et Mars. Elle est près de trois fois plus petite et presque vingt fois moins massive que la Terre mais presque aussi dense qu'elle, avec une gravité de surface pratiquement égale à celle de Mars, qui est pourtant près de deux fois plus massive. Sa densité remarquable — dépassée seulement par celle de la Terre, qui lui serait d'ailleurs inférieure sans l'effet de la compression gravitationnelle — est due à l'importance de son noyau métallique, qui représenterait 85 % de son rayon, contre environ 55 % pour la Terre.
+Comme Vénus, Mercure est quasiment sphérique — son aplatissement pouvant être considéré comme nul — en raison de sa rotation très lente. Dépourvue de véritable atmosphère (il n'existe qu'une exosphère), sa surface est très fortement cratérisée, et globalement similaire à la face cachée de la Lune indiquant qu'elle est géologiquement inactive depuis des milliards d'années. La planète est dépourvue de satellites naturels.
+Seules deux sondes spatiales ont étudié Mercure. Mariner 10, qui a survolé à trois reprises la planète en 1974–1975, a cartographié 45 % de sa surface et découvert son champ magnétique. La sonde Messenger, après trois survols en 2008-2009, s'est mise en orbite autour de Mercure en mars 2011 et a réalisé une étude détaillée notamment de sa topographie, son histoire géologique, son champ magnétique et son exosphère. La sonde BepiColombo a pour objectif de se mettre en orbite autour de Mercure en décembre 2025.
+La quasi-absence d'atmosphère — il s'agit en fait d'une exosphère exerçant une pression au sol de moins de 1 nPa (10−14 atm) — combinée à la proximité du Soleil — dont l'irradiance à la surface de Mercure varie entre 4,6 et 10,6 fois la constante solaire — engendre des températures en surface allant de 90 K (−183 °C) au fond des cratères polaires (là où les rayons du Soleil ne parviennent jamais) jusqu'à 700 K (427 °C) au point subsolaire au périhélie.
+La planète Mercure doit son nom au dieu du commerce et des voyages, messager des dieux dans la mythologie romaine, Mercure. La planète a été nommée ainsi par les Romains à cause de la vitesse à laquelle elle se déplace dans le ciel. Le symbole astronomique de Mercure est un cercle posé sur une croix et portant un demi-cercle en forme de cornes (Unicode : ☿). Il s'agit d'une représentation du caducée du dieu Hermès, équivalent de Mercure dans la mythologie grecque. Mercure a également donné son nom au troisième jour de la semaine, mercredi (« Mercurii dies »).
+Mercure a l'excentricité orbitale la plus élevée des planètes du système solaire, avec pour valeur environ 0.21. Cela implique que sa distance au Soleil varie de 46 à 70 millions de kilomètres[3],[2] au cours de sa révolution. Le diagramme de gauche illustre les effets de l'excentricité, en montrant l'orbite de Mercure superposée à une orbite circulaire ayant le même demi-grand axe. Cette variation de distance par rapport au Soleil fait que la surface de Mercure est soumises à une force de marée exercée par le Soleil sur sa surface qui est environ 17 fois plus forte que celle de la Lune sur Terre[4]. Combiné avec sa résonance de 3:2 de la rotation de la planète autour de son axe, cela entraîne également des variations complexes de la température de surface[5],[6].
+L'excentricité de l'orbite de Mercure varie de manière chaotique de 0 (orbite circulaire) à une valeur très importante de plus de 0.45 sur plusieurs millions d'années du fait de l'influence des autres planètes[7],[8]. En 1989, Jacques Laskar, du Bureau des longitudes, a démontré que les planètes intérieures du système solaire avaient toutes des courses chaotiques. Cependant, Mercure est celle dont le mouvement est le plus chaotique[8],[9].
+L'orbite de Mercure est inclinée de 7 degrés par rapport au plan de l'orbite terrestre (écliptique), comme le montre le schéma de droite. Par conséquent, les transits de Mercure devant le Soleil ne peuvent avoir lieu que lorsque la planète traverse le plan de l'écliptique au moment où elle se trouve entre la Terre et le Soleil, c'est-à-dire en mai ou en novembre. Cela se produit environ tous les sept ans en moyenne[10].
+L'inclinaison de l'axe de rotation de Mercure sur son plan orbital est la plus faible du système solaire, à peine 2 minutes d'arc soit environ 0,03 degrés[11]. Cela est significativement plus faible que celle de Jupiter, qui a la deuxième plus petite inclinaison axiale de toutes les planètes, à 3,1 degrés. Cela signifie que pour un observateur aux pôles de Mercure, le centre du Soleil ne s'élève jamais à plus de 2 minutes d'arc au-dessus de l'horizon[11].
+En certains points de la surface de Mercure, un observateur pourrait voir le Soleil se lever à un peu plus des deux tiers de l'horizon, puis se coucher avant de se lever à nouveau, le tout au cours de la même journée mercurielle[N 2]. En effet, quatre jours terrestres avant le périhélie, la vitesse orbitale angulaire de Mercure est égale à sa vitesse de rotation angulaire, de sorte que le mouvement apparent du Soleil cesse ; plus près du périhélie, la vitesse orbitale angulaire de Mercure dépasse alors la vitesse de rotation angulaire. Ainsi, pour un observateur hypothétique sur Mercure, le Soleil semble se déplacer dans une direction rétrograde. Quatre jours terrestres après le périhélie, le mouvement apparent normal du Soleil reprend et il se lève à nouveau à l'est pour se coucher à l'ouest[12].
+Pour la même raison, il y a un couple de points sur l'équateur de Mercure (l'un d'entre eux étant situé dans le bassin Caloris[13]), distants de 180 degrésen longitude, où à chacun desquels, un an mercurien sur deux (ce qui équivaut à une fois par jour mercurien), le Soleil passe au-dessus d'est en ouest, puis inverse son mouvement apparent et passe à nouveau au-dessus d'ouest en est (lors du mouvement rétrograde), puis inverse son mouvement une seconde fois et passe au-dessus une troisième fois d'est en ouest[14],[15]. Au cours de l'année mercurienne alternée, c'est à l'autre point de ce couple que ce phénomène se produit. L'amplitude du mouvement rétrograde étant faible en ces points, l'effet global est que, pendant deux ou trois semaines, le Soleil est presque stationnaire au-dessus du point et est à son plus haut niveau de brillance parce que Mercure est au périhélie[16]. Cette exposition prolongée au moment où la planète est au plus proche du Soleil fait de ces deux points les endroits les plus chauds sur Mercure (d'où le nom Caloris, signifiant « chaleur » en latin)[16],[17]. Un de ces points a servi de référence pour le méridien 0°[N 3].
+Inversement, il y a deux autres points sur l'équateur, à 90 degrés de longitude de distance des premiers, où le Soleil ne passe au-dessus que lorsque la planète est à l'aphélie une année mercurienne sur deux, à un moment où le mouvement apparent du Soleil dans le ciel de Mercure est relativement rapide. Ces points reçoivent ainsi beaucoup moins de chaleur solaire que ceux du couple décrits ci-dessus[17]. Il en résulte une journée mercurienne également « étrange » pour un observateur qui y serait situé. Celui-ci verra le Soleil se lever puis se recoucher, puis se relever à l'horizon Est ; et à la fin de la journée à l'Ouest, le Soleil se couchera puis se relèvera, pour se recoucher[18]. Ce phénomène s'explique aussi par la variation de la vitesse orbitale de Mercure : quatre jours avant le périhélie, la vitesse (angulaire) orbitale de Mercure étant exactement égale à sa vitesse (angulaire) de rotation, le mouvement du Soleil semble s'arrêter[12],[17].
+Mercure atteint sa conjonction inférieure (point où elle est au plus proche de la Terre) tous les 116 jours terrestres en moyenne (ce qu'on appelle la période synodique)[2], mais cet intervalle peut aller de 105 jours à 129 jours en raison de l'orbite excentrique de la planète[19],[20]. Entre 1900 et 2100, Mercure s'est approchée au minimum (et ne s'approchera donc pas plus) de la Terre d'environ 82,1 × 106 kilomètres (soit 0,55 unité astronomique), le 31 mai 2015[21]. Sa période de mouvement rétrograde peut varier de 8 à 15 jours terrestres de part et d'autre de la conjonction inférieure. Cette grande amplitude est aussi due à l'excentricité orbitale élevée de la planète[12].
+De par sa proximité avec le Soleil, c'est Mercure et non Vénus qui est la planète la plus proche de la Terre en moyenne contrairement à ce que l'on pourrait imaginer en regardant les représentations classiques du système solaire le long d'une ligne[22],[23]. Ce raisonnement peut même être étendu et Mercure est en réalité la planète la plus proche pour chacune des autres planètes du système solaire, y compris Uranus et Neptune (orbitant respectivement à 19 et 30 UA)[24].
+Alors qu'il étudiait Mercure afin d'en dresser une première carte, Schiaparelli avait remarqué après plusieurs années d'observation que la planète présentait toujours la même face au Soleil, comme la Lune le fait avec la Terre. Il en conclut alors en 1889 que Mercure était synchronisée par effet de marée avec le Soleil et que sa période de rotation équivalait à une année mercurienne, soit 88 jours terrestres[25]. Cette durée était cependant erronée et il fallut attendre les années 1960 avant que les astronomes ne la revoient à la baisse[26].
+Ainsi, en 1962, des observations par radar à effet Doppler ont été effectuées par le radiotélescope d'Arecibo sur Mercure afin d'en apprendre plus sur la planète et de vérifier si la période de rotation était bien égale à la période de révolution. Les températures relevées du côté de la planète censé être toujours exposé à l'ombre étaient trop importantes, ce qui suggéra que cette face sombre était en réalité parfois exposée au Soleil. En 1965, les résultats obtenus par Gordon H. Pettengill et Rolf B. Dyce révèlent que la période de rotation de Mercure est en fait de 59 jours terrestres[27], avec une incertitude de 5 jours. Cette période sera ajustée plus tard, en 1971, à 58,65 jours à ± 0,25 jours grâce à des mesures plus précises — toujours par radar — effectuées par R.M. Goldstein[28]. Trois ans plus tard, la sonde Mariner 10 apportera une meilleure précision, mesurant la période de rotation à 58,646 ± 0,005 jours[28]. Il se trouve que cette période est exactement égale aux 2/3 de la révolution de Mercure autour du Soleil ; c'est ce qu'on appelle une résonance spin-orbite 3:2[29],[30].
+Cette résonance 3:2, une spécificité de Mercure, est stabilisé par la variance de la force de marée le long de l'orbite excentrique de Mercure, agissant sur une composante dipolaire permanente de la distribution de masse de Mercure[31] et par le mouvement chaotique de son orbite[32]. Dans une orbite circulaire, il n'y a pas de telle variance, donc la seule résonance stabilisée pour une telle orbite est 1:1 (par exemple, Terre-Lune). Au périhélie, là où la force de marée atteint son maximum, elle stabilise les résonances, comme 3:2, en obligeant la planète à pointer son axe de moindre inertie (là où le diamètre de la planète est le plus grand) approximativement vers le Soleil[31],[33].
+La raison pour laquelle les astronomes pensaient que Mercure était verrouillée avec le Soleil est que, à chaque fois que Mercure était la mieux placée pour être observée, elle se trouvait toujours au même point sur son orbite (en résonance 3:2), présentant ainsi la même face à la Terre ; ce qui serait aussi le cas si elle était totalement synchronisée avec le Soleil. Cela est dû au fait que la période de rotation réelle de Mercure de 58,6 jours est presque exactement la moitié de la période synodique de Mercure valant 115,9 jours (c'est-à-dire le temps mis par Mercure pour revenir à la même configuration Terre–Mercure–Soleil) par rapport à la Terre[12]. L'erreur Schiaparelli peut aussi être imputée à la difficulté d'observation de la planète avec les moyens de l'époque[25].
+En raison de sa résonance 3:2, bien qu'un jour sidéral (la période de rotation) dure environ 58,7 jours terrestres, le jour solaire (durée entre deux retours successifs du Soleil au méridien local) dure 176 jours terrestres, c'est-à-dire deux années mercuriennes[34]. Cela implique qu'une journée et une nuit durent chacune exactement une année sur Mercure, soit 88 jours terrestres (presque un trimestre)[35].
+Une modélisation précise basée sur un modèle des marées a démontré que Mercure a été capturé dans l'état de spin-orbite 3:2 à un stade très précoce de son histoire, entre 10 et 20 millions d'années après sa formation[36]. De plus, des simulations numériques ont montré qu'une future résonance séculaire avec Jupiter pourrait faire croître l'excentricité de Mercure jusqu'à un point où il y aurait 1% de chance que la planète entre en collision avec Vénus d'ici à 5 milliards d'années[N 4],[37],[38]. La prédiction à long terme de l'orbite de Mercure s'inscrit dans la mécanique du chaos : certaines simulations démontrent même que la planète pourrait être éjectée du système solaire[39].
+Comme pour l'ensemble des planètes du système solaire, l'orbite de Mercure connaît une très lente précession du périhélie autour du Soleil, c'est-à-dire que son orbite est elle-même en rotation autour du Soleil. Cependant, contrairement aux autres planètes, la période de précession du périhélie de Mercure ne concorde pas avec les prédictions faites à l'aide de la mécanique newtonienne[40].
+En effet, Mercure connaît une précession légèrement plus rapide que celle à laquelle on peut s'attendre en appliquant les lois de la mécanique céleste, et se trouve en avance d'environ 43 secondes d'arc par siècle[41],[42].
+Les astronomes ont donc, dans un premier temps, pensé à la présence d'un ou plusieurs corps entre le Soleil et l'orbite de Mercure dont l'interaction gravitationnelle perturberait le mouvement de cette dernière. L'astronome français Urbain Le Verrier, qui avait découvert en 1846 la planète Neptune à partir d'anomalies dans l'orbite d'Uranus[43], se pencha sur le problème et suggéra la présence d'une planète inconnue ou d'une seconde ceinture d'astéroïdes entre le Soleil et Mercure[44]. Des calculs effectués, en prenant en compte l'influence gravitationnelle de ces corps, devaient alors concorder avec la précession observée.
+Le 28 mars 1859, Le Verrier fut contacté par le médecin français Edmond Lescarbault à propos d'une tache noire qu'il aurait vu passer devant le Soleil deux jours avant et qui était probablement, d'après lui, une planète intramercurienne[45]. Le Verrier postula alors que cette planète — qu'il nomma Vulcain — était responsable des anomalies du mouvement de Mercure et se mit en tête de la découvrir. À partir des informations de Lescarbault, il conclut que Vulcain tournait autour du Soleil en 19 jours et 7 heures à une distance moyenne de 0,14 UA. Il en déduisit également un diamètre d'environ 2 000 km et une masse de 1/17e de celle de Mercure. Cette masse était cependant bien trop faible pour expliquer les anomalies, mais Vulcain était une bonne candidate au corps le plus gros d'une hypothétique ceinture d'astéroïdes interne à l'orbite de Mercure[46].
+Le Verrier profita alors de l'éclipse de Soleil de 1860 pour mobiliser tous les astronomes français afin de repérer Vulcain, mais personne ne put la trouver. La planète fut ensuite recherchée pendant des décennies, sans succès même si certains astronomes pensèrent l'avoir vue[47],[48], jusqu'à ce qu'une explication relativiste ne soit proposée.
+En 1916, Albert Einstein avança la théorie de la relativité générale. En appliquant les paramètres dits post-képlériens de sa théorie au mouvement de Mercure, Einstein fournit l'explication de la précession observée en formalisant la gravitation comme étant affectée par la courbure de l'espace-temps. La formule de précession subie par l'orbite obtenue par Einstein est :
+où
+a
+{\displaystyle a}
+ est le demi-grand axe de l'ellipse,
+e
+{\displaystyle e}
+ son excentricité,
+G
+{\displaystyle G}
+ la constante gravitationnelle,
+M
+S
+{\displaystyle M_{S}}
+ la masse du Soleil, et
+T
+{\displaystyle T}
+ la période de révolution sur l'ellipse[N 5].
+Avec pour valeurs numériques,
+G
+≃
+6.67
+10
+−
+11
+SI
+{\displaystyle G\ \simeq \ 6.67\ 10^{-11}\,{\text{SI}}}
+,
+M
+S
+≃
+2.0
+10
+30
+kg
+{\displaystyle M_{S}\ \simeq \ 2.0\ 10^{30}\,{\text{kg}}}
+,
+a
+≃
+5.8
+10
++
+10
+m
+{\displaystyle a\ \simeq \ 5.8\ 10^{+10}\,{\text{m}}}
+ ,
+e
+≃
+0.2
+{\displaystyle e\ \simeq \ 0.2}
+ et
+T
+≃
+88
+jours
+{\displaystyle T\ \simeq \ 88\,{\text{jours}}}
+, on retrouve 0,1038 secondes d'arc par révolution, ce qui correspond avec les 415 révolutions de Mercure par siècle à :
+L'effet est faible : seulement 43 secondes d'arc par siècle pour Mercure, il faut donc environ 2,8 millions d'années pour un tour complet en excès[N 6] (ou douze millions de révolutions), mais coïncide bien avec l'avance du périhélie précédemment mesurée. Cette prédiction validée constitua un des premiers grand succès de la relativité générale naissante.
+Mercure est l'une des quatre planètes tellurique du système solaire, et possède un corps rocheux comme la Terre. C'est la plus petite planète du système solaire, avec un rayon équatorial de 2 439,7 km[2]. Mercure est également plus petite - bien que plus massive - que deux satellites naturels du système solaire, Ganymède et Titan. Mercure est composée d'environ 70 % de métaux (principalement dans le noyau) et de 30 % de silicate (principalement dans son manteau)[49],[17]. La densité de Mercure est la deuxième plus élevée dans le système solaire, avec 5,427 g/cm3, soit à peine moins que la densité de la Terre, qui est de 5,515 g/cm3 [2],[50]. Si l'effet de la compression gravitationnelle devait être ignoré, c'est Mercure qui serait plus dense avec 5,3 g/cm3 contre 4,4 g/cm3 pour la Terre[51], du fait d'une composition avec des matériaux plus denses.
+La densité de Mercure peut être utilisée pour déduire des détails sur sa structure interne. Bien que la haute densité de la Terre résulte sensiblement de la compression gravitationnelle, en particulier au niveau du noyau terrestre, Mercure est beaucoup plus petite et ses régions internes ne sont pas aussi comprimées. Par conséquent, pour qu'elle ait une densité aussi élevée, son noyau doit être volumineux et riche en fer[52].
+Les géologues estiment que le noyau de Mercure occupe environ 85 % de son rayon[53],[54], ce qui représenterait ainsi environ 61,4 % de son volume contre 17 % pour la Terre par exemple[N 7]. Des recherches publiées en 2007 ont un temps suggéré que le noyau de Mercure était totalement liquide (nickel et fer)[55],[56],[57]. Plus récemment, d'autres études utilisant des données de la mission MESSENGER, achevée en 2015, ont cependant amené les astronomes à penser que le noyau interne de la planète était en réalité solide[54],[58],[59]. Autour du noyau se trouve couche centrale externe solide de sulfure de fer et un manteau composé de silicates[60],[61]. D'après les données de la mission Mariner 10 et les observations terrestres, la croûte de Mercure aurait une épaisseur entre 35 et 54 km[62]. Une caractéristique distinctive de la surface de Mercure est la présence de nombreuses crêtes étroites, s'étendant jusqu'à plusieurs centaines de kilomètres de longueur. On pense qu'elles se sont formées lorsque le noyau et le manteau de Mercure ont refroidi et se sont contractés à un moment où la croûte s'était déjà solidifiée[59].
+Le noyau de Mercure a une teneur en fer plus élevée que celle de toute autre objet du système solaire[63]. Cette forte concentration en fer est la raison pour laquelle on la surnomme parfois « la planète métallique »[52] ou « la planète de fer »[64]. La réponse à cette question permettrait certainement d'en apprendre beaucoup sur la nébuleuse solaire primitive et les conditions dans lesquelles le système solaire s'est formé. Trois hypothèses ont été proposées pour expliquer la haute métallicité de Mercure et son noyau gigantesque.
+La théorie la plus largement acceptée à ce sujet est que Mercure avait à l'origine un rapport de métal sur silicate similaire à celui des météorites de chondrite communes, que l'on pense être typiques de la matière rocheuse du système solaire, et avec une masse environ 2.25 fois supérieure à sa masse actuelle[65]. En suite, au début de l'histoire du système solaire, Mercure aurait été frappée par un planétésimal d'environ 1/6e de cette masse et de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre[65]. L'impact aurait enlevé une grande partie de la croûte et du manteau d'origine, laissant derrière lui le noyau métallique qui aurait fusionné avec celui du planétésimal, et un mince manteau. Un processus similaire, connu sous le nom d'hypothèse de l'impact géant, a été proposé pour expliquer la formation de la Lune[65] suite à la collision de la Terre avec l'impacteur Théia.
+Alternativement, Mercure pourrait s'être formée à partir de la nébuleuse solaire avant que la production d'énergie du Soleil ne se soit stabilisée. Au départ, sa masse aurait été le double de cette actuelle mais lorsque la protoétoile s'est contractée, les températures à proximité de Mercure auraient pu se situer entre 2 500 et 3 500 K et peut-être même atteindre 10 000 K[66]. Une grande partie de la roche de surface de Mercure aurait ainsi pu être vaporisée à ces températures, formant une atmosphère de vapeur de roche qui aurait ensuite été emportée par le vent solaire[66].
+Une troisième hypothèse propose que la nébuleuse solaire aurait provoqué une traînée sur les particules à partir desquelles Mercure s'accrétait, ce qui signifie que des particules plus légères ont été perdues du matériau d'accrétion et n'ont pas été recueillies par Mercure[63]. Ainsi, le taux d'éléments lourds, comme le fer, présents dans la nébuleuse solaire était plus important au voisinage du Soleil, voire ces éléments lourds étaient distribués graduellement autour du Soleil (plus on s'en éloignait, moins il y avait d'éléments lourds). Mercure, proche du Soleil, aurait donc amassé plus de matériaux lourds que les autres planètes pour former son noyau[67].
+Cependant, chaque hypothèse prévoit une composition de surface différente. La mission MESSENGER a trouvé des niveaux de potassium et de soufre plus élevés que prévu à la surface, ce qui suggère que l'hypothèse d'un impact géant et d'une vaporisation de la croûte et du manteau ne s'est pas produite car le potassium et le soufre auraient été chassés par la chaleur extrême de ces événements[67]. Ainsi, les résultats obtenus jusqu'à présent semblent favoriser la troisième hypothèse mais une analyse plus approfondie des données est nécessaire[68]. BepiColombo, qui arrivera en orbite autour de Mercure en 2025, fera des observations pour tenter d'apporter une réponse[69].
+La surface de Mercure est couverte d'un tapis poussiéreux, de cassures et de cratères[27]. La surface de Mercure est similaire à celle de la Lune, montrant de vastes plaines de minéraux (silicates) ressemblant à des mers lunaires et de nombreux cratères, ce qui indique qu'elle est géologiquement inactive depuis des milliards d'années[70],[71]. Pour les astronomes, ces cratères sont très anciens et racontent l'histoire de la formation du système solaire, lorsque les planétésimaux entraient en collision avec les jeunes planètes pour fusionner avec elles. Par opposition, certaines portions de la surface de Mercure semblent lisses, vierges de tout impact[72],[73]. Il s'agit probablement de coulées de lave recouvrant un sol plus ancien et plus marqué par les impacts. La lave, une fois refroidie, donnerait lieu à l'apparition d'une surface lisse, blanchâtre. Ces plaines datent d'une époque plus récente, postérieure à la période de bombardements intenses. La découverte des plaines volcaniques sur la surface permet de mettre en cause des chutes d'énormes astéroïdes atteignant le manteau, et pouvant créer en même temps des éruptions volcaniques à l'opposé de la planète.
+La connaissance de la géologie de Mercure n'ayant été basée que sur le survol de Mariner 10 en 1975 et sur des observations terrestres, elle fut la moins bien connue des planètes telluriques jusqu'à 2011 et la mission MESSENGER[57]. Par exemple, un cratère inhabituel avec des creux rayonnants a été découvert grâce à cette mission, que les scientifiques ont appelé un temps cratère de l'Araignée avant de renommer Apollodorus[74],[75].
+Mercure possède différents types de formations géologiques[76],[77],[78] :
+Mercure a été lourdement bombardée par des comètes et des astéroïdes pendant et peu après sa formation, il y a 4,6 milliards d'années, ainsi que pendant un épisode ultérieur, peut-être distinct, appelé le Grand bombardement tardif, qui s'est terminé il y a 3,8 milliards d'années[79]. Pendant cette période de formation intense de cratères, Mercure a subi des impacts sur toute sa surface, facilités par l'absence de toute atmosphère pour ralentir les impacteurs[80]. Aussi, Mercure était alors volcaniquement active ; des bassins tels que le bassin Caloris étaient alors remplis de magma, produisant des plaines lisses semblables Mers lunaires[72],[73]. Après le grand bombardement, l'activité volcanique de Mercure aurait cessé, soit environ 800 millions d'années après sa formation[81].
+La surface de Mercure est plus hétérogène que celle de Mars ou de la Lune, qui contiennent toutes deux des étendues importantes de géologie similaire, comme les maria et les planitiae[82].
+Le diamètre des cratères de Mercure varie de petites cavités en forme de bol à des bassins d'impact multi-annulaires de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre. Ils apparaissent dans tous les états de dégradation, des cratères rayonnés relativement frais aux restes de cratères très dégradés. Les cratères de Mercure diffèrent subtilement des cratères lunaires en ce que la zone couverte par leurs éjections est beaucoup plus petite, conséquence de la plus forte gravité de Mercure à sa surface[83]. Selon les règles de l'UAI, chaque nouveau cratère doit porter le nom d'un artiste célèbre depuis plus de cinquante ans, et mort depuis plus de trois ans, avant la date à laquelle le cratère est nommé[84].
+Le plus grand cratère connu est le bassin Caloris, avec un diamètre de 1 550 km (soit près du tiers du diamètre de la planète), qui fut formé suite à la chute d'un astéroïde d'une taille avoisinant les 150 km, il y a près de 3,85 milliards d'années[85]. Son nom (Caloris, « chaleur » en latin) vient du fait qu'il est situé sur l'un des deux « pôles chauds » de la surface de Mercure, pôles faisant directement face au Soleil lorsque la planète est au périhélie[13]. L'impact qui a créé le bassin Caloris a été si puissant qu'il a provoqué des éruptions de lave qui ont laissé un anneau concentrique de plus de 2 km de haut entourant le cratère d'impact. Il s'agit d'une grande dépression circulaire, avec des anneaux concentriques. Plus tard, de la lave a certainement coulé dans ce grand cratère, et en a lissé la surface.
+À l'antipode du bassin Caloris se trouve une grande région de terrain très vallonnée et accidentée, de la taille de la France et de l'Allemagne réunies, connue sous le nom de « Terrain étrange » (en anglais Weird Terrain)[86]. Une hypothèse pour son origine est que les ondes de choc générées lors de l'impact de Caloris ont voyagé autour de Mercure, convergeant à l'antipode du bassin (à 180 degrés). Les fortes contraintes qui en ont résulté ont fracturé la surface, soulevant le sol à une hauteur de 800 à 1 000 m et produisant cette région chaotique[87],[88]. Une autre hypothèse est que ce terrain s'est formé à la suite de la convergence des éjecta volcaniques à l'antipode de ce bassin[89].
+L'impact ayant créé le bassin Caloris a également contribué à la formation de l'unique chaîne de montagnes de Mercure : les Caloris Montes[90],[91].
+Au total, environ 15 bassins d'impact ont été identifiés sur Mercure. Un bassin notable est le bassin Tolstoï, de 400 km de large, avec de multiples anneaux et qui a une couverture d'éjectas s'étendant jusqu'à 500 km depuis son pourtour et dont l'apparition marque l'ère du Tolstoïen. Les bassins Rembrandt et Beethoven, ayant une couverture d'éjecta volcaniques de taille similaire, font également partie des plus gros cratères d'impact de la planète avec une largeur respective de 716 et 625 km[83].
+Comme la Lune, la surface de Mercure a probablement subi les effets des processus d'érosion spatiale, notamment le vent solaire et les impacts de micrométéorites[83].
+Il existe deux régions de plaines géologiquement distinctes sur Mercure[83],[92],[93].
+Premièrement, les plaines légèrement vallonnées dans les régions situées entre les cratères sont les plus anciennes surfaces visibles de Mercure[83], antérieures aux terrains fortement cratérisés. Ces plaines entre les cratères semblent avoir effacé de nombreux cratères plus anciens, et montrent une rareté générale de petits cratères de moins de 30 km de diamètre environ[92].
+Deuxièmement, les plaines lisses sont de vastes zones plates qui remplissent des dépressions de tailles diverses et ressemblent beaucoup à aux mers lunaires. Elles remplissent notamment un large anneau entourant le bassin Caloris. Contrairement aux mers lunaires, les plaines lisses de Mercure ont les mêmes albédos que les anciennes plaines entre les cratères. Malgré l'absence de caractéristiques volcaniques incontestables, la localisation et la forme arrondie et lobée de ces plaines soutiennent fortement des origines volcaniques[83]. Toutes les plaines lisses de Mercure se sont formées beaucoup plus tard que le bassin Caloris, comme indique leur densité de cratères sensiblement plus faible par rapport à celle de la couverture d'éjection de Caloris[83]. Le fond du bassin Caloris est rempli d'une plaine plate géologiquement distincte, fragmentée par des crêtes et des fractures selon un schéma à peu près polygonal. Il n'est pas clair s'il s'agit de laves volcaniques induites par l'impact ou des impactites[83].
+Une caractéristique inhabituelle de la surface de Mercure est la présence de nombreux plis de compression appelés escarpements (ou Rupes) qui sillonnent les plaines. Suite à la phase chaude de sa formation, c'est-à-dire après la fin du Grand bombardement tardif qui a un temps rendu toutes les planètes du système solaire des boules incandescentes[94], l'intérieur de Mercure s'est contracté et sa surface a commencé à se déformer, créant des crêtes[95]. Ces escarpements peuvent atteindre une longueur de 1 000 km et une hauteur de 3 km[96]. Ces caractéristiques de compression peuvent être observées simultanément avec d'autres caractéristiques, telles que des cratères et des plaines lisses, indiquant qu'elles sont plus récentes[97].
+La cartographie des caractéristiques de Mercure grâce aux photographies prises par Mariner 10 a suggéré un rétrécissement total du rayon de Mercure de l'ordre de 1 à 2 km du fait de ces compressions[98], intervalle ayant plus tard été augmenté de 5 à 7 km, suite aux données de MESSENGER[99],[100]. Aussi, des failles de poussée à petite échelle ont été trouvées, d'une hauteur de plusieurs dizaines de mètres et d'une longueur de quelques kilomètres, qui semblent avoir moins de 50 millions d'années. Cela indique que la compression de l'intérieur et l'activité géologique de surface qui en résulte se poursuivent toujours à cette petite échelle[98],[101]. Après cette découverte, la supposée inactivité géologique de Mercure, et des petites planètes en général, pourrait être remise en cause[102].
+Le Lunar Reconnaissance Orbiter a découvert l'existence de petites failles de poussée similaires sur la Lune[103].
+Comme pour la Terre, la Lune ou Mars, l'évolution géologique de Mercure peut être divisée en grandes périodes ou époques[104]. Ces âges sont basés sur une datation relative uniquement, les dates avancées ne sont donc que des ordres de grandeur[83] .
+Périodes géologiques de Mercure (en millions d'années) :
+Il s'étend du tout début de l'histoire du système solaire à la période de bombardements intenses[105], soit de -4,5 à -3,9 milliards d'années. La nébuleuse solaire primitive s'est condensée et a commencé à former de la matière solide ; d'abord de petite masse qui à force de s'accumuler (processus d'accrétion) a produit des corps de plus en plus gros, ayant une force d'attraction de plus en plus importante, jusqu'à former la principale masse de Mercure. La nature homogène ou hétérogène de cette accumulation de matière reste encore inconnue : on ne sait pas si Mercure s'est formée à partir d'un mélange de fer et de silicate qui se sont ensuite dissociés pour former séparément un noyau métallique et un manteau de silicate, ou si le noyau s'est formé en premier, à partir de métaux, puis le manteau et la croûte ne sont venus qu'après, lorsque les éléments lourds comme le fer sont devenus moins abondants aux environs de Mercure. Il y a peu de chance pour que Mercure ait possédé une atmosphère initiale (juste après l'accumulation de matière), ou alors elle se serait évaporée très tôt avant l'apparition des plus anciens cratères. Si Mercure avait eu une atmosphère, on aurait pu remarquer une érosion des cratères par les vents, comme sur Mars[106]. Les escarpements présents majoritairement dans les régions « inter-cratères » (qui sont des surfaces plus anciennes que les cratères) et qui traversent parfois certains des plus vieux cratères, montrent que le refroidissement du noyau et la contraction de la planète se sont produits entre la fin de la première période et le début de la seconde[105].
+La seconde période (de -3,9 à -3,85 milliards d'années) est caractérisée par un fort bombardement météoritique par des corps relativement gros (des résidus du processus d'accrétion), couvrant la surface de Mercure par des cratères et des bassins (cratères larges de plus de 200 km de diamètre), et se termine à la formation du bassin Caloris[107]. Il n'est pas certain que cette période soit la phase terminale de l'accrétion de Mercure ; il est possible qu'il ne s'agisse que d'un second épisode de bombardement indépendant de cette accumulation. D'autant plus que c'est l'époque du grand bombardement tardif[108]. Elle porte ce nom car elle a vu la formation du bassin Tolstoï.
+La formation du bassin Caloris marque la séparation cette période (de -3,85 à -3,80 milliards d'années). L'impact météoritique a donné lieu à de fortes transformations de la surface de Mercure : la création de l'anneau montagneux Caloris Montes autour du cratère produit par l'impact et les déformations chaotiques de l'autre côté de la planète[109]. L'asymétrie de la répartition interne des masses qu'il a occasionnée, à l'échelle de la planète, a été le pivot sur lequel se fonde la synchronisation des périodes rotation/révolution : le bassin Caloris est (avec son antipode) un des « pôles équatoriaux chauds ».
+La quatrième époque géologique de Mercure s'étale de -3,80 à -3 milliards d'années et débute après la collision donnant lieu au bassin Caloris. Elle couvre la période de volcanisme qui s'ensuivit[107]. Des coulées de lave ont formé une partie des grandes plaines lisses, grossièrement similaires aux maria lunaires. Cependant, les plaines lisses recouvrant le bassin Caloris (Suisei, Odin, et Tir Planitia) auraient été formées par des éjectas lors de l'impact Caloris.
+S'étendant respectivement de -3 milliards d'années à -1 milliard d'années puis depuis -1 milliard d'années à aujourd'hui, ces périodes sont marquées par de petits impacts météoritiques : peu d'événements majeurs se sont produits sur Mercure durant ces périodes[105]. Ces ères prennent également le nom de cratères : le Mansur et le Kuiper.
+La présence de plaines plus jeunes (les plaines lisses) est la preuve que Mercure a connu dans son passé une activité volcanique[92]. L'origine de ces plaines a été mise en évidence à la fin des années 1990 par Mark Robinson et Paul Lucey en étudiant les photographies de Mercure. Le principe était de comparer les surfaces lisses — formées à partir de coulées de laves — avec les autres, non lisses (et plus anciennes). S'il s'agissait bien d'éruptions volcaniques, ces régions devaient être d'une composition différente de celle qu'elles recouvraient, puisque composées de matériaux venant de l'intérieur de la planète[110].
+Les images prises par Mariner 10 ont d'abord été recalibrées à partir d'images prises en laboratoire avant le lancement de la sonde, et d'images prises durant la mission des nuages de Vénus (Vénus présente une texture plutôt uniforme) et de l'espace profond. Robinson et Lucey ont ensuite étudié divers échantillons de la Lune — qui aurait connu une activité volcanique similaire — notamment la réflexion de la lumière afin de faire un parallèle entre la composition et la réflexion de ces matériaux[110].
+À l'aide de techniques avancées de traitement d'images numériques (qui n'étaient pas possibles à l'époque de la mission Mariner 10), ils ont appliqué un code de couleurs aux images afin de différencier les matériaux minéraux sombres des matériaux métalliques. Trois couleurs ont été utilisées : le rouge pour caractériser les minéraux opaques, sombres (plus le rouge est prononcé, moins il y a de minéraux sombres) ; le vert pour caractériser à la fois la concentration d'oxyde de fer (FeO) et l'intensité du bombardement de micrométéorites, également appelé « maturité » (la présence de FeO est moins importante, ou la région est moins mature, sur les portions plus vertes) ; le bleu pour caractériser le rapport UV/lumière visible (l'intensité de bleu augmente avec le rapport). La combinaison des trois images donne des couleurs intermédiaires. Par exemple, une zone en jaune peut représenter une combinaison d'une forte concentration en minéraux opaques (rouge) et une maturité intermédiaire (vert)[110].
+Robinson et Lucey ont alors remarqué que les plaines étaient marquées de couleurs différentes par rapport aux cratères et ont pu en déduire que ces plaines étaient de composition différente par rapport aux surfaces plus anciennes (caractérisées par la présence de cratères). Ces plaines ont dû, à l'instar de la Lune, être formées par des coulées de lave. De nouvelles questions se posent alors quant à la nature de ces remontées de roche en fusion : ceux-ci peuvent être de simples épanchements fluides, ou des éruptions explosives[111]. Cependant, toutes les plaines n'ont peut-être pas pour origine des coulées de lave. Il est possible que certaines se soient formées à partir de retombées de poussières et de fragments du sol, éjectés lors de gros impacts météoritiques[112].
+Certaines éruptions volcaniques ont pu se produire à la suite de grosses collisions. Dans le cas du bassin Caloris, le cratère généré par l'impact devait avoir à l'origine une profondeur de 130 km, atteignant probablement le manteau qui a dû entrer partiellement en fusion lors du choc (pression et température très importantes). Le manteau est ensuite remonté lors du réajustement du sol, comblant le cratère. Ainsi, sachant qu'une partie de la surface de Mercure provient de son intérieur, les scientifiques ont pu en apprendre plus sur la composition interne de la planète[113].
+Les images obtenues par MESSENGER, quant à elles, ont révélé des preuves de nuées ardentes sur Mercure provenant de volcans boucliers de faible hauteur[114],[115],[116]. Ces données MESSENGER ont permis d'identifier 51 dépôts pyroclastiques à la surface, dont 90 % se trouvent dans des cratères d'impact[117]. Une étude de l'état de dégradation des cratères d'impact qui accueillent les dépôts pyroclastiques suggère que l'activité pyroclastique s'est produite sur Mercure pendant un intervalle prolongé[117].
+Une « dépression sans rebord » à l'intérieur de la bordure sud-ouest du bassin Caloris se compose d'au moins neuf cheminées volcaniques qui se chevauchent, chacune pouvant atteindre individuellement jusqu'à 8 km de diamètre. Il s'agit donc d'un stratovolcan[118]. Les fonds des cheminées se trouvent à au moins 1 km sous leurs parois et ressemblent à des cratères volcaniques sculptés par des éruptions explosives ou modifiés par l'effondrement dans des espaces vides créés par le retrait du magma dans un conduit[118]. L'âge du système complexe volcanique serait de l'ordre d'un milliard d'années[118].
+Mercure est une planète très chaude. La température moyenne en surface est de 452 K (179 °C)[119]. C'est la température de stabilisation en dessous du régolite, où le sous-sol n'est plus soumis à l'alternance des « ondes » thermiques de la journée et de la nuit. Aussi, la température de surface de Mercure varie de 100 à 700 K (−173 à 427 °C)[120]. Elle ne dépasse jamais 180 K aux pôles en raison de l'absence d'atmosphère et d'un fort gradient de température entre l'équateur et les pôles[121]. Le point subsolaire au périhélie, à savoir (0°N, 0°W) ou (0°N, 180°W)[N 8], atteint 700 K à ce moment mais seulement 550 K à l'aphélie (90° ou 270°W)[122]. Du côté non éclairé de la planète, la température moyenne est de 110 K[121],[123]. Depuis la surface de Mercure le Soleil apparaît, en fonction de l'orbite elliptique, entre 2,1 et 3,3 plus gros que depuis la Terre, et l'intensité de la lumière solaire à la surface de Mercure varie entre 4,59 et 10,61 fois la constante solaire, c'est-à-dire que la quantité d'énergie reçue par une surface perpendiculaire au Soleil est en moyenne 7 fois plus élevée sur Mercure que sur Terre[122].
+Bien que la température de la lumière du jour à la surface de Mercure soit généralement extrêmement élevée, il est possible que de la glace soit présente sur Mercure. En effet, du fait de l'inclinaison quasi nulle de son axe de rotation, les zones polaires de Mercure ne reçoivent des rayons solaires que rasants. Aussi, le fond des profonds cratères des pôles n'est alors jamais exposé à la lumière directe du soleil, et les températures y restent inférieures à 102 K grâce à cette obscurité permanente, soit bien moins que sur la température moyenne de la planète de 452 K[124]. À ces températures, la glace d'eau ne se sublime quasiment plus (la pression partielle de vapeur de la glace est très basse).
+Des observations radar effectuées dans le début des années 1990 à partir du radiotélescope d'Arecibo et de l'antenne de Goldstone indiquent la présence de glace d'eau aux pôles Nord et Sud de Mercure[125]. En effet, la glace d'eau est caractérisée par des zones à réflexion radar élevée et une signature fortement dépolarisée, contrairement à la réflexion radar typique du silicate, constituant la majeure partie de la surface de Mercure. Aussi, il existe des zones de forte réflexion radar près des pôles[126]. Les résultats obtenus avec le radiotélescope d'Arecibo montrent que ces réflexions radar sont concentrées dans des taches circulaires de la taille d'un cratère. D'après les images prises par Mariner 10, la plus grosse d'entre elles, au pôle Sud, semble coïncider avec le cratère Chao Meng-Fu. D'autres, plus petites, correspondent également à des cratères bien identifiés.
+On estime que les régions glacées contiennent environ 1014 à 1015 kg de glace[127],[128]. Celles-ci sont potentiellement recouvertes de régolite empêchant la sublimation[129]. En comparaison, la calotte glaciaire de l'Antarctique sur Terre a une masse d'environ 4 × 1018 kg et la calotte polaire sud de Mars contient environ 1016 kg d'eau[127]. Deux sources probables pour l'origine de cette glace sont envisagées : le bombardement météoritique ou le dégazage de l'eau de l'intérieur de la planète. Les météorites frappant la planète ont pu apporter de l'eau qui serait restée piégée (gelée par les basses températures des pôles) aux endroits où se sont produits les impacts. De même pour les dégazages, certaines molécules ont pu migrer vers les pôles et s'y retrouver piégées[127],[130].
+Bien que la glace ne soit pas la seule cause possible de ces régions réfléchissantes, les astronomes pensent que c'est la plus probable[130]. La sonde BepiColombo, qui se mettra en orbite autour de la planète vers 2025, aura parmi ses tâches d'identifier la présence ou non de glace sur Mercure[131].
+Mercure est trop petite et chaude pour que sa gravité ne puisse retenir une atmosphère significative sur de longues périodes[132]. Ainsi, elle est quasi inexistante à tel point que les molécules de gaz de l'« atmosphère » entrent plus souvent en collision avec la surface de la planète qu'avec d'autres molécules de gaz. Il est ainsi plus approprié de parler de son exosphère[133], commençant dès la surface de Mercure, directement « ouverte » sur l'espace. Celle-ci est ténue et limitée en surface[134], principalement composée de potassium, de sodium et d'oxygène (9,5 %). On y trouve aussi des traces d'argon, de néon, d'hydrogène et d'hélium[2],[135]. La pression de surface exercée est inférieure à 0,5 nPa (0,005 picobar)[2].
+Cette exosphère n'est pas stable et est en réalité transitoire[136] : les atomes composant principalement l'exosphère de Mercure (potassium et sodium) ont une durée de vie (de présence) estimée à trois heures avant d'être libérés dans l'espace et d'une heure et demie lorsque la planète est au périhélie[137]. Ainsi, les atomes sont continuellement perdus et réapprovisionnés à partir de diverses sources.
+Les atomes d'hydrogène et d'hélium proviennent probablement de la capture des ions du vent solaire, se diffusant dans la magnétosphère de Mercure avant de s'échapper à nouveau dans l'espace. La désintégration radioactive des éléments de la croûte de Mercure est une autre source d'hélium, ainsi que de sodium et de potassium[138]. De la vapeur d'eau est présente, libérée par une combinaison de processus tels que les comètes frappant sa surface, la pulvérisation cathodique (créant de l'eau à partir de l'hydrogène du vent solaire et de l'oxygène de la roche) et la sublimation à partir des réservoirs de glace d'eau dans les cratères polaires ombragés en permanence. La sonde MESSENGER a également détecté de grandes quantités d'ions liés à l'eau comme O+, OH−, et H3O+ [139],[140]. En raison des quantités de ces ions qui ont été détectées dans l'environnement spatial de Mercure, les astronomes supposent que ces molécules ont été soufflées de la surface ou de l'exosphère par le vent solaire[141],[142].
+Le sodium, le potassium et le calcium ont été découverts dans l'atmosphère au cours des années 1980-1990, le consensus étant qu'ils résultent principalement de la vaporisation de la roche de surface frappée par des impacts de micrométéorites[143], dont celle de la comète de Encke[144] qui créent un nuage zodiacal. En 2008, du magnésium a été découvert par MESSENGER[145],[146]. Des études indiquent que, parfois, les émissions de sodium sont localisées en des points qui correspondent aux pôles magnétiques de la planète. Cela indiquerait une interaction entre la magnétosphère et la surface de la planète[147].
+Malgré sa petite taille et sa lente période de rotation de 59 jours, Mercure possède un champ magnétique notable. Révélé par les magnétomètres de Mariner 10, en mars 1974, il surprit les astronomes qui pensaient jusque-là que Mercure était dépourvue de toute magnétosphère car sa vitesse de rotation lente diminue l'effet dynamo et il était supposé à l'époque que le noyau de la planète s'était déjà solidifié du fait de sa petite taille[61],[149]. L'intensité du champ magnétique à l'équateur de Mercure est d'environ 200 nT, soit 0.65 % du champ magnétique terrestre qui vaut 31 µT[150],[2]. Comme celui de la Terre, le champ magnétique de Mercure est dipolaire. Cependant, contrairement à la Terre, les pôles de Mercure sont alignés avec l'axe de rotation de la planète[151]. Les mesures des sondes spatiales Mariner 10 et MESSENGER ont indiqué que l'intensité et la forme du champ magnétique sont stables[151].
+Il est probable que ce champ magnétique soit généré par un effet de dynamo, d'une manière similaire au champ magnétique de la Terre[56],[152]. Cet effet de dynamo résulterait de la circulation du noyau externe liquide riche en fer de la planète. Des effets de marée particulièrement forts, causés par la forte excentricité orbitale de la planète, permettraient de maintenir le noyau à l'état liquide nécessaire à cet effet de dynamo[60].
+Le champ magnétique de Mercure est suffisamment puissant pour dévier le vent solaire autour de la planète, créant ainsi une magnétosphère située entre deux arcs de choc (ou « bow shock »)[148]. La magnétosphère de la planète, bien qu'assez petite pour être contenue dans le volume de la Terre[147], est assez forte pour piéger le plasma du vent solaire. Cela contribue à l'érosion spatiale de la surface de la planète[151]. Les observations effectuées par Mariner 10 ont permis de détecter ce plasma de faible énergie dans la magnétosphère du côté obscur de la planète. Les éclats de particules énergétiques dans la queue de la magnétosphère de la planète indiquent que celle-ci est dynamique[147]. De plus, des expériences menées par la sonde ont montré que, tout comme celle de la Terre, la magnétosphère de Mercure possède une queue séparée en deux par une couche neutre[153].
+Lors de son deuxième survol de la planète le 6 octobre 2008, MESSENGER a découvert que le champ magnétique de Mercure peut être extrêmement perméable. L'engin spatial a en effet rencontré des « tornades » magnétiques[154] (des faisceaux tordus de champs magnétiques reliant le champ magnétique planétaire à l'espace interplanétaire) qui faisaient jusqu'à 800 km de large, soit un tiers du rayon de la planète. Ces tubes de flux magnétique torsadés forment des fenêtres ouvertes dans le bouclier magnétique de la planète à travers lesquelles le vent solaire peut entrer et impacter directement la surface de Mercure par reconnexion magnétique[155]. Cela se produit également dans le champ magnétique terrestre, cependant le taux de reconnexion est dix fois plus élevé sur Mercure[155].
+La magnitude apparente de Mercure peut varier entre -2,48 (alors plus lumineuse que Sirius) lors de sa conjonction supérieure et +7,25 (dépassant alors la limite de visibilité à l’œil nu située à +6 et la rendant donc invisible) autour de la conjonction inférieure[145],[156]. La magnitude apparente moyenne est de 0,23 alors que l'écart-type de 1,78, c'est-à-dire le plus grand de toutes les planètes, du fait de la forme excentricité orbitale de la planète. La magnitude apparente moyenne à la conjonction supérieure est de -1,89 alors que celle à la conjonction inférieure est de +5,93[156]. L'observation de Mercure est compliquée du fait de sa proximité avec le Soleil, car elle est alors perdue dans l'éblouissement de l'étoile. Mercure ne peut être observée que pendant une courte période de temps au moment de l'aube ou du crépuscule[157].
+Comme plusieurs autres planètes et les étoiles les plus brillantes, Mercure peut être observée pendant une éclipse solaire totale[158]. De plus, comme la Lune et Vénus, Mercure présente des phases vues depuis la Terre. Elle est dite « nouvelle » à la conjonction inférieure et « pleine » à la conjonction supérieure. Cependant, la planète est rendue invisible depuis la Terre à ces deux occasions parce qu'elle est obscurcie par le Soleil (sauf durant un transit)[157]. Aussi, techniquement, Mercure est la plus brillante lorsqu'elle est pleine. Ainsi, bien que Mercure soit le plus éloigné de la Terre lorsqu'elle est pleine, elle présente une plus grande surface éclairée visible et l'effet d'opposition compense la distance[159]
+. L'inverse est vrai pour Vénus, qui apparaît plus brillante lorsqu'elle est en croissant parce qu'elle est beaucoup plus proche de la Terre[160].
+Néanmoins, l'apparition la plus brillante (pleine phase) de Mercure est en réalité incompatible avec l'observation pratique, en raison de l'extrême proximité de la planète avec le Soleil. Le meilleur moment pour observer Mercure est ainsi pendant son premier ou dernier quart, bien qu'il s'agisse de phases de moindre luminosité. Les premier et dernier quarts de phase se produisent lors de l'élongation la plus importante à l'est (vers septembre/octobre), et à l'ouest (vers mars/avril) du Soleil, respectivement[161]. À ces deux moments, la séparation de Mercure du Soleil varie entre 17,9° au périhélie et 27,8° à l'aphélie[161],[162]. À son élongation maximale à l'ouest, Mercure se lève avant le lever du Soleil, et à son élongation maximale à l'est, elle se couche après le coucher du Soleil, la rendant plus facilement observable[163],[164].
+Mercure est plus facilement visible depuis les régions tropicales et subtropicales que depuis des latitudes plus élevées[165]. Vue des basses latitudes et aux bons moments de l'année, l'écliptique coupe l'horizon à un angle aigu. À ce moment, Mercure se trouve directement au-dessus du Soleil (c'est-à-dire que son orbite semble verticale depuis la Terre) et elle est au maximum de son élongation par rapport au Soleil (28°)[165]. Quand arrive le moment de la journée terrestre où le Soleil est à 18° au-dessous de l'horizon de sorte que le ciel est complètement sombre (crépuscule astronomique), Mercure se trouve à un angle de 28-18=10° au-dessus de l'horizon dans un ciel complètement sombre : elle est alors à son maximum de visibilité pour un observateur terrestre.
+De plus, les observateurs situés dans l'hémisphère sud sont avantagés par rapport à ceux du nord, avec une latitude de valeur absolue égale. En effet dans cet hémisphère, l'élongation maximale de Mercure à l'ouest (matin) ne se produit qu'au début de l'automne (mars/avril) et son élongation maximale à l'est (soir) ne se produit qu'à la fin de l'hiver (septembre/octobre)[164]. Dans ces deux cas, l'angle d'intersection de l'orbite de la planète avec l'écliptique (et donc l'horizon) est alors à son maximum pendant ces saisons[166], ce qui permet à Mercure de se lever plusieurs heures avant le lever du soleil dans le premier cas et de ne se coucher que plusieurs heures après le coucher du soleil dans le second, à partir des latitudes moyennes méridionales comme l'Argentine et l'Afrique du Sud[164]. À l'inverse, dans l'hémisphère nord, l'écliptique est bien moins incliné le matin en mars/avril et le soir en septembre/octobre, Mercure est donc très proche de l'horizon même lors de son élongation maximum[167] même s'il arrive qu'elle soit bien visible, près de Vénus, dans le ciel[168].
+Une autre méthode pour observer Mercure consiste à observer la planète pendant les heures de jour lorsque les conditions sont claires, idéalement lorsqu'elle est à son plus grand allongement. Cela permet de trouver facilement la planète, même en utilisant des télescopes avec de faibles ouvertures. Il faut cependant prendre grand soin de veiller à ce que l'instrument ne soit pas pointé directement vers le Soleil en raison du risque de lésions oculaires[169]. Cette méthode permet de contourner la limitation de l'observation au crépuscule lorsque l'écliptique est située à faible altitude (par exemple les soirs d'automne).
+D'une façon générale, les observations de Mercure grâce à un télescope au sol ne révèlent cependant qu'un disque partiel de couleur orange éclairé avec peu de détails[170]. La proximité de l'horizon rend son observation avec les télescopes difficile, car sa lumière doit parcourir une plus grande distance à travers l'atmosphère terrestre et est perturbée par des turbulences, comme la réfraction et l'absorption qui rendent l'image floue. La planète apparaît généralement dans le télescope sous la forme d'un disque en forme de croissant. Même avec des télescopes puissants, il n'y a pratiquement pas de caractéristiques distinctives à sa surface. D'autre part, Le télescope spatial Hubble ne peut pas du tout observer Mercure, en raison de procédures de sécurité qui empêchent son pointage trop près du Soleil[171],[172].
+Un transit de Mercure se produit lorsque la planète se situe entre l'observateur et le Soleil. Elle est alors visible sous la forme d'un très petit point noir traversant le disque solaire. Il serait également possible pour un observateur situé sur une autre planète de voir un transit, tel que le transit de Mercure depuis Vénus. Les transits de Mercure vus depuis la Terre ont lieu avec une fréquence d'environ 13 ou 14 par siècle[173], en raison de la proximité de la planète au Soleil.
+Le premier transit de Mercure observé fut le 7 novembre 1631 par Pierre Gassendi, bien que son existence ait été prévue par Johannes Kepler avant sa mort en 1630[174]. En 1677, l'observation du transit de Mercure permit pour la première fois de mettre en avant le phénomène de la goutte noire[175], un effet de la diffraction des instruments optiques.
+Le transit de Mercure a également permis de réaliser différentes mesures, dont celle de la taille de l'univers[176] ou des variations à long terme du rayon du Soleil[177],[178].
+Les transits peuvent se produire en mai à des intervalles de 13 ou 33 ans, ou en novembre tous les 7, 13 ou 33 ans. Les quatre derniers transits de Mercure datent du 7 mai 2003, du 8 novembre 2006, du 9 mai 2016 et du 11 novembre 2019 ; les quatre prochains auront lieu le 13 novembre 2032, le 7 novembre 2039, le 7 mai 2049 et le 9 novembre 2052[179],[180].
+Mercure est connue depuis que les hommes s'intéressent au ciel nocturne ; la première civilisation à en avoir laissé des traces écrites est la civilisation sumérienne[181] (IIIe millénaire av. J.-C.) qui la nommait « Ubu-idim-gud-ud »[182] (signifiant la « planète sautante »[183]).
+Les premiers écrits d'observations détaillées de Mercure nous viennent des Babyloniens avec les tablettes de Mul Apin. Les Babyloniens appelaient cet astre Nabû en référence au dieu du savoir dans la mythologie mésopotamienne. Ils sont également les premiers à avoir étudié le mouvement apparent de Mercure, qui est différent de celui des autres planètes[184],[182].
+Plus tard, dans l'Antiquité, les Grecs, héritiers des conceptions indo-européennes (paléoastronomie) considérèrent jusqu'au IVe siècle av. J.-C. que Mercure visible avant le lever du Soleil d'une part et Mercure visible après son coucher d'autre part relevaient de deux astres distincts. Ceux-ci étaient appelés respectivement Στίλβων (Stilbōn), signifiant « celui qui brille »[185],[186] et Ἑρμῆς (Hermès) en raison de son mouvement rapide[187]. Ce dernier est d'ailleurs toujours le nom de la planète en grec moderne. L'étoile du matin aurait également été appelée Ἀπόλλων (Apollon)[188]. Les Égyptiens procédèrent de même en donnant le nom de Seth à l'étoile du matin et Horus à celle du soir[189],[190].
+Les Romains nommèrent la planète du nom du messager des dieux Mercure (en Latin Mercurius), équivalent d'Hermès pour la mythologie romaine, parce qu'elle se déplace dans le ciel plus vite que toutes les autres planètes[28],[191]. Aussi dieu protecteur des commerçants, des médecins et des voleurs, le symbole astronomique de Mercure est une version stylisée du caducée d'Hermès[192]. On dit également  que le symbole proviendrait d'une dérivation de la première lettre de son nom grec ancien Στίλβων (Stilbōn)[193].
+Ferry, un contributeur du Dictionnaire de Wahlen, écrit à ce sujet :
+« Pourquoi donc une planète aussi peu importante dans le système dont elle fait partie porte-t-elle le nom du messager des dieux dans l'Olympe mythologique ? C'est qu'elle se trouve assez fréquemment en conjonction avec les autres planètes entre lesquelles ces rapprochements sont beaucoup plus rares. Comme la durée de sa révolution autour du Soleil ou son année n'est que le quart de l'année terrestre, dans ce court espace de temps on la voit se diriger vers une planète et après s'en être approchée s'éloigner pour faire une autre visite aussi promptement terminée. La fréquente répétition de cette sorte de voyages a pu faire concevoir l'idée d'un autre messager. »[194]
+L'astronome gréco-égyptien Ptolémée a évoqué la possibilité de transits planétaires devant le Soleil dans son ouvrage Hypothèses planétaires. Il a suggéré qu'aucun passage n'avait été observé, soit parce que des planètes telles que Mercure étaient trop petites pour être vues, soit parce que les passages étaient trop peu fréquents[195].
+Dans la Chine ancienne, Mercure était connue sous le nom de « l'étoile pressée » (Chen-xing 辰星)[196]. Elle était associée à la direction du nord et à la phase de l'eau dans le système de cosmologie des Cinq Phases (Wuxing)[197],[198]. Les cultures modernes chinoise, coréenne, japonaise et vietnamienne désignent la planète littéralement comme « l'étoile d'eau » (水星), basée sur les Cinq éléments[199]. La mythologie hindoue utilisait le nom de Bouddha pour Mercure, et on pensait que ce dieu présidait le mercredi[200],[201]. Le dieu Odin de la mythologie nordique était associé avec la planète Mercure et au mercredi[202]. Ce lien avec le troisième jour de la semaine se retrouve également chez les Romains est a ensuite donné en français le nom Mercredi (pour « Mercurii dies », le jour de Mercure)[203],[204].
+La civilisation Maya aurait représenté Mercure comme un hibou (ou potentiellement quatre, deux représentant son apparition du matin et deux celle du soir) servant de messager vers le monde souterrain[205].
+En astronomie arabe, l'astronome Al-Zarqali décrivit au XIe siècle l'orbite géocentrique de Mercure comme étant une ellipse, bien que cette intuition n'ait pas influencé sa théorie astronomique ou ses calculs astronomiques[206],[207]. Au XIIe siècle, Ibn Bajjah a observé « deux planètes comme des taches noires sur la face du Soleil », ce qui a été plus tard suggéré comme le transit de Mercure et/ou de Vénus par l'astronome de Maragha Qotb al-Din Chirazi au XIIIe siècle[208],[209].
+En Inde, l'astronome Nilakantha Somayaji de l'école du Kerala développa au XVe siècle un modèle partiellement héliocentrique dans lequel Mercure orbite autour du Soleil, qui à son tour orbite autour de la Terre, similairement au système tychonique de Tycho Brahe proposé ensuite au XVIe siècle[210].
+Les premières observations télescopiques de Mercure ont été faites par Galilée au début du XVIe siècle[211]. Bien qu'il ait observé des phases lorsqu'il a regardé Vénus, son télescope n'était pas assez puissant pour voir les phases de Mercure. En 1631, Pierre Gassendi a fait les premières observations télescopiques du transit d'une planète à travers le Soleil lorsqu'il a vu un transit de Mercure prédit par Johannes Kepler[212]. En 1639, Giovanni Zupi a utilisé un télescope pour découvrir que la planète avait des phases similaires à celles de Vénus et de la Lune. L'observation a démontré de façon concluante que Mercure orbitait autour du Soleil[12],[213].
+Un événement rare en astronomie est le passage d'une planète devant une autre vu de la Terre (occultation). Mercure et Vénus s'occultent l'une l'autre tous les quelques siècles, et l'événement du 28 mai 1737 est le seul à avoir été observé historiquement, ayant été vu par John Bevis à l'Observatoire royal de Greenwich[214]. La prochaine occultation de Mercure par Vénus aura lieu le 3 décembre 2133[215].
+Les difficultés inhérentes à l'observation de Mercure font qu'elle a été beaucoup moins étudiée que les autres planètes. En 1800, Johann Schröter a fait des observations de sa surface, affirmant avoir observé des montagnes de 20 kilomètres de haut[216]. Friedrich Bessel a utilisé les dessins de Schröter pour estimer à tort la période de rotation comme étant de 24 heures et une inclinaison axiale de 70°. Dans les années 1880, Giovanni Schiaparelli a cartographié la planète avec plus de précision et a suggéré que la période de rotation de Mercure était de 88 jours, la même que sa période orbitale en raison d'une rotation synchrone. L'effort de cartographie de la surface de Mercure a été poursuivi par Eugène Antoniadi, qui a publié en 1934 un livre comprenant à la fois des cartes et ses propres observations. De nombreuses caractéristiques de la surface de la planète, en particulier les formations d'albédo, tirent leur nom de la carte d'Antoniadi[217].
+En juin 1962, les scientifiques soviétiques de l'Institut de radio-ingénérie et d'électronique de l'Académie des sciences de l'URSS, dirigé par Vladimir Kotelnikov, sont les premiers à faire rebondir un signal radar sur Mercure et à le recevoir, ce qui a permis de commencer les observations radar de la planète[218],[219],[220]. Trois ans plus tard, les observations radar des Américains Gordon H. Pettengill et Rolf B. Dyce, à l'aide du radiotélescope de 300 mètres de l'observatoire d'Arecibo à Porto Rico, ont montré de façon concluante que la période de rotation de la planète était d'environ 59 jours[221],[222]. La théorie selon laquelle la rotation de Mercure était synchrone s'était largement répandue, et ce fut donc une surprise pour les astronomes lorsque ces observations radio furent annoncées. Si Mercure était réellement verrouillée comme on le pensait auparavant, sa face obscure aurait été extrêmement froide, mais les mesures des émissions radio ont révélé qu'elle était beaucoup plus chaude que prévu. Les astronomes hésitèrent à abandonner la théorie de la rotation synchrone et proposèrent des mécanismes alternatifs tels que des vents puissants de distribution de la chaleur pour expliquer les observations[223].
+L'astronome italien Giuseppe Colombo a noté que la période de rotation était d'environ deux tiers de la période orbitale de Mercure, et a été le premier à proposer que les périodes orbitales et de rotation de la planète soient verrouillées dans une résonance de 3:2 plutôt que de 1:1[31] comme c'est le cas entre la Terre et la Lune par exemple. Les données de Mariner 10 ont par la suite confirmé ceci[224].
+Les observations optiques au sol n'ont pas permis d'en savoir beaucoup plus sur Mercure, mais les radioastronomes utilisant l'interférométrie micro-ondes, une technique qui permet d'éliminer le rayonnement solaire, ont pu discerner les caractéristiques physiques et chimiques des couches souterraines à une profondeur de plusieurs mètres[225],[226]. En 2000, des observations à haute résolution dites de lucky imaging ont été effectuées par un télescope de l'Observatoire du Mont Wilson. Elles ont fourni les premières vues qui ont permis de connaître les caractéristiques de surface des parties de Mercure qui n'avaient pas été imagées lors de la mission Mariner 10[227]. La majeure partie de la planète a été cartographiée par le télescope radar d'Arecibo, y compris les dépôts polaires dans les cratères ombragés de ce qui pourrait être de la glace d'eau[228].
+Le premier astronome à avoir discerné des caractéristiques géologiques de Mercure était Johann Hieronymus Schröter qui, vers la fin du XVIIIe siècle, dessina en détail ce qu'il avait pu observer, dont des très hautes montagnes. Ses observations furent cependant infirmées par William Herschel qui ne put voir aucune de ces caractéristiques[216].
+Par la suite, d'autres astronomes ont dressé des cartes de Mercure, dont l'italien Giovanni Schiaparelli et l'américain Percival Lowell (en 1896) qui y voyaient des zones sombres en formes de lignes, similaires aux canaux de Mars[229]. Schiaparelli et Lowell avaient également esquissé des cartes de Mars en soutenant qu'il y avait des canaux artificiels[216].
+Carte de Giovanni Schiaparelli
+Carte de Percival Lowell (1896)
+Carte d'Eugène Antoniadi (1934)
+La meilleure carte d'avant Mariner 10 provient du Franco-grec Eugène Antoniadi, au début des années 1930[230]. Elle fut utilisée pendant près de 50 ans jusqu'à ce que Mariner 10 nous renvoie les premières photos de la planète[231]. Antoniadi montra que les canaux n'étaient qu'une illusion d'optique[232]. Il reconnut que l'élaboration d'une carte précise de Mercure était impossible à partir d'observations effectuées à l'aube ou au crépuscule, à cause des perturbations atmosphériques (l'épaisseur d'atmosphère terrestre que la lumière doit traverser lorsque Mercure se trouve à l'horizon est importante et crée des distorsions de l'image). Il entreprit alors de faire des observations — dangereuses — en plein jour lorsque le Soleil était bien au-dessus de l'horizon. Il gagna ainsi en netteté, mais perdit en contrastes à cause de la lumière du Soleil. Antoniadi parvint tout de même à achever sa carte en 1934, composée de plaines et de montagnes[233].
+Les coordonnées utilisées sur ces cartes ont peu d'importance dans la mesure où elles ont été établies alors qu'on pensait, comme Schiaparelli l'avait affirmé, que la période de rotation de Mercure sur elle-même était la même que la période de révolution autour du Soleil. Il s'agit donc de la face supposée toujours illuminée qui a été cartographiée[234].
+En 1974–75, Mariner 10 rapporta des photographies en haute résolution permettant la cartographie d'environ 45 % de sa surface[235],[27], révélant les détails topographiques jamais vus auparavant : une surface recouverte de cratères avec des montagnes et des plaines, et très ressemblante à celle de la Lune[27]. Il a d'ailleurs été assez difficile de faire une corrélation entre les caractéristiques photographiées par la sonde et les cartes établies par télescope. Certaines des manifestations géologiques de la carte d'Antoniadi se sont révélées inexistantes[235]. Aussi, ces photographies ont permis la publication en 1976 du premier atlas de la planète par la NASA (Atlas of Mercury), révélant pour la première fois les formations géologiques de la planète dont, par exemple, son unique chaîne de montagnes : Caloris Montes[91].
+L'Union astronomique internationale a défini en 1970 le méridien 0° comme étant le méridien solaire au premier périhélie après le 1er janvier 1950, c'est-à-dire à un des deux points les plus chauds. Le système de coordonnées utilisé par Mariner 10 se fonde cependant sur le méridien 20° qui coupe le cratère Hun Kal (signifiant « 20 » en maya)[236], ce qui donne une légère erreur de moins de 0,5° par rapport au méridien 0° défini par l'UAI, car le méridien 0 était dans l'obscurité lors de ses survols[237],[238]. Le cratère Hun Kal est en quelque sorte le Greenwich de Mercure. L'équateur se trouve dans le plan de l'orbite de Mercure. Les longitudes sont mesurées de 0° à 360° en allant vers l'ouest[239]. Ainsi, les deux points les plus chauds de l'équateur se trouvent donc aux longitudes 0° O et 180° O, et les points les plus froids de l'équateur se trouvent aux longitudes 90° O et 270° O. À l'inverse, le projet MESSENGER utilise une convention positive vers l'est[240].
+Mercure est découpée en 15 quadrangles. Plusieurs méthodes de projection ont été utilisées pour cartographier la surface de Mercure, suivant la position du quadrangle sur le globe. Cinq projections Mercator (projection cylindrique tangente à l'équateur) entourant la planète au niveau de l'équateur, entre les latitudes 25° nord et 25° sud ; quatre projections Lambert (projection conique) entre 20° et 70° de latitude pour chaque hémisphère ; et deux projections stéréographiques pour cartographier les pôles (jusqu'à 65° de latitude)[241].
+Chaque quadrangle commence par la lettre H (pour « Hermès »), suivie de son numéro (de 1, pôle Nord, à 15, pôle Sud). Leur nom provient d'une caractéristique importante présente sur leur région (bassin, cratère, etc.) et un nom d’albédo (entre parenthèses) leur est attribué[241]. Les noms d’albédos assignés pour cette nouvelle carte proviennent de celle d'Antoniadi, puisque c'était celle utilisée jusque là par tous les observateurs depuis plusieurs décennies[217]. Ils servent pour repérer les quadrangles lors des observations au télescope depuis la Terre, où l'on ne distingue que les variations d'intensité de lumière. Seuls Lowell et Antoniadi avaient annoté leurs cartes[233].
+En 2016, grâce à plus de 100 000 images prises par la sonde MESSENGER, la NASA a pu fournir le premier modèle topographique de Mercure[242]. Celui-ci donne les points d'élévation maximales et minimales de la planète, respectivement à 4,48 km au-dessus de l'élévation moyenne situé sur un des terrains les plus anciens de la planète près de l'équateur et à 5,38 km sous l'élévation moyenne de la planète, au fond du bassin Rachmaninoff[242].
+Atteindre Mercure depuis la Terre pose des défis techniques importants, car elle orbite beaucoup plus près du Soleil que la Terre[243]. Cela implique qu'une sonde se rendant sur Mercure doit dépenser plus d'énergie que pour se rendre sur Pluton[243].
+Mercure a une vitesse orbitale de 48 km/s, alors que la vitesse orbitale de la Terre est de 30 km/s. Par conséquent, l'engin spatial doit effectuer un grand changement de vitesse Delta-v pour entrer dans une orbite de transfert de Hohmann qui passe près de Mercure, par rapport au delta-v requis pour d'autres missions planétaires[244]. De plus, il est nécessaire de se placer dans le plan orbital de Mercure, qui est incliné de 7° par rapport à l'écliptique, ce qui nécessite aussi de l'énergie[245].
+L'énergie potentielle libérée en descendant le puits de potentiel du Soleil devient de l'énergie cinétique : une grande variation négative de vitesse devient alors nécessaire pour ralentir et se mettre en orbite stable[246]. Du fait de l'atmosphère négligeable de Mercure, un véhicule spatial dépend entièrement de ses moteurs à réaction, l'aérofreinage étant exclu[247]. Pour ces raisons, une mission impliquant un atterrissage sur Mercure est très difficile, raison pour laquelle cela n'a encore jamais été fait[248].
+Cependant, les progrès dans le domaine de la mécanique spatiale rendent ce type de mission réalisable à un coût raisonnable grâce à un enchaînement de manœuvres d’assistance gravitationnelle[249],[250].
+Aussi, la proximité de Mercure avec le Soleil implique qu'une sonde orbitant autour de la planète reçoit environ dix fois plus d’énergie du Soleil que lorsque elle se situe sur une orbite terrestre[251] et le sol de Mercure sur sa face éclairée réfléchit une grande partie de la chaleur qu’il reçoit du Soleil[247], accroissant les contraintes thermiques subies par un engin à basse altitude (les températures pouvant dépasser 400 °C à la surface de la sonde)[251].
+Ces difficultés impliquent qu'un voyage vers Mercure nécessite plus de carburant que ce qui est nécessaire pour s'échapper complètement du système solaire. Par conséquent, son exploration a été plus tardive que des planètes telles que Vénus ou Mars et seules deux sondes spatiales l'ont visité avant l'arrivée de BepiColombo prévue pour 2025[252].
+Première utilisation de l'assistance gravitationnelle d'une planète pour modifier la vitesse et la trajectoire d'une sonde spatiale.
+Mariner 10 a été la première sonde à étudier Mercure de près[253]. Développée par l'agence spatiale américaine, la NASA, et lancée le 3 novembre 1973, elle a survolé la planète à trois reprises, en mars et septembre 1974 et en mars 1975[27],[254]. À l'origine, elle était destinée à survoler et étudier Vénus, mais les astronomes ont pensé qu'ils pourraient en faire usage également pour étudier Mercure, dont on connaissait peu de choses. Mariner 10 est ainsi la première sonde à avoir utilisé l'assistance gravitationnelle d'une planète — Vénus — pour en atteindre une autre[255].
+Équipée d’une caméra, d’un magnétomètre et de plusieurs spectromètres, Mariner 10 a permis notamment la découverte d’un champ magnétique significatif et de la forte densité de la planète, révélatrice d’un noyau ferreux de grande taille. Les télescopes terrestres les plus puissants n’avaient pas permis d’obtenir des images de qualité de la surface, du fait de la proximité de l’alignement avec le Soleil. La sonde aura pris, durant ces trois passages, plus de 2 000 photographies[256] de Mercure. Les photos prises par Mariner 10 ont cependant seulement permis de cartographier près de 45 % de la surface de la planète, car lors des trois passages Mercure présentait la même face au Soleil ; les régions à l'ombre étaient donc impossibles à cartographier. Ces images ont révélé une surface couverte de cratères, à l’apparence très proche de celle de la Lune[257].
+Mariner 10 permit de découvrir la présence d'une très mince atmosphère, ainsi qu'une magnétosphère. Cette dernière fut une surprise pour les astronomes. Elle apporta également des précisions sur sa vitesse de rotation. La mission arriva à terme le 24 mars 1975, lorsque la sonde se trouva à court de carburant. Comme son orbite ne pouvait plus être contrôlée avec précision, les contrôleurs de mission ont ordonné à la sonde de s'éteindre[258]. Mariner 10 serait ainsi toujours en orbite autour du Soleil, passant près de Mercure tous les quelques mois[254].
+MESSENGER (pour MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging[259]) est la septième mission du programme Discovery, qui rassemble des projets d’exploration du système solaire à coût modéré et durée de développement courte. La sonde, dont la masse, ergols compris, est de 1,1 tonne, emporte sept instruments scientifiques, dont plusieurs spectromètres, un altimètre laser, un magnétomètre et des caméras[245]. Elle est lancée le 3 août 2004 de Cap Canaveral, à bord d'un lanceur Delta II, le lancement ayant été décalé d'un jour pour cause de mauvais temps[260].
+Il a fallu environ six ans et demi à la sonde avant qu'elle n'entre en orbite autour de Mercure[245]. Pour y parvenir, elle a effectué durant son transit six survols rapprochés des planètes intérieures (la Terre en février 2005, Vénus à deux reprises en octobre 2006 et 2007 et Mercure à trois reprises, en janvier et octobre 2008 et en septembre 2009), avec quelques corrections de trajectoire intermédiaires. Lors de ces survols de Mercure, suffisamment de données ont été recueillies pour produire des images de plus de 95 % de sa surface. MESSENGER a également observé le maximum solaire de 2012[245].
+L’objectif de la mission est d’effectuer une cartographie complète de la planète[261], d’étudier la composition chimique de sa surface et de son exosphère, son histoire géologique, sa magnétosphère, la taille et les caractéristiques de son noyau ainsi que l’origine de son champ magnétique[262].
+La fin de la mission, fixée initialement à mars 2011, est repoussée par deux fois jusqu'en avril 2015, et dans la phase finale, la sonde spatiale est placée sur une orbite plus rapprochée, permettant d'allonger le temps d'observation de ses instruments et d’accroître la résolution des données[263]. MESSENGER, après avoir épuisé les ergols utilisés pour maintenir son orbite, s'est écrasée sur le sol de Mercure le 30 avril 2015[264],[265].
+Durant sa mission, MESSENGER aura pris plus de 277 000 photos[266], dont des photos possédant une résolution de 250 mètres par pixel, et a permis de produire des cartes de sa composition globale, un modèle en trois dimensions de la magnétosphère, la topographie de l'hémisphère nord et caractériser les éléments volatils présents dans les cratères constamment ombragés des pôles[267].
+L'Agence spatiale européenne a planifié, en collaboration avec l'Agence spatiale japonaise, une mission baptisée BepiColombo[268], qui prévoit de placer deux sondes en orbite autour de Mercure : l'une pour l'étude de l'intérieur et de la surface de la planète (Mercury Planetary Orbiter), développé par l'ESA, et l'autre pour étudier sa magnétosphère (Mercury Magnetospheric Orbiter), développé par la JAXA[269]. Le projet de l'envoi d'un atterrisseur embarqué avec la mission a dû cependant être abandonné, pour des raisons budgétaires. Ces deux sondes ont été envoyées par un lanceur Ariane 5 le 20 octobre 2018[270],[271]. Elles devraient rejoindre Mercure environ huit ans plus tard, fin 2025, en utilisant, comme les sondes précédentes, l'assistance gravitationnelle[272]. Sa mission principale durera jusqu'en mai 2027, avec une prolongation possible jusqu'en mai 2028[270].
+Le programme BepiColombo a pour objectif de répondre à une douzaine de questions que se posent les astronomes[273], notamment au sujet de la magnétosphère et de la nature du noyau de Mercure (liquide ou solide), de la possible présence de glace au fond des cratères constamment à l'ombre, de la formation du système solaire et de l'évolution en général d'une planète au voisinage de son étoile[269]. Des mesures très précises du mouvement de Mercure vont également être effectuées, afin de vérifier la théorie de la relativité générale, explication actuelle de la précession du périhélie observée dans son orbite[274].
+La planète Mercure est un lieu récurrent dans les œuvres de science-fiction[275],[276]. Des thèmes courants liés à cette planète incluent les dangers d'être exposé au rayonnement solaire et la possibilité d'échapper à un rayonnement excessif en restant dans le terminateur lent de la planète (la frontière entre le jour et la nuit), notamment pour les œuvres écrites avant 1965, alors que l'on pensait encore que Mercure possédait une rotation synchrone 1:1 avec le Soleil (et avait donc une face en permanence vers le Soleil), comme Cercle vicieux d'Isaac Asimov, ou dans les nouvelles de Leigh Brackett[275]. Un autre thème abordé est celui des gouvernements autocratiques ou violents, avec par exemple Rendez-vous avec Rama d'Arthur C. Clarke[277]. Bien que ces récits soient fictifs, d'après des études publiées en mars 2020, il est possible de considérer que des parties de la planète peuvent avoir été habitables. Ainsi, des formes de vie réelles, bien que probablement des micro-organismes primitifs, ont peut-être existé sur la planète[278],[279].
+De plus, un cratère, au pôle nord ou au pôle sud de Mercure, serait peut-être l'un des meilleurs endroits extraterrestres pour l'établissement d'une colonie humaine, là où la température resterait constante à environ −200 °C[277]. Ceci est dû à une inclinaison axiale quasi nulle de la planète, et au vide quasi parfait à sa surface, empêchant l'apport de chaleur depuis les portions éclairées par le Soleil. De plus, de la glace se trouve dans ces cratères, permettant un accès à l'eau pour la colonie[130].
+Une base n'importe où ailleurs serait exposée, en journée mercurienne (durant environ deux mois terrestres), à la chaleur intense du Soleil, puis durant une période nocturne identique, serait privée de la moindre source de chaleur extérieure : elle connaîtrait alors des températures diurnes de 430 °C et des températures nocturnes de −180 °C[277],[280]. Cependant, pour éviter ces variations thermiques, les installations pourraient être enterrées sous plusieurs mètres de régolithe qui, dans le vide, servirait aussi bien d'isolant thermique que de bouclier antiradiations. Des approches similaires ont été proposées pour l'installation de bases sur la Lune[281], dont le jour dure deux semaines, suivi d'une nuit de deux semaines également. D'une façon générale, la colonisation de Mercure revêt certaines similarités avec celle de la Lune, du fait de leur relativement grande période autour du Soleil, de leur inclinaison quasi nulle et de leur absence d'atmosphère : la colonisation de Mercure pourrait se faire avec presque les mêmes technologies[282]. Mercure aurait même un avantage par rapport à la Lune : la gravité étant sur la planète 38 % de celle de la Terre, cela est suffisant pour éviter la réduction de masse osseuse se produisant dans un environnement à très faible gravité[277].
+Par ailleurs, la planète étant proche du Soleil, il serait possible de capter de grandes quantités d'énergie le jour, et de s'en servir ensuite la nuit[277]. En revanche, la protection des robots et des véhicules contre la chaleur du Soleil pourrait poser beaucoup plus de difficultés, entraînant une limitation des activités en surface durant le jour ou une très importante protection thermique[251].
+Une autre solution est évoquée dans les romans et les nouvelles de Kim Stanley Robinson, en particulier dans La Trilogie de Mars (1996) et 2312 (2012), où Mercure est le foyer d'une vaste ville appelée Terminator, peuplée d'un grand nombre d'artistes et de musiciens. Pour éviter le dangereux rayonnement solaire, la ville fait le tour de l'équateur de la planète sur des rails à une vitesse suivant la rotation de la planète, afin que le Soleil ne se lève jamais complètement au-dessus de l'horizon. Une ville située du côté obscur de la planète, et suivant la lente rotation de la planète sur rails pour précéder le Soleil est ainsi une solution réellement envisagée[280].
+Finalement, une colonisation de Mercure revêtrait également un intérêt économique, car il y réside des concentrations de minerais bien plus élevées que sur toutes les autres planètes du Système solaire[280].
+« Mercury's crust is more analogous  to a marbled cake than a layered cake »
+« Sean C. Solomon, the principal investigator for MESSENGER, said there was enough ice there to encase Washington, D.C., in a frozen block two and a half miles deep. »
+« The symbol for Mercury represents the Caduceus, a wand with two serpents twined around it, which was carried by the messenger of the gods. »
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+En astronomie, une planète naine est un objet céleste du Système solaire de classe intermédiaire entre une planète et un petit corps du Système solaire[1]. Le terme fut adopté en 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) afin d'éclaircir la classification des objets tournant autour du Soleil[1].
+Depuis 2008, cinq objets sont reconnus comme planètes naines par l'UAI : Cérès, Pluton, Hauméa, Makémaké et Éris. Les objets connus les plus susceptibles d'être ajoutés à cette catégorie sont Gonggong, Charon, Quaoar, Sedna, Orcus et Hygie.
+Cérès vue par la sonde spatiale Dawn. C'est la seule planète naine de la ceinture principale d'astéroïdes.
+Pluton vue par la sonde New Horizons le 13 juillet 2015.
+Makémaké et sa lune S/2015 (136472) 1 vues par le télescope spatial Hubble.
+Éris et sa lune Dysnomie vues par le télescope spatial Hubble.
+L'Union astronomique internationale, organisation chargée de la nomenclature astronomique, définit une planète naine comme un corps céleste du Système solaire qui satisfait aux conditions suivantes[1] :
+Le terme « planète naine » fut adopté le 24 août 2006 par l'Union astronomique internationale[1]. Il fait partie d'une classification des objets du Système solaire en trois catégories selon leur taille et leur environnement : outre les planètes naines, les planètes sont des objets suffisamment grands pour avoir fait place nette dans leur voisinage tandis que les petits corps ne sont pas suffisamment massifs pour être en équilibre hydrostatique.
+En août 2006, l'Union astronomique internationale (UAI) a décidé de classer Pluton et Éris dans une nouvelle catégorie spécifique de planètes naines : les plutoïdes. Selon la définition de l'UAI[2] :
+« Les plutoïdes sont des corps célestes en orbite autour du Soleil à un demi-grand-axe plus grand que celui de Neptune qui ont une masse suffisante pour que leur propre gravité surpasse les forces rigides du corps donc leur permettant d'avoir une forme en équilibre hydrostatique (presque sphériques), et qui n'ont pas nettoyé le voisinage autour de leur orbite [Note : en résumé, il s'agit donc simplement d'une planète naine de demi-grand-axe supérieur à celui de Neptune]. Les satellites de plutoïdes ne sont pas eux-mêmes des plutoïdes, même s'ils sont assez massifs pour que leur forme soit dictée par leur propre gravité. Les deux plutoïdes connus et nommés sont Pluton et Éris. Il est supposé que plus de plutoïdes seront nommés étant donné que la science progresse et que de nouvelles découvertes sont faites.
+La planète naine Cérès n'est pas un plutoïde puisqu'elle est située dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Les connaissances scientifiques actuelles laissent à croire que Cérès est le seul objet de sa catégorie. Par conséquent, une catégorie séparée de planète naine comme Cérès ne sera pas proposée à ce moment. »
+En juillet 2008, quatre corps étaient officiellement reconnus comme planètes naines (voir plus bas). À cette époque, Michael E. Brown, découvreur d'Éris, reconnaissait qu'une cinquantaine d'autres corps pouvaient déjà rejoindre cette nomenclature, puis des centaines d'autres à l'avenir[3].
+À la mi-septembre 2008 Hauméa a aussi reçu cette dénomination.
+En dehors de cette  nouvelle classification, les autres termes tels ceux d'astéroïde ou d'objet de la ceinture de Kuiper continuent à s'appliquer. Ces termes sont basés sur la situation de l'objet dans le Système solaire ou sa composition.
+En 2008, l'Union astronomique internationale a modifié ses procédures de nommage afin que les objets considérés comme ayant la plus grande probabilité d'être des planètes naines reçoivent un traitement séparé des autres. Les objets ayant une magnitude absolue (H) inférieure à +1 (et donc un diamètre minimal délimité mathématiquement de 838 km[4]) sont pris en charge par deux comités de nommage, celui qui s'occupe des planètes mineures et celui qui s'occupe des planètes. Une fois nommés, ces objets sont déclarés planètes naines. À l'heure actuelle (octobre 2016), seuls Makémaké et Hauméa sont passés par cette procédure de nommage en tant que planètes naines présumées ; aucun autre objet ne respecte actuellement le critère d'une magnitude absolue inférieure à 1. À titre d'exemple, Sedna, Gonggong et Orcus sont les trois objets présentant une magnitude absolue la plus proche, avec des valeurs de 1.5, 2.0 et 2.3 respectivement.
+Tous les autres corps, d'une magnitude absolue supérieure à 1, sont nommés seulement par le comité chargé des planètes mineures et l'UAI n'a pas indiqué comment ou si ces objets seraient acceptés comme planètes naines.
+Les limites supérieures et inférieures en taille et en masse des planètes naines ne sont pas spécifiées dans la résolution 5A de l'Union astronomique internationale. À proprement parler, il n'existe aucune limite supérieure et un objet plus grand et plus massif que Mercure et qui n'a pas « nettoyé son voisinage autour de son orbite » peut être catégorisé comme une planète naine.
+La limite inférieure est déterminée par le concept d'« équilibre hydrostatique », mais les dimensions auxquelles un objet atteint un tel état ne sont pas déterminées ; des observations empiriques suggèrent qu'elles varient suivant la composition et l'histoire de l'objet. La version initiale de la résolution 5 définissait l'équilibre hydrostatique comme s'appliquant « aux objets dont la masse dépasse 5 × 1020 kg (soit 500 milliards de milliards de tonnes) et le diamètre 800 km »[5], mais ceci ne fut pas retenu dans la résolution finale. Par ailleurs, certains petits corps célestes, comme la lune Méthone de Saturne ne font que 3 km de diamètre et pourraient être en équilibre hydrostatique.
+Afin de pouvoir être qualifié de planète naine, un corps céleste doit « posséder une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (sous une forme presque sphérique)[6],[7],[8] ». Les observations actuelles sont généralement insuffisantes pour pouvoir affirmer de façon directe si un corps répond à cette définition. Sur la base d'une comparaison avec les lunes glacées des planètes géantes qui ont été visitées par des engins spatiaux, telles que Mimas (400 km de diamètre) et Protée (de forme irrégulière de 410–440 km de diamètre), Michael E. Brown a estimé qu'un corps composé de glace se placera en équilibre hydrostatique si son diamètre surpasse une valeur située entre 200  et   400 km.
+Cérès est aujourd'hui considérée comme la seule planète naine de la ceinture d'astéroïdes. (4) Vesta, le deuxième corps en termes de masse au sein de la ceinture d'astéroïdes, semble posséder une structure interne parfaitement différenciée et aurait donc été en équilibre à un moment donné de son histoire, mais il ne l'est plus aujourd'hui[9]. Le troisième objet le plus massif, (2) Pallas, a quant à lui une surface quelque peu irrégulière et on considère que sa structure interne n'est que partiellement différenciée. Du fait que les objets rocheux sont plus rigides que les objets glacés, Brown a estimé que les corps rocheux en dessous de 900 km de diamètre pourraient ne pas être en équilibre hydrostatique et donc pourraient ne pas prétendre au statut de planète naine[10].
+Cependant, après que Brown et Tancredi ont fait leurs calculs, on a découvert que Japet (1 470 km de diamètre) et certaines petites lunes de Saturne, aux formes aujourd'hui bien déterminées, ne sont pas en équilibre hydrostatique, contrairement aux premières estimations. Elles ont eu par le passé une forme hydrostatique qui a gelé, mais ne possède plus aujourd'hui la forme qu'un corps en équilibre devrait avoir respectivement à leur vitesse de rotation actuelle[11]. Cérès, dont le diamètre est de 950 km, est la plus petite planète naine pour laquelle des mesures détaillées ont confirmé le caractère d'équilibre hydrostatique[12].
+On ne sait pas aujourd'hui si les objets transneptuniens se comportent davantage comme Cérès ou comme Japet ; ainsi, certaines ou toutes les planètes naines transneptuniennes plus petites que Pluton et Éris pourraient ne pas être en équilibre.
+L'Union astronomique internationale n'a pas abordé la question depuis que ces conclusions ont été révélées.
+La définition d'une planète naine suppose qu'elle n'a pas « fait place nette dans son voisinage ».
+Alan Stern et Harold F. Levison ont défini un critère permettant de faire la distinction entre une planète et une planète naine[13], exprimant la probabilité d'une rencontre entre un objet et un corps plus petit à la suite d'une déviation de l'orbite de ce dernier. Selon ces auteurs, ce critère permet d'estimer la capacité d'un corps à nettoyer son voisinage. Stern et Levison trouvèrent un écart de cinq ordres de grandeur entre sa valeur pour Mars et celle des plus grands astéroïdes et transneptuniens.
+En utilisant ces travaux, Steven Soter a proposé un paramètre nommé discriminant planétaire, permettant de faire la distinction entre les planètes naines et les huit planètes du Système solaire, sur la base de leur capacité à nettoyer les corps plus petits par collision, capture ou perturbation gravitationnelle[14].
+La 26e assemblée générale de l'Union astronomique internationale a attribué à Cérès, Pluton, et 2003 UB313 (nom provisoire) le statut de planète naine le 24 août 2006, le jour même de l'adoption de l'actuelle définition[1]. 2003 UB313 est officiellement nommée Éris le 13 septembre 2006[15]. En juillet 2008 est venu s'ajouter Makémaké[16],[17], puis le 17 septembre 2008, Hauméa[18].
+Le tableau ci-dessous récapitule certaines caractéristiques de ces corps :
+Cérès, le plus grand objet de la ceinture d'astéroïdes est considéré comme une planète naine : il possède une masse suffisante pour être en équilibre hydrostatique et n'a clairement pas fait place nette dans son voisinage, la ceinture d'astéroïdes étant constituée de quantités de petits corps qui orbitent autour du Soleil sans être outre mesure influencés par Cérès.
+Cérès mesure près de 1 000 km de diamètre et est de très loin le plus grand membre de la ceinture d'astéroïdes (le plus grand membre de la ceinture après Cérès est Vesta et mesure un peu moins de 600 km dans sa plus grande dimension), regroupant un tiers de la masse totale de celle-ci. Les autres astéroïdes de la ceinture ne semblent pas être en équilibre hydrostatique ; la plupart, même les plus grands, sont nettement irréguliers.
+Après sa découverte en 1801, Cérès fut initialement considéré comme une planète. La découverte d'autres corps dans cette région du Système solaire a conduit les astronomes à le démettre de cette dénomination dans les années 1850, le considérant simplement comme un astéroïde.
+Pluton et Charon forment un système binaire. Pluton, dont l'orbite est située au-delà de l'orbite de Neptune, est actuellement le plus grand objet transneptunien connu avec 2 370 km de diamètre. Le système binaire possède quatre satellites naturels dont Nix et Hydre. Si Pluton a une masse suffisante pour être parvenu à l'équilibre hydrostatique, il n'a pas du tout fait place nette dans son voisinage. Son orbite, excentrique et inclinée, est dominée par celle de Neptune, avec laquelle il est en résonance, et de nombreux autres corps, les plutinos, en partagent les caractéristiques.
+Après sa découverte en 1930, Pluton fut considérée comme une planète pendant 76 ans. La décision de l'UAI en 2006 l'a reclassé comme planète naine. Le statut de Charon reste en attente.
+Le classement de Charon est en effet délicat : la définition exclut qu'une planète naine soit une lune d'un autre objet. Le débat perdure entre les partisans du maintien au statut de lune de Pluton et leurs opposants pour requalifier les deux objets réunis en « planète naine double »[19].
+Éris, officiellement désignée par (136199) Éris (désignation internationale (136199) Eris), est la planète naine connue la plus massive du Système solaire (27 % plus massive que Pluton) ainsi que la deuxième plus grande en termes de taille (2 326 kilomètres de diamètre, contre 2 370 kilomètres pour Pluton). Éris est ainsi le neuvième corps connu  le plus massif et le dixième corps le plus gros (en volume) orbitant directement autour du Soleil.
+Éris est un objet épars, un objet transneptunien situé dans une région de l'espace au-delà de la ceinture de Kuiper. Il possède un satellite naturel, Dysnomie. En 2007, ils étaient situés à environ 97 ua du Soleil, environ trois fois plus loin que Pluton. C'est la planète naine connue la plus éloignée du Soleil.
+Éris fut observée en 2003 par l'équipe de Michael E. Brown du California Institute of Technology, mais ne fut pas identifiée avant le 5 janvier 2005. Elle porte le nom de la déesse grecque Éris. Sa taille, initialement estimée comme étant beaucoup plus importante que celle de Pluton, la fit qualifier de dixième planète du Système solaire par ses découvreurs, entre autres. Cette qualification, ainsi que la perspective de découvrir d'autres objets similaires dans l'avenir, a motivé l'Union astronomique internationale (UAI) à définir le terme « planète » pour la première fois de façon formelle. Selon cette définition approuvée le 24 août 2006, Éris est une planète naine aux côtés de Pluton et Cérès.
+En juin 2008, l'UAI a décidé de classer Éris dans la catégorie des plutoïdes, classe spécifique des planètes naines transneptuniennes, comme Pluton.
+Makémaké, officiellement désignée par (136472) Makémaké (désignation internationale (136472) Makemake), est la troisième plus grande planète naine connue. Elle appartient à la ceinture de Kuiper et fut découverte en 2005 par Michael E. Brown, Chadwick Trujillo et David L. Rabinowitz du California Institute of Technology. Makémaké a au moins un satellite connu, S/2015 (136472) 1, découvert grâce à des observations faites avec le télescope spatial Hubble.
+Son diamètre est d'environ deux tiers celui de Pluton, soit 1 430 km.
+Sa température moyenne très faible (environ 30 K, soit −243 °C) indique que sa surface est recouverte de méthane, d'éthane et, éventuellement, de glace d'azote.
+La planète naine doit son nom au dieu créateur dans le panthéon traditionnel de Rapa Nui sur l'Île de Pâques.
+Hauméa, officiellement désignée comme (136108) Haumea soit (136108) Hauméa en français, est une planète naine transneptunienne (un plutoïde) du Système solaire membre de la ceinture de Kuiper.
+Il fut découvert en 2005 par l'équipe de José Luis Ortiz de l'institut d'astrophysique d'Andalousie à l'observatoire de la Sierra Nevada en Espagne et en 2004 par celle de Mike Brown du Caltech aux États-Unis. Le MPC crédite la découverte à l'équipe d'Ortiz, qui fut la première à annoncer l'objet. Sa dénomination provisoire était 2003 EL61.
+Hauméa possède deux satellites naturels connus, une rotation très rapide (moins de 4 h), une forme ellipsoïdale et un albédo élevé causé par des cristaux de glace d'eau à sa surface, ce qui en fait un membre exceptionnel parmi les cubewanos. On pense qu'il est également le composant principal d'une famille d'objets créée après un impact responsable de ses caractéristiques inhabituelles. Certains de ces objets, comme (145453) 2005 RR43, ont un diamètre important.
+Dans sa plus grande dimension, Hauméa mesurerait entre 1 960  et   2 500 km, à peine moins que Pluton et deux fois plus que Cérès, la plus petite planète naine reconnue. Sa masse atteindrait un tiers de celle de Pluton.
+Au 22 juillet 2017, Mike Brown liste 705 objets transneptuniens comme planètes naines potentielles[20]. Selon les différentes estimations, il existerait quelques centaines à quelques milliers d'objets qui pourraient à terme être considérés comme des planètes naines.
+Plus récemment, V774104, découvert en novembre 2015, pourrait aussi joindre la liste des planètes naines potentielles[21] si sa taille est confirmée.
+Le 28 octobre 2019, une équipe de l'Observatoire européen austral annonce [22] que l'astéroïde (10) Hygie est sphérique suite à des observations réalisées avec le VLT rendant ainsi l'astéroïde éligible au statut de planète naine.
+Ci-dessous un aperçu des planètes naines les plus volumineuses, qualifiées de quasi-certaines ou de hautement probables par Mike Brown. Les officielles y sont listées pour comparaison et figurent en gras :
+[27],[28]
+Annoncé le 20 novembre 2015 à l'Union américaine d'astronomie, V774104[21], en attendant un nom plus adéquat, est la candidate pour une planète naine la plus lointaine jamais détectée dans le système solaire. Son orbite est très mal connue, elle pourrait osciller entre 50  et   1 000 unités astronomiques, soit environ cent fois la distance du Soleil à Jupiter, et serait située dans le nuage d'Oort. Quand elle a été détectée, elle se trouvait à 103 UA, ce qui ferait d'elle, si elle était reconnue comme telle, la planète naine connue la plus éloignée du Soleil.
+Bien qu'elle soit loin d'avoir acquis le statut officiellement reconnu par l'Union astronomique internationale (IAU) de « planète naine », avec son diamètre compris entre 500  et   1 000 km, en première approche, elle semble avoir acquis d'emblée le statut de candidate à ce titre.
+Sur les autres projets Wikimedia :

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+Saturne est la sixième planète du Système solaire par ordre de distance au Soleil et la deuxième après Jupiter tant par sa taille que par sa masse[1],[2],[3].
+Saturne est une planète géante, au même titre que Jupiter, Uranus et Neptune, et plus précisément une géante gazeuse[4],[5] de type Jupiter froid comme Jupiter[a]. D'un diamètre d'environ neuf fois et demi celui de la Terre, elle est majoritairement composée d'hydrogène et d'hélium. Sa masse vaut 95 fois celle de la Terre[6] et son volume 900 fois celui de notre planète[1]. Sa période de révolution est d'environ 29 ans. Elle était au périhélie le 26 juillet 2003[7] et à l'aphélie le 17 avril 2018[8].
+Saturne a un éclat bien plus faible que celui des autres planètes observables à l’œil nu. Sa magnitude apparente peut atteindre lors de l'opposition un maximum de 0,43[9], tandis que son diamètre apparent varie de 14,5 à 20,5 secondes d'arc et que sa distance à la Terre varie de 1,66 à 1,20 milliard de kilomètres[9].
+Saturne possède un système d'anneaux, composés principalement de particules de glace et de poussière. Saturne possède de nombreux satellites, dont quatre-vingt-deux ont été confirmés parmi lesquels cinquante-trois ont été nommés. Titan est le plus grand satellite de Saturne et la deuxième plus grande lune du Système solaire après Ganymède autour de Jupiter. Titan est plus grand que la planète Mercure et est la seule lune du Système solaire à posséder une atmosphère significative.
+Plus lointaine des planètes du Système solaire observables à l'œil nu dans le ciel nocturne depuis la Terre[10], elle est connue depuis la Préhistoire[11].
+Saturne a la forme d'un sphéroïde aplati : la planète est aplatie aux pôles et renflée à l'équateur. Ses diamètres équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10 % (120 536 km pour le premier, 110 449 km pour le second, soit un diamètre moyen volumétrique de 116 464 km), conséquence de sa rapide rotation sur elle-même et d'une composition interne extrêmement fluide. Les autres géantes gazeuses du Système solaire (Jupiter, Uranus et Neptune) sont également aplaties, mais de façon moins marquée.
+Saturne est la deuxième planète la plus massive du Système solaire, 3,3 fois moins que Jupiter, mais 5,5 fois plus que Neptune et 6,5 fois plus qu'Uranus. En comparaison avec la Terre, Saturne est 95 fois plus massive. Son diamètre étant environ 9,5 fois plus grand que celui de la Terre, son volume est 900 fois supérieur.
+Saturne est la seule planète du Système solaire dont la masse volumique moyenne est inférieure à celle de l'eau : 0,687 3 g/cm3. Cela vient à dire que si on trouvait un océan assez grand pour la contenir (et que sa cohésion soit maintenue, ce qui n'est donc que pure spéculation), elle flotterait[12],[b]. Ce chiffre masque d'énormes disparités dans la répartition de la masse à l'intérieur de la planète : si son atmosphère, essentiellement composée d'hydrogène (le gaz le plus léger), est moins dense que l'eau, son noyau l'est considérablement plus.
+La haute atmosphère de Saturne est constituée à 93,20 % d'hydrogène et à 6,7 % d'hélium en termes de molécules de gaz (96,5 % d'hydrogène et 3,5 % d'hélium en termes d'atomes). Des traces de méthane CH4, d'éthane C2H6, d'ammoniac NH3, d'acétylène C2H2 et de phosphine PH3 ont également été détectées[13]. Les nuages les plus en altitude sont composés de cristaux d'ammoniac, tandis que les nuages plus bas semblent être constitués soit d'hydrosulfure d'ammonium NH4SH soit d'eau H2O[14]. Par rapport à l'abondance des éléments du Soleil, l'atmosphère de Saturne est sensiblement plus pauvre en hélium.
+La quantité d'éléments plus lourds que l'hélium n'est pas encore connue avec précision, mais on suppose que leurs proportions correspondent aux abondances initiales lors de la formation du Système solaire. La masse totale de ces éléments est estimée à 19 à 31 fois celle de la Terre, une fraction significative étant située dans la région du noyau de Saturne[15].
+La structure interne de Saturne serait similaire à celle de Jupiter, avec un noyau rocheux de silicates et de fer, entouré d'une couche d'hydrogène métallique, puis d'hydrogène liquide, puis enfin d'hydrogène gazeux. Des traces de glaces diverses seraient également présentes. Les transitions entre ces différentes couches seraient progressives et la planète ne comporterait pas de surface à proprement parler. La région du noyau posséderait entre 9 et 22 fois la masse de la Terre[16].
+Saturne a une température interne très élevée, atteignant probablement 12 000 K dans le noyau, et dégage, à l'instar de Jupiter, plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. La majeure partie de cette énergie provient d'un effet de compression gravitationnelle (mécanisme de Kelvin-Helmholtz), mais cet effet ne suffit pas à lui seul à expliquer la production thermique. Une explication proposée serait une « pluie » de gouttelettes d'hélium dans les profondeurs de Saturne, dégageant de la chaleur par friction en tombant dans une mer d'hydrogène plus léger[réf. nécessaire].
+Bien que Saturne soit composée majoritairement d’hydrogène et d’hélium, les gaz ne représentent qu’une faible partie de sa masse car l’hydrogène devient liquide lorsque la densité dépasse 0,01 g/cm3. Cette frontière est atteinte sur une sphère correspondant à 99,9 % de la masse de Saturne. En s’approchant du cœur de la planète, la densité continue de croître jusqu’à transformer l’hydrogène en métal[17].
+Le noyau rocheux est comparable à celui de la Terre si ce n’est qu’il est plus dense. En 2004, la masse de ce noyau a été estimée entre 9 et 22 fois la masse de la Terre par une équipe d’astronomes français[18]. Cette estimation a été effectuée à partir du champ gravitationnel et des modèles géophysiques des planètes gazeuses. De plus, on estime que le diamètre du noyau est de 25 000 km. Ce noyau est entouré d’un épais manteau d’hydrogène liquide puis, à mesure que l’on s’écarte du centre, d’hélium liquide saturé en hydrogène avant que l’hydrogène et l’hélium deviennent gazeux sur environ 1 000 km[19].
+Saturne, bien que calme en apparence, possède un climat violent. Au pôle sud de la planète se trouve un ouragan dont la taille est supérieure à celle des États-Unis avec près de 8 000 km de large. À la différence de la Grande tache rouge de Jupiter, cet ouragan possède un œil qui le rend proche des ouragans terrestres.
+La vitesse du vent sur Saturne peut atteindre 1 800 kilomètres par heure, une valeur supérieure à celles relevées sur Jupiter mais moindre que sur Neptune[20].
+La composition des nuages de Saturne varie avec l’altitude. Dans les régions les plus hautes, où les températures évoluent entre 100 et 160 K et la pression entre 0,5 et 2 bars, les nuages se composent de glace d’ammoniac. Entre 2,5 et 9 bars se trouve de la glace d’eau à des températures de 185 à 270 K. Ces nuages s’entremêlent à des nuages de glace d’hydrosulfure d’ammonium à partir de 3 bars. Ces derniers se maintiennent jusqu’à 6 bars. La dernière couche contient des gouttes d’ammoniaque (ammoniac en solution aqueuse) pour des pressions de 10 à 20 bars entre 270 et 330 K[21].
+De manière similaire à Jupiter, l'atmosphère de Saturne est organisée en bandes parallèles, même si ces bandes sont moins visibles et plus larges près de l'équateur. En fait, le système nuageux de Saturne ne fut observé pour la première fois que lors des missions Voyager. Depuis, les télescopes terrestres ont fait suffisamment de progrès pour pouvoir suivre l'atmosphère saturnienne et les caractéristiques courantes chez Jupiter (comme les orages ovales à longue durée de vie) ont été retrouvées chez Saturne. En 1990, le télescope spatial Hubble a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre orage de taille plus modeste a été observé.
+Le nuage de 1990 est un exemple de grande tache blanche, un phénomène saturnien éphémère qui se reproduit environ tous les 30 ans (c'est-à-dire environ chaque année saturnienne). Des grandes taches blanches ont été observées en 1876, 1903, 1933 et 1960. Si la périodicité se maintient, une autre tempête devrait se produire vers 2020[22].
+Dans les images transmises par la sonde Cassini, l'atmosphère de l'hémisphère nord apparaît bleue, de façon similaire à celle d'Uranus. Cette couleur est probablement causée par diffusion Rayleigh.
+L'imagerie infrarouge a montré que Saturne possède un vortex polaire chaud, le seul phénomène de ce type connu dans le Système solaire.
+Un système ondulatoire hexagonal existe autour du pôle nord, vers 78° de latitude. Il a été remarqué pour la première fois lors du passage des sondes Voyager[23],[24]. Les bords de l'hexagone mesurent environ 13 800 km. La structure tourne sur elle-même avec une période de 10 h 39 min 24 s. Le système ne se décale pas en longitude comme les autres structures nuageuses de l'atmosphère visible. Son origine n'est pas connue. La plupart des astronomes semblent penser qu'il s'agit d'un ensemble d'ondes stationnaires. Parmi les autres théories, il pourrait s'agir d'un type inconnu d'aurore polaire[25]. Des formes polygonales ont été reproduites en laboratoire à l'intérieur de seaux de fluides en rotation[26].
+Les images prises par le télescope spatial Hubble indiquent la présence au pôle sud d'un courant-jet, mais pas d'un vortex polaire ou d'un système hexagonal analogue[27]. Cependant, la NASA a signalé en novembre 2006 que Cassini a observé une tempête analogue à un ouragan, stationnant au pôle sud, et qui possède un œil clairement défini[28]. Il s'agit du seul œil jamais observé sur une autre planète que la Terre[29].
+De 2004 à 2009, la sonde Cassini a également pu observer la formation, le développement et la fin de 9 violents orages. Les orages de Saturne sont particulièrement longs. Un orage s'étala de novembre 2007 à juillet 2008. De même, un très violent orage débuta en janvier 2009 et dura plus de 8 mois. Ce sont les plus longs orages observés jusque-là dans le Système solaire. Ils peuvent s'étendre sur plus de 3 000 km de diamètre autour de la région appelée « Allée des tempêtes » située à 35° au Sud de l'équateur.
+Les décharges électriques provoquées par les orages de Saturne émettent des ondes radio dix mille fois plus fortes que celles des orages terrestres.
+La magnétosphère de Saturne est une cavité créée dans le vent solaire par le champ magnétique de la planète. Découverte en 1979 par la sonde Pioneer 11, la magnétosphère de Saturne est la deuxième plus vaste au sein du système solaire, après celle de Jupiter. La magnétopause, frontière entre la magnétosphère de Saturne et le vent solaire, se trouve à environ vingt fois le rayon de Saturne depuis le centre de la planète, tandis que la queue magnétique s'étire derrière sur des centaines de fois le rayon de la planète.
+La magnétosphère de Saturne est rempli de plasma originaire de la planète et de ses satellites, notamment Encelade qui éjecte jusqu’à 600 kg/s de vapeur d’eau par ses geysers au pôle sud. Le champ magnétique se charge ainsi de 100 kg d’ions par seconde. Ce plasma se déplace de l’intérieur du champ vers la magnéto-queue.
+L’interaction de la magnétosphère et des vents solaires crée des aurores polaires sur les pôles de la planète dans le domaine du visible, de l’infrarouge et de l’ultraviolet.
+À l’intérieur de la magnétosphère se trouve une ceinture de radiation qui contient des particules d’énergie pouvant atteindre la dizaine de mégaélectronvolts. Ces particules ont alors une forte influence sur la surface des lunes glacées de Saturne.
+Saturne génère un champ magnétique bipolaire et symétrique de 0,2 gauss (20 µT) à l’équateur, ce qui est légèrement plus faible que le champ magnétique terrestre[30].
+Le rayon de la magnétosphère est 19 fois plus grand que celui de Saturne, soit 1 100 000 km, d’après Voyager 2[31]. L’origine de cette magnétosphère est probablement l’effet dynamo des courants d’hydrogène métallique liquide[32]. C’est la magnétosphère qui rejette les particules des vents solaires.
+Le champ magnétique de Saturne est plus faible que celui de Jupiter et sa magnétosphère est plus petite[33].
+L'atmosphère de Saturne subissant une rotation différentielle, plusieurs systèmes ont été définis, avec des périodes de rotation propres (un cas similaire à celui de Jupiter) :
+Ce dernier système, mesuré lors du passage des sondes Voyager, était celui généralement utilisé pour parler de la rotation de la planète. Cependant, lors de son approche de Saturne en 2004, la sonde Cassini mesura que la période de rotation radio s'était légèrement accrue, atteignant 10 h 45 min 45 s (± 36 s)[34]. La cause exacte du changement n'est pas connue.
+En mars 2007, il a été annoncé que la rotation des émissions radio ne rend pas compte de la rotation de la planète, mais est causée par des mouvements de convection du disque de plasma entourant Saturne, lesquels sont indépendants de la rotation. Les variations de période pourraient être causées par les geysers de la lune Encelade. La vapeur d'eau émise en orbite saturnienne se chargerait électriquement et pèserait sur le champ magnétique de la planète, ralentissant sa rotation par rapport à celle de Saturne. Si ce point est vérifié on ne connaît aucune méthode fiable pour déterminer la période de rotation réelle du noyau de Saturne[35],[36],[37],[38].
+Étant donnée sa distance au Soleil, Saturne est une planète très froide en surface : sa température maximale est de 134 K (-139 °C), sa température moyenne atteint 93 K (-180 °C) et sa température minimale est de l'ordre de 72 K (-201 °C).[réf. nécessaire]
+Les anneaux de Saturne sont les anneaux planétaires les plus importants du Système solaire. Bien qu'ils semblent continus vus depuis la Terre, ils sont en fait constitués d'innombrables particules de glace (95 à 99 % de glace d'eau pure selon les analyses spectroscopiques) et de poussière dont la taille varie de quelques micromètres à quelques centaines de mètres ; ils ont chacun une orbite différente. Les anneaux forment un disque dont le diamètre est de 360 000 km (les anneaux principaux s'étendent de 7 000 à  72 000 km) comportant plusieurs divisions de largeurs variées et dont l'épaisseur va de 2 à 10 mètres.
+À la différence de ceux des autres géantes gazeuses, ils sont extrêmement brillants (albédo de 0,2 à 0,6) et peuvent être vus depuis la Terre à l'aide de simples jumelles.
+Ils ont été aperçus en 1610 par le savant italien Galilée grâce à une lunette astronomique de sa conception. Celui-ci interpréta ce qu'il voyait comme de mystérieux appendices. Bénéficiant d'une meilleure lunette que Galilée, le néerlandais Christian Huygens va découvrir qu'il s'agit en fait d'un anneau entourant Saturne.
+Il y règne une agitation permanente : vagues, collisions et accumulations de matières.
+(RS désigne le rayon équatorial de Saturne (60 268 km), pris ici comme unité de longueur.)
+En 2009, un anneau a été mis en évidence par le satellite Spitzer en infrarouge. Ce nouvel anneau, très peu dense, a été trouvé à l'endroit même où évolue un des satellites de Saturne, Phœbé, qui en serait peut-être à l'origine.
+Saturne possède un grand nombre de satellites naturels. Il est difficile de dire combien, dans la mesure où tout morceau de glace des anneaux est techniquement un satellite et qu'il n'est pas possible de faire la distinction entre une grande particule et une petite lune.
+De nouveaux satellites sont régulièrement découverts. En 2019, 82[39] satellites ont été identifiés.
+La plupart des lunes connues sont petites : 13 mesurent moins de 50 km de diamètre et 31 autres moins de 10 km[40]. Seules sept sont suffisamment massives pour avoir pu prendre une forme sphéroïdale sous leur propre gravité. Titan, la plus grande d'entre elles, plus grande que Mercure ou Pluton, est le seul satellite du Système solaire à posséder une atmosphère dense.
+Tous les satellites pour lesquels la période de rotation est connue, à l'exception de Phœbé et d'Hypérion, sont synchrones. Les orbites des trois paires Mimas-Téthys, Encelade-Dioné et Titan-Hypérion sont en résonance : Mimas et Téthys sont en résonance 1:2 (la période de révolution de Mimas est exactement la moitié de celle de Téthys) ; Encelade et Dioné sont également en résonance 1:2 ; Titan et Hypérion sont en résonance 3:4.
+Traditionnellement, la plupart des lunes de Saturne ont été nommées d'après des Titans de la mythologie grecque.
+En octobre 2019, une équipe d'astronomes du Carnegie Institution for Science observent 20 nouveaux satellites, ce qui fait de Saturne la planète du Système Solaire avec le plus de satellites connus[41],[42].
+Saturne, comme les autres planètes géantes gazeuses du système solaire, se serait formée au-delà de la ligne des glaces. Cette ligne désigne la zone au-delà de l’orbite de Mars, où la matière est suffisamment froide pour que ses composés de glace volatile restent à l'état solide. Les glaces qui formèrent les géantes gazeuses étaient plus abondantes que les métaux et les silicates qui formaient les planètes telluriques. Ceci permit aux géantes de devenir suffisamment massives pour capturer l'hydrogène et l'hélium, les plus légers mais aussi les plus abondants des éléments de l'univers[43]. Les planétésimaux formés par-delà la ligne des glaces accumulèrent jusqu'à plus de quatre masses terrestres sur une période de 3 millions d'années[44]. La masse significativement plus réduite de Saturne par rapport à Jupiter s'expliquerait par le fait qu'elle se serait formée quelques millions d'années après Jupiter, alors qu'il y avait moins de gaz disponible dans son environnement[44].
+Le nom de Saturne correspond à Cronos (Κρόνος (Kronos)) dans l'astronomie grecque, à Zohal (زُحَل) dans l'astronomie arabe ainsi qu'à Tǔxīng (土星 / « étoile de la terre ») dans l'astronomie chinoise.
+Elle est ainsi désignée[10], à la suite d'un usage antique[c], d'après Saturne, un dieu de la mythologie romaine, assimilé au titan Cronos de la mythologie grecque. Son symbole « ♄ », d'origine ancienne[46] représenterait la faucille du dieu Saturne[47] ou serait dérivé de la lettre grecque kappa minuscule, initiale du grec ancien Κρόνος (Krónos)[48]. Néanmoins, l'Union astronomique internationale recommande de substituer au symbole « ♄ » l'abréviation « S », correspondant à la lettre latine S majuscule, initiale de l'anglais Saturn[49].
+Saturne est la plus lointaine des cinq planètes visibles à l'œil nu la nuit, des observations étant attestées depuis la préhistoire[50].
+En 1610, Galilée, en braquant son télescope vers Saturne, en observe les anneaux mais ne comprend pas ce qu'il en est, décrivant que la planète aurait des « oreilles ». En 1612, la Terre passant dans le plan des anneaux, ceux-ci disparaissent. En 1613, ils réapparaissent sans que Galilée puisse émettre une hypothèse quant à ce qu'il observe[51].
+En 1655, Christian Huygens, découvre près de Saturne un astre qui sera nommé plus tard Titan.
+En 1656, Christian Huygens, en utilisant un télescope bien plus puissant, comprend que la planète est en réalité entourée d'un anneau, qu'il pense être solide.
+En 1675, Jean-Dominique Cassini détermine que l'anneau est composé de plusieurs petits anneaux, séparés par des divisions ; la plus large d'entre elles sera plus tard appelée la division de Cassini.
+En 1859, James Clerk Maxwell démontre que les anneaux ne peuvent pas être solides. Il ��met l'hypothèse qu'ils sont constitués d'un grand nombre de petites particules, toutes orbitant autour de Saturne indépendamment[52]. La théorie de Maxwell fut prouvée correcte en 1895 par des études spectroscopiques menées par James Keeler à l'observatoire Lick.
+Dans le dernier quart du XXe siècle, Saturne fut visitée par plusieurs sondes spatiales : Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981[5],[53].
+Pioneer 11 passa à 22 000 km des nuages de Saturne en septembre 1979. La sonde prit des photographies en basse résolution de la planète et de quelques-uns de ses satellites, lesquelles n'étaient pas assez bonnes pour distinguer les caractéristiques de leur surface. Elle étudia l'étalement des anneaux, découvrit l'anneau F et le fait que les divisions ne sont pas vides de matériaux. Pioneer 11 mesura également la température de Titan.
+En novembre 1980, Voyager 1 visita le système saturnien. La sonde renvoya les premières images en haute résolution de la planète, de ses anneaux et de ses satellites. Les surfaces de plusieurs lunes furent vues pour la première fois. Voyager 1 effectua un survol de Titan, accroissant les connaissances sur l'atmosphère de cette lune. Cependant, elle prouva également que cette atmosphère était imperméable aux longueurs d'onde de la lumière visible. Le survol éjecta la sonde hors du plan du Système solaire.
+En août 1981, Voyager 2 continua l'étude de Saturne. Elle prit plus de gros plans des lunes et apporta des preuves d'évolution de l'atmosphère et des anneaux. Malheureusement, pendant le survol, la plateforme de caméra orientable resta coincée pendant deux jours et certaines photographies ne purent être prises selon l'angle prévu. La gravité de Saturne fut utilisée pour diriger la sonde vers Uranus (voir cette planète) qui, à son tour, la dirigea vers Neptune.
+Les sondes découvrirent et confirmèrent plusieurs satellites orbitant près ou à l'intérieur des anneaux de Saturne. Elles découvrirent également la division de Maxwell et la division de Keeler.
+La sonde Cassini-Huygens s'est placée en orbite autour de Saturne le 1er juillet 2004 afin d'étudier le système saturnien, avec une attention particulière pour Titan. En juin 2004, elle effectue un survol de Phœbé.
+L'orbiteur réalise deux survols de Titan et largue le 25 décembre 2004, le module atterrisseur Huygens. Celui-ci se pose sur Titan le 14 janvier 2005, transmettant un flot de photographies et de données pendant la descente et après l'atterrissage. Pendant l'année 2005, Cassini effectue plusieurs autres survols de Titan et d'autres satellites.
+Le 10 mars 2006, la NASA annonce que Cassini a mis en évidence sur Encelade des réservoirs d'eau liquide s'échappant en geyser[54].
+Le 20 septembre 2006, Cassini photographie un anneau planétaire non encore découvert, en dehors des anneaux principaux et situé à l'intérieur des anneaux E et G[55].
+En juillet 2006, Cassini détecte la première preuve de lacs d'hydrocarbures près du pôle nord de Titan, ce qui sera confirmé en janvier 2007. En mars 2007, de nouvelles images du pôle mettent en évidence des mers d'hydrocarbures, la plus grande ayant presque la taille de la mer Caspienne[56].
+La mission de la sonde devait en principe s'achever en 2008, après 74 orbites autour de Saturne, elle est dépendante de la réserve de carburant nécessaire à moduler chaque orbite ; mais début 2008, au vu des réserves encore existantes, elle a été prolongée de 2 ans.
+En avril 2013, Cassini enregistre les images d'un vaste ouragan frappant le pôle nord de Saturne dont l'œil, de 2 000 kilomètres de diamètre, est 20 fois plus large que celui des ouragans terrestres, avec des vents supérieurs à 530 km/h. Il se peut qu'il soit là depuis plusieurs années[57].
+Le 15 septembre 2017, après 15 ans de services, la sonde Cassini, à court de carburant, est désintégrée volontairement dans l'atmosphère de Saturne pour éviter le risque d'un écrasement sur Titan (et donc d'une possible contamination par des composés chimiques et micro-organismes terrestres).
+La NASA a transformé en fichier audio et diffusé en 2018 les ondes captées par son instrument Radio Plasma Wave Science (RPWS) lors de sa plongée entre les anneaux de Saturne[58].
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+Saturne est la sixième planète du Système solaire par ordre de distance au Soleil et la deuxième après Jupiter tant par sa taille que par sa masse[1],[2],[3].
+Saturne est une planète géante, au même titre que Jupiter, Uranus et Neptune, et plus précisément une géante gazeuse[4],[5] de type Jupiter froid comme Jupiter[a]. D'un diamètre d'environ neuf fois et demi celui de la Terre, elle est majoritairement composée d'hydrogène et d'hélium. Sa masse vaut 95 fois celle de la Terre[6] et son volume 900 fois celui de notre planète[1]. Sa période de révolution est d'environ 29 ans. Elle était au périhélie le 26 juillet 2003[7] et à l'aphélie le 17 avril 2018[8].
+Saturne a un éclat bien plus faible que celui des autres planètes observables à l’œil nu. Sa magnitude apparente peut atteindre lors de l'opposition un maximum de 0,43[9], tandis que son diamètre apparent varie de 14,5 à 20,5 secondes d'arc et que sa distance à la Terre varie de 1,66 à 1,20 milliard de kilomètres[9].
+Saturne possède un système d'anneaux, composés principalement de particules de glace et de poussière. Saturne possède de nombreux satellites, dont quatre-vingt-deux ont été confirmés parmi lesquels cinquante-trois ont été nommés. Titan est le plus grand satellite de Saturne et la deuxième plus grande lune du Système solaire après Ganymède autour de Jupiter. Titan est plus grand que la planète Mercure et est la seule lune du Système solaire à posséder une atmosphère significative.
+Plus lointaine des planètes du Système solaire observables à l'œil nu dans le ciel nocturne depuis la Terre[10], elle est connue depuis la Préhistoire[11].
+Saturne a la forme d'un sphéroïde aplati : la planète est aplatie aux pôles et renflée à l'équateur. Ses diamètres équatoriaux et polaires diffèrent de près de 10 % (120 536 km pour le premier, 110 449 km pour le second, soit un diamètre moyen volumétrique de 116 464 km), conséquence de sa rapide rotation sur elle-même et d'une composition interne extrêmement fluide. Les autres géantes gazeuses du Système solaire (Jupiter, Uranus et Neptune) sont également aplaties, mais de façon moins marquée.
+Saturne est la deuxième planète la plus massive du Système solaire, 3,3 fois moins que Jupiter, mais 5,5 fois plus que Neptune et 6,5 fois plus qu'Uranus. En comparaison avec la Terre, Saturne est 95 fois plus massive. Son diamètre étant environ 9,5 fois plus grand que celui de la Terre, son volume est 900 fois supérieur.
+Saturne est la seule planète du Système solaire dont la masse volumique moyenne est inférieure à celle de l'eau : 0,687 3 g/cm3. Cela vient à dire que si on trouvait un océan assez grand pour la contenir (et que sa cohésion soit maintenue, ce qui n'est donc que pure spéculation), elle flotterait[12],[b]. Ce chiffre masque d'énormes disparités dans la répartition de la masse à l'intérieur de la planète : si son atmosphère, essentiellement composée d'hydrogène (le gaz le plus léger), est moins dense que l'eau, son noyau l'est considérablement plus.
+La haute atmosphère de Saturne est constituée à 93,20 % d'hydrogène et à 6,7 % d'hélium en termes de molécules de gaz (96,5 % d'hydrogène et 3,5 % d'hélium en termes d'atomes). Des traces de méthane CH4, d'éthane C2H6, d'ammoniac NH3, d'acétylène C2H2 et de phosphine PH3 ont également été détectées[13]. Les nuages les plus en altitude sont composés de cristaux d'ammoniac, tandis que les nuages plus bas semblent être constitués soit d'hydrosulfure d'ammonium NH4SH soit d'eau H2O[14]. Par rapport à l'abondance des éléments du Soleil, l'atmosphère de Saturne est sensiblement plus pauvre en hélium.
+La quantité d'éléments plus lourds que l'hélium n'est pas encore connue avec précision, mais on suppose que leurs proportions correspondent aux abondances initiales lors de la formation du Système solaire. La masse totale de ces éléments est estimée à 19 à 31 fois celle de la Terre, une fraction significative étant située dans la région du noyau de Saturne[15].
+La structure interne de Saturne serait similaire à celle de Jupiter, avec un noyau rocheux de silicates et de fer, entouré d'une couche d'hydrogène métallique, puis d'hydrogène liquide, puis enfin d'hydrogène gazeux. Des traces de glaces diverses seraient également présentes. Les transitions entre ces différentes couches seraient progressives et la planète ne comporterait pas de surface à proprement parler. La région du noyau posséderait entre 9 et 22 fois la masse de la Terre[16].
+Saturne a une température interne très élevée, atteignant probablement 12 000 K dans le noyau, et dégage, à l'instar de Jupiter, plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. La majeure partie de cette énergie provient d'un effet de compression gravitationnelle (mécanisme de Kelvin-Helmholtz), mais cet effet ne suffit pas à lui seul à expliquer la production thermique. Une explication proposée serait une « pluie » de gouttelettes d'hélium dans les profondeurs de Saturne, dégageant de la chaleur par friction en tombant dans une mer d'hydrogène plus léger[réf. nécessaire].
+Bien que Saturne soit composée majoritairement d’hydrogène et d’hélium, les gaz ne représentent qu’une faible partie de sa masse car l’hydrogène devient liquide lorsque la densité dépasse 0,01 g/cm3. Cette frontière est atteinte sur une sphère correspondant à 99,9 % de la masse de Saturne. En s’approchant du cœur de la planète, la densité continue de croître jusqu’à transformer l’hydrogène en métal[17].
+Le noyau rocheux est comparable à celui de la Terre si ce n’est qu’il est plus dense. En 2004, la masse de ce noyau a été estimée entre 9 et 22 fois la masse de la Terre par une équipe d’astronomes français[18]. Cette estimation a été effectuée à partir du champ gravitationnel et des modèles géophysiques des planètes gazeuses. De plus, on estime que le diamètre du noyau est de 25 000 km. Ce noyau est entouré d’un épais manteau d’hydrogène liquide puis, à mesure que l’on s’écarte du centre, d’hélium liquide saturé en hydrogène avant que l’hydrogène et l’hélium deviennent gazeux sur environ 1 000 km[19].
+Saturne, bien que calme en apparence, possède un climat violent. Au pôle sud de la planète se trouve un ouragan dont la taille est supérieure à celle des États-Unis avec près de 8 000 km de large. À la différence de la Grande tache rouge de Jupiter, cet ouragan possède un œil qui le rend proche des ouragans terrestres.
+La vitesse du vent sur Saturne peut atteindre 1 800 kilomètres par heure, une valeur supérieure à celles relevées sur Jupiter mais moindre que sur Neptune[20].
+La composition des nuages de Saturne varie avec l’altitude. Dans les régions les plus hautes, où les températures évoluent entre 100 et 160 K et la pression entre 0,5 et 2 bars, les nuages se composent de glace d’ammoniac. Entre 2,5 et 9 bars se trouve de la glace d’eau à des températures de 185 à 270 K. Ces nuages s’entremêlent à des nuages de glace d’hydrosulfure d’ammonium à partir de 3 bars. Ces derniers se maintiennent jusqu’à 6 bars. La dernière couche contient des gouttes d’ammoniaque (ammoniac en solution aqueuse) pour des pressions de 10 à 20 bars entre 270 et 330 K[21].
+De manière similaire à Jupiter, l'atmosphère de Saturne est organisée en bandes parallèles, même si ces bandes sont moins visibles et plus larges près de l'équateur. En fait, le système nuageux de Saturne ne fut observé pour la première fois que lors des missions Voyager. Depuis, les télescopes terrestres ont fait suffisamment de progrès pour pouvoir suivre l'atmosphère saturnienne et les caractéristiques courantes chez Jupiter (comme les orages ovales à longue durée de vie) ont été retrouvées chez Saturne. En 1990, le télescope spatial Hubble a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre orage de taille plus modeste a été observé.
+Le nuage de 1990 est un exemple de grande tache blanche, un phénomène saturnien éphémère qui se reproduit environ tous les 30 ans (c'est-à-dire environ chaque année saturnienne). Des grandes taches blanches ont été observées en 1876, 1903, 1933 et 1960. Si la périodicité se maintient, une autre tempête devrait se produire vers 2020[22].
+Dans les images transmises par la sonde Cassini, l'atmosphère de l'hémisphère nord apparaît bleue, de façon similaire à celle d'Uranus. Cette couleur est probablement causée par diffusion Rayleigh.
+L'imagerie infrarouge a montré que Saturne possède un vortex polaire chaud, le seul phénomène de ce type connu dans le Système solaire.
+Un système ondulatoire hexagonal existe autour du pôle nord, vers 78° de latitude. Il a été remarqué pour la première fois lors du passage des sondes Voyager[23],[24]. Les bords de l'hexagone mesurent environ 13 800 km. La structure tourne sur elle-même avec une période de 10 h 39 min 24 s. Le système ne se décale pas en longitude comme les autres structures nuageuses de l'atmosphère visible. Son origine n'est pas connue. La plupart des astronomes semblent penser qu'il s'agit d'un ensemble d'ondes stationnaires. Parmi les autres théories, il pourrait s'agir d'un type inconnu d'aurore polaire[25]. Des formes polygonales ont été reproduites en laboratoire à l'intérieur de seaux de fluides en rotation[26].
+Les images prises par le télescope spatial Hubble indiquent la présence au pôle sud d'un courant-jet, mais pas d'un vortex polaire ou d'un système hexagonal analogue[27]. Cependant, la NASA a signalé en novembre 2006 que Cassini a observé une tempête analogue à un ouragan, stationnant au pôle sud, et qui possède un œil clairement défini[28]. Il s'agit du seul œil jamais observé sur une autre planète que la Terre[29].
+De 2004 à 2009, la sonde Cassini a également pu observer la formation, le développement et la fin de 9 violents orages. Les orages de Saturne sont particulièrement longs. Un orage s'étala de novembre 2007 à juillet 2008. De même, un très violent orage débuta en janvier 2009 et dura plus de 8 mois. Ce sont les plus longs orages observés jusque-là dans le Système solaire. Ils peuvent s'étendre sur plus de 3 000 km de diamètre autour de la région appelée « Allée des tempêtes » située à 35° au Sud de l'équateur.
+Les décharges électriques provoquées par les orages de Saturne émettent des ondes radio dix mille fois plus fortes que celles des orages terrestres.
+La magnétosphère de Saturne est une cavité créée dans le vent solaire par le champ magnétique de la planète. Découverte en 1979 par la sonde Pioneer 11, la magnétosphère de Saturne est la deuxième plus vaste au sein du système solaire, après celle de Jupiter. La magnétopause, frontière entre la magnétosphère de Saturne et le vent solaire, se trouve à environ vingt fois le rayon de Saturne depuis le centre de la planète, tandis que la queue magnétique s'étire derrière sur des centaines de fois le rayon de la planète.
+La magnétosphère de Saturne est rempli de plasma originaire de la planète et de ses satellites, notamment Encelade qui éjecte jusqu’à 600 kg/s de vapeur d’eau par ses geysers au pôle sud. Le champ magnétique se charge ainsi de 100 kg d’ions par seconde. Ce plasma se déplace de l’intérieur du champ vers la magnéto-queue.
+L’interaction de la magnétosphère et des vents solaires crée des aurores polaires sur les pôles de la planète dans le domaine du visible, de l’infrarouge et de l’ultraviolet.
+À l’intérieur de la magnétosphère se trouve une ceinture de radiation qui contient des particules d’énergie pouvant atteindre la dizaine de mégaélectronvolts. Ces particules ont alors une forte influence sur la surface des lunes glacées de Saturne.
+Saturne génère un champ magnétique bipolaire et symétrique de 0,2 gauss (20 µT) à l’équateur, ce qui est légèrement plus faible que le champ magnétique terrestre[30].
+Le rayon de la magnétosphère est 19 fois plus grand que celui de Saturne, soit 1 100 000 km, d’après Voyager 2[31]. L’origine de cette magnétosphère est probablement l’effet dynamo des courants d’hydrogène métallique liquide[32]. C’est la magnétosphère qui rejette les particules des vents solaires.
+Le champ magnétique de Saturne est plus faible que celui de Jupiter et sa magnétosphère est plus petite[33].
+L'atmosphère de Saturne subissant une rotation différentielle, plusieurs systèmes ont été définis, avec des périodes de rotation propres (un cas similaire à celui de Jupiter) :
+Ce dernier système, mesuré lors du passage des sondes Voyager, était celui généralement utilisé pour parler de la rotation de la planète. Cependant, lors de son approche de Saturne en 2004, la sonde Cassini mesura que la période de rotation radio s'était légèrement accrue, atteignant 10 h 45 min 45 s (± 36 s)[34]. La cause exacte du changement n'est pas connue.
+En mars 2007, il a été annoncé que la rotation des émissions radio ne rend pas compte de la rotation de la planète, mais est causée par des mouvements de convection du disque de plasma entourant Saturne, lesquels sont indépendants de la rotation. Les variations de période pourraient être causées par les geysers de la lune Encelade. La vapeur d'eau émise en orbite saturnienne se chargerait électriquement et pèserait sur le champ magnétique de la planète, ralentissant sa rotation par rapport à celle de Saturne. Si ce point est vérifié on ne connaît aucune méthode fiable pour déterminer la période de rotation réelle du noyau de Saturne[35],[36],[37],[38].
+Étant donnée sa distance au Soleil, Saturne est une planète très froide en surface : sa température maximale est de 134 K (-139 °C), sa température moyenne atteint 93 K (-180 °C) et sa température minimale est de l'ordre de 72 K (-201 °C).[réf. nécessaire]
+Les anneaux de Saturne sont les anneaux planétaires les plus importants du Système solaire. Bien qu'ils semblent continus vus depuis la Terre, ils sont en fait constitués d'innombrables particules de glace (95 à 99 % de glace d'eau pure selon les analyses spectroscopiques) et de poussière dont la taille varie de quelques micromètres à quelques centaines de mètres ; ils ont chacun une orbite différente. Les anneaux forment un disque dont le diamètre est de 360 000 km (les anneaux principaux s'étendent de 7 000 à  72 000 km) comportant plusieurs divisions de largeurs variées et dont l'épaisseur va de 2 à 10 mètres.
+À la différence de ceux des autres géantes gazeuses, ils sont extrêmement brillants (albédo de 0,2 à 0,6) et peuvent être vus depuis la Terre à l'aide de simples jumelles.
+Ils ont été aperçus en 1610 par le savant italien Galilée grâce à une lunette astronomique de sa conception. Celui-ci interpréta ce qu'il voyait comme de mystérieux appendices. Bénéficiant d'une meilleure lunette que Galilée, le néerlandais Christian Huygens va découvrir qu'il s'agit en fait d'un anneau entourant Saturne.
+Il y règne une agitation permanente : vagues, collisions et accumulations de matières.
+(RS désigne le rayon équatorial de Saturne (60 268 km), pris ici comme unité de longueur.)
+En 2009, un anneau a été mis en évidence par le satellite Spitzer en infrarouge. Ce nouvel anneau, très peu dense, a été trouvé à l'endroit même où évolue un des satellites de Saturne, Phœbé, qui en serait peut-être à l'origine.
+Saturne possède un grand nombre de satellites naturels. Il est difficile de dire combien, dans la mesure où tout morceau de glace des anneaux est techniquement un satellite et qu'il n'est pas possible de faire la distinction entre une grande particule et une petite lune.
+De nouveaux satellites sont régulièrement découverts. En 2019, 82[39] satellites ont été identifiés.
+La plupart des lunes connues sont petites : 13 mesurent moins de 50 km de diamètre et 31 autres moins de 10 km[40]. Seules sept sont suffisamment massives pour avoir pu prendre une forme sphéroïdale sous leur propre gravité. Titan, la plus grande d'entre elles, plus grande que Mercure ou Pluton, est le seul satellite du Système solaire à posséder une atmosphère dense.
+Tous les satellites pour lesquels la période de rotation est connue, à l'exception de Phœbé et d'Hypérion, sont synchrones. Les orbites des trois paires Mimas-Téthys, Encelade-Dioné et Titan-Hypérion sont en résonance : Mimas et Téthys sont en résonance 1:2 (la période de révolution de Mimas est exactement la moitié de celle de Téthys) ; Encelade et Dioné sont également en résonance 1:2 ; Titan et Hypérion sont en résonance 3:4.
+Traditionnellement, la plupart des lunes de Saturne ont été nommées d'après des Titans de la mythologie grecque.
+En octobre 2019, une équipe d'astronomes du Carnegie Institution for Science observent 20 nouveaux satellites, ce qui fait de Saturne la planète du Système Solaire avec le plus de satellites connus[41],[42].
+Saturne, comme les autres planètes géantes gazeuses du système solaire, se serait formée au-delà de la ligne des glaces. Cette ligne désigne la zone au-delà de l’orbite de Mars, où la matière est suffisamment froide pour que ses composés de glace volatile restent à l'état solide. Les glaces qui formèrent les géantes gazeuses étaient plus abondantes que les métaux et les silicates qui formaient les planètes telluriques. Ceci permit aux géantes de devenir suffisamment massives pour capturer l'hydrogène et l'hélium, les plus légers mais aussi les plus abondants des éléments de l'univers[43]. Les planétésimaux formés par-delà la ligne des glaces accumulèrent jusqu'à plus de quatre masses terrestres sur une période de 3 millions d'années[44]. La masse significativement plus réduite de Saturne par rapport à Jupiter s'expliquerait par le fait qu'elle se serait formée quelques millions d'années après Jupiter, alors qu'il y avait moins de gaz disponible dans son environnement[44].
+Le nom de Saturne correspond à Cronos (Κρόνος (Kronos)) dans l'astronomie grecque, à Zohal (زُحَل) dans l'astronomie arabe ainsi qu'à Tǔxīng (土星 / « étoile de la terre ») dans l'astronomie chinoise.
+Elle est ainsi désignée[10], à la suite d'un usage antique[c], d'après Saturne, un dieu de la mythologie romaine, assimilé au titan Cronos de la mythologie grecque. Son symbole « ♄ », d'origine ancienne[46] représenterait la faucille du dieu Saturne[47] ou serait dérivé de la lettre grecque kappa minuscule, initiale du grec ancien Κρόνος (Krónos)[48]. Néanmoins, l'Union astronomique internationale recommande de substituer au symbole « ♄ » l'abréviation « S », correspondant à la lettre latine S majuscule, initiale de l'anglais Saturn[49].
+Saturne est la plus lointaine des cinq planètes visibles à l'œil nu la nuit, des observations étant attestées depuis la préhistoire[50].
+En 1610, Galilée, en braquant son télescope vers Saturne, en observe les anneaux mais ne comprend pas ce qu'il en est, décrivant que la planète aurait des « oreilles ». En 1612, la Terre passant dans le plan des anneaux, ceux-ci disparaissent. En 1613, ils réapparaissent sans que Galilée puisse émettre une hypothèse quant à ce qu'il observe[51].
+En 1655, Christian Huygens, découvre près de Saturne un astre qui sera nommé plus tard Titan.
+En 1656, Christian Huygens, en utilisant un télescope bien plus puissant, comprend que la planète est en réalité entourée d'un anneau, qu'il pense être solide.
+En 1675, Jean-Dominique Cassini détermine que l'anneau est composé de plusieurs petits anneaux, séparés par des divisions ; la plus large d'entre elles sera plus tard appelée la division de Cassini.
+En 1859, James Clerk Maxwell démontre que les anneaux ne peuvent pas être solides. Il ��met l'hypothèse qu'ils sont constitués d'un grand nombre de petites particules, toutes orbitant autour de Saturne indépendamment[52]. La théorie de Maxwell fut prouvée correcte en 1895 par des études spectroscopiques menées par James Keeler à l'observatoire Lick.
+Dans le dernier quart du XXe siècle, Saturne fut visitée par plusieurs sondes spatiales : Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981[5],[53].
+Pioneer 11 passa à 22 000 km des nuages de Saturne en septembre 1979. La sonde prit des photographies en basse résolution de la planète et de quelques-uns de ses satellites, lesquelles n'étaient pas assez bonnes pour distinguer les caractéristiques de leur surface. Elle étudia l'étalement des anneaux, découvrit l'anneau F et le fait que les divisions ne sont pas vides de matériaux. Pioneer 11 mesura également la température de Titan.
+En novembre 1980, Voyager 1 visita le système saturnien. La sonde renvoya les premières images en haute résolution de la planète, de ses anneaux et de ses satellites. Les surfaces de plusieurs lunes furent vues pour la première fois. Voyager 1 effectua un survol de Titan, accroissant les connaissances sur l'atmosphère de cette lune. Cependant, elle prouva également que cette atmosphère était imperméable aux longueurs d'onde de la lumière visible. Le survol éjecta la sonde hors du plan du Système solaire.
+En août 1981, Voyager 2 continua l'étude de Saturne. Elle prit plus de gros plans des lunes et apporta des preuves d'évolution de l'atmosphère et des anneaux. Malheureusement, pendant le survol, la plateforme de caméra orientable resta coincée pendant deux jours et certaines photographies ne purent être prises selon l'angle prévu. La gravité de Saturne fut utilisée pour diriger la sonde vers Uranus (voir cette planète) qui, à son tour, la dirigea vers Neptune.
+Les sondes découvrirent et confirmèrent plusieurs satellites orbitant près ou à l'intérieur des anneaux de Saturne. Elles découvrirent également la division de Maxwell et la division de Keeler.
+La sonde Cassini-Huygens s'est placée en orbite autour de Saturne le 1er juillet 2004 afin d'étudier le système saturnien, avec une attention particulière pour Titan. En juin 2004, elle effectue un survol de Phœbé.
+L'orbiteur réalise deux survols de Titan et largue le 25 décembre 2004, le module atterrisseur Huygens. Celui-ci se pose sur Titan le 14 janvier 2005, transmettant un flot de photographies et de données pendant la descente et après l'atterrissage. Pendant l'année 2005, Cassini effectue plusieurs autres survols de Titan et d'autres satellites.
+Le 10 mars 2006, la NASA annonce que Cassini a mis en évidence sur Encelade des réservoirs d'eau liquide s'échappant en geyser[54].
+Le 20 septembre 2006, Cassini photographie un anneau planétaire non encore découvert, en dehors des anneaux principaux et situé à l'intérieur des anneaux E et G[55].
+En juillet 2006, Cassini détecte la première preuve de lacs d'hydrocarbures près du pôle nord de Titan, ce qui sera confirmé en janvier 2007. En mars 2007, de nouvelles images du pôle mettent en évidence des mers d'hydrocarbures, la plus grande ayant presque la taille de la mer Caspienne[56].
+La mission de la sonde devait en principe s'achever en 2008, après 74 orbites autour de Saturne, elle est dépendante de la réserve de carburant nécessaire à moduler chaque orbite ; mais début 2008, au vu des réserves encore existantes, elle a été prolongée de 2 ans.
+En avril 2013, Cassini enregistre les images d'un vaste ouragan frappant le pôle nord de Saturne dont l'œil, de 2 000 kilomètres de diamètre, est 20 fois plus large que celui des ouragans terrestres, avec des vents supérieurs à 530 km/h. Il se peut qu'il soit là depuis plusieurs années[57].
+Le 15 septembre 2017, après 15 ans de services, la sonde Cassini, à court de carburant, est désintégrée volontairement dans l'atmosphère de Saturne pour éviter le risque d'un écrasement sur Titan (et donc d'une possible contamination par des composés chimiques et micro-organismes terrestres).
+La NASA a transformé en fichier audio et diffusé en 2018 les ondes captées par son instrument Radio Plasma Wave Science (RPWS) lors de sa plongée entre les anneaux de Saturne[58].
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+Une planète géante gazeuse (abrégée en géante gazeuse en l’absence d’ambiguïté), également nommée planète jovienne voire géante jovienne en référence à Jupiter, est une planète géante composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Les géantes gazeuses ne sont en fait constituées de gaz que sur une certaine épaisseur, en dessous leur matière est liquide ou solide.
+Le Système solaire a deux représentants de cette catégorie : Jupiter et Saturne.
+En 1952, l'écrivain de science-fiction James Blish forgea le nom de « géante gazeuse »[1], utilisé pour faire référence aux grosses planètes non telluriques du système solaire. Le nom de cette classe était alors synonyme de « planète géante ». Cependant, à la fin des années 1940[2], il devint clair que la composition d'Uranus et Neptune est très différente de celle de Jupiter et Saturne. Elles sont essentiellement constituées de composés plus lourds que l'hydrogène et l'hélium et constituent à ce titre un groupe distinct de planètes géantes. Étant donné que, lors de leur formation, Uranus et Neptune ont incorporé des matériaux sous forme de glaces ou de gaz piégé dans de la glace d'eau, et que ces planètes sont ainsi composées d’éléments volatils plus lourds que l’hydrogène et l’hélium — tels que l’eau, le méthane et l’ammoniac — et qu’on appelle, en planétologie, des glaces, le nom de « géante de glaces » fut utilisé[3],[2]. L'usage le plus ancien connu de « géante de glaces » (ice giant en VO en anglais) est vers 1978[2],[4] et le terme devint d'usage courant dans les années 1980[2].
+Jupiter et Saturne sont constituées principalement d’hydrogène et d’hélium, les éléments plus lourds ne représentant qu’entre 3 et 13 % de leur masse[5]. Leur structure interne serait formée par une couche externe d’hydrogène moléculaire gazeux, lequel deviendrait liquide avec la profondeur, surmontant une couche d’hydrogène métallique liquide entourant probablement un noyau de roches et de glaces.
+La couche extérieure, autrement dit l’atmosphère, est caractérisée par la présence de plusieurs bandes nuageuses composées notamment d’eau et d’ammoniac.
+La couche d’hydrogène métallique représente le « corps » de ces planètes, et le nom de métallique provient du fait qu’elle se situe dans une zone où la pression est telle que l’hydrogène se comporte comme un conducteur électrique.
+Le noyau central consisterait pour sa part en un mélange d’éléments plus lourds (notamment rocheux ou métalliques) à des températures (20 000 K) et des pressions telles que leurs propriétés sont peu connues[5].
+Selon leur température de surface, les géantes gazeuses sont subdivisées (des plus chaudes aux plus froides) en Jupiter très chauds, Jupiter chauds, Jupiter tempérés et Jupiter froids. La température varie fortement, avec une moyenne d'environ -110 C°.
+Les planètes géantes gazeuses les plus massives sont appelées super-Jupiter, ou planètes superjoviennes, alors que celles plus petites que Jupiter et Saturne peuvent être nommées sous-Jupiter ou planètes subjoviennes.
+Il existerait des planètes de ce type particulièrement riches en hélium, voire composées presque exclusivement de ce gaz : on parle alors de planètes d'hélium.
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+Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant éliminé tout corps « rival » se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire.
+Ptolémée fut l'un des premiers à essayer de comprendre la formation et le fonctionnement des planètes. Celui-ci en était venu à la conclusion que toutes étaient en orbite autour de la Terre selon un mouvement déférent et épicyclique. Bien que l'idée que les planètes tournent autour du Soleil ait été suggérée à plusieurs reprises, il a fallu attendre le XVIIe siècle pour que cette opinion soit corroborée par les tout premiers télescopes d'observations astronomiques, réalisés par Galilée. Par la suite, une analyse minutieuse des données d'observation mène Johannes Kepler à trouver que les orbites des planètes ne sont pas circulaires, mais bien elliptiques.
+Il n'existe pas de définition officielle générale du mot « planète » hormis une définition de travail de l'Union astronomique internationale (UAI) datant de 2002 et modifiée en 2003. En bref, celle-ci définit la limite supérieure des planètes par la limite de fusion nucléaire du deutérium (au-delà on parle de naine brune) et exclut les objets libres de masse planétaire (appelées sous-naines brunes). La limite inférieure est définie comme pour les planètes du système solaire. Cette limite date de 2006 et précise, en termes simples, que l'objet doit, en plus de tourner autour du Soleil, être relativement sphérique et avoir éliminé tout corps rival se déplaçant sur une orbite proche (cela peut signifier soit en faire un de ses satellites, soit provoquer sa destruction par collision). De fait, ce dernier critère ne s'applique pas aujourd'hui aux exoplanètes pour des raisons technologiques[1]. On estime que le nombre d'exoplanètes dans notre seule galaxie est d'au moins 100 milliards[2].
+Selon la définition de 2006, il y a huit planètes confirmées[3] dans le Système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (sans Pluton, cf. ci-dessous).
+En même temps que la définition d'une planète était clarifiée, l'UAI définissait comme étant une planète naine un objet céleste répondant à tous les critères, sauf l'élimination des corps sur une orbite proche. Contrairement à ce que suggère l'usage habituel d'un adjectif, une planète naine n'est pas une planète, puisque l'un des critères de la définition des planètes n'est par définition jamais rempli par les planètes naines ; ceci explique qu'il n'y ait, comme listé ci-dessus, que huit planètes dans le Système solaire. On compte actuellement cinq planètes naines dans le Système solaire : Cérès, Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris[4]. Cependant il est possible et même probable qu'à l'avenir cette liste devienne plus longue que celle des planètes.
+La liste des planètes a fortement varié au gré des découvertes et nouvelles définitions de l'astronomie. La Terre n'est considérée comme une planète que depuis la reconnaissance de l'héliocentrisme (position centrale du Soleil), Pluton et Cérès furent classées comme planètes en premier lieu lors de leur découverte, mais la définition de l'UAI a conduit à exclure de manière claire de tels objets.
+Le substantif féminin[5],[6],[7] « planète » est emprunté[5],[6], par l'intermédiaire[5] du latin planeta[6],[7],[note 1], au grec ancien πλανήτης, planếtês, pris de l'expression πλανήτης ἀστήρ, planếtês astêr, qui désigne un « astre en mouvement » ou « astre errant », par opposition aux étoiles (les « étoiles fixes ») qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.
+Ce mouvement apparent, repéré en suivant la planète dans le ciel d'une nuit à l'autre, a été observé très tôt par les hommes de toutes les civilisations, mais sa complexité est longtemps restée un mystère pour les astronomes jusqu'à son identification à la résultante des courses elliptiques de la Terre et des autres planètes autour du Soleil.
+Si les planètes du Système solaire sont visibles la nuit dans le ciel, c'est parce qu'elles réfléchissent la lumière du Soleil, contrairement aux étoiles qui brillent par elles-mêmes.
+La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5 × 1020 kg et un diamètre d'au moins 800 km pour être considéré comme une planète[8].
+Pour le dictionnaire, dont les définitions n'ont qu'une valeur académique et non scientifique, une planète est un « objet céleste compact, dépourvu de réactions thermonucléaires (ou anciennement : sans lumière propre), gravitant autour du Soleil ou, par extension, d'une étoile ».
+En 2003, Sedna avait déjà été décrétée par les médias comme étant la dixième planète du Système solaire, mais beaucoup d'astronomes étaient réticents pour lui accorder ce statut. En fait, les astronomes n'étaient pas unanimes sur la définition d'une planète et l'UAI a donc tranché la question.
+Jusqu'en 2006, la National Academy of Sciences américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de deux masses joviennes gravitant autour d'une étoile. Mais cette définition ne tenait pas compte des récentes découvertes, dont celles de (136199) Éris (en 2005), de (90377) Sedna et autres objets de la Ceinture de Kuiper.
+Classiquement, le terme « planète » s'oppose à celui d'« étoile ». Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie lumineuse rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite (toute planète émet des rayonnements électromagnétiques, généralement dans l'infrarouge en raison de sa faible température). Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.
+Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planète et celui d'étoile est le mode de formation :
+Bien qu'elles n'émettent pas de lumière visible, les planètes produisent un peu d'énergie détectable en infrarouge (IR). Pour la Terre, vu de l'espace, ceci est environ 4 000 fois moins que ce qui est reçu du Soleil. Le phénomène est plus important pour Jupiter, Saturne et Neptune. Dans l'infrarouge, elles renvoient 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil[9].
+Théoriquement, il existe des planètes qui n'orbitent autour d'aucune étoile. Formées autour de ces dernières, elles peuvent être libérées de leur lien gravitationnel par diverses interactions gravitationnelles. De telles planètes, dites « planètes flottantes » ne reflètent la lumière d'aucune étoile. Le 14 novembre 2012, l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble a annoncé la découverte probable d'une planète de cette catégorie, appelée CFBDSIR 2149-0403[10].
+Au sein du Système solaire, les planètes ont une orbite elliptique qui est, à l'exception de Mercure, quasi circulaire et dont le Soleil est situé à l'un des foyers. En première approximation, les planètes orbitent toutes dans un même plan nommé écliptique. L'écliptique est inclinée de sept degrés par rapport au plan de l'équateur du Soleil. Les planètes orbitent toutes dans la même direction, dans le sens contraire de celui des aiguilles d'une montre lorsque regardées du dessus du pôle nord du Soleil[11].
+Les étoiles les plus petites, les naines brunes, n'ont jamais été assez massives pour engendrer un processus de fusion thermonucléaire en leur sein, à part les plus massives qui brûlent le deutérium de leur enveloppe pendant quelques dizaines de millions d'années avant de se refroidir. Les naines brunes rayonnent un grand nombre de milliards d'années mais pas selon le processus classique (proton/proton ou CNO) ; elles n'appartiennent pas de ce fait à la séquence principale.
+Tout astronome a besoin de construire une définition scientifique qui peut s'avérer parfois assez éloignée de la définition communément admise.
+Quatre définitions ont été proposées en 2005 par l'astronome Michael E. Brown qui permettent d'avoir une idée plus claire sur la question :
+Michael Brown et son équipe reconnaissent qu'il n'existe pas de définition scientifique qui épouse à la fois les conditions rencontrées dans le Système solaire et notre culture. Comme il l'a écrit « pour une fois j'ai décidé de laisser gagner la culture. Nous, scientifiques, pouvons continuer nos débats, mais j'espère que nous serons globalement ignorés ». Pour lui, la question est donc entendue : en 2005, il existe donc dix planètes dans le Système solaire et une kyrielle d'autres populations de petits corps.
+À l'inverse, beaucoup d'astronomes préfèrent considérer qu'il existe huit planètes (de Mercure à Neptune), et qu'en raison de leurs caractéristiques, Pluton et les autres corps de la ceinture de Kuiper, qu'ils soient petits ou gros, sont des objets d'un autre type (qu'on désigne d'ailleurs sous le terme générique de transneptuniens).
+On connaît avec certitude l'existence de huit planètes dans le Système solaire. En Occident elles sont chacune nommées d'après un dieu romain, sauf la Terre, et on leur associe un symbole astronomique, voire astrologique. Par ordre croissant d'éloignement du Soleil, ce sont :
+Une neuvième planète pourrait également exister, à une distance très supérieure aux autres planètes connues[3].
+Les planètes du système solaire peuvent être divisées en trois catégories :
+Pour se souvenir de l'ordre, une méthode courante est de mémoriser une phrase mnémotechnique comme « Me Voici Toute Mignonne, Je Suis Une Nébuleuse »[13], les initiales de chaque mot suivant celles des planètes, classées par distance en partant du Soleil. Celle donnée ici est une adaptation de la phrase « Me Voici Toute Mignonne : Je Suis Une Nouvelle Planète », écrite à l'époque où on considérait Pluton comme une planète.
+En effet, historiquement, Pluton, comme (1) Cérès, a été considérée comme une planète depuis sa découverte. Puis les astronomes ont reconsidéré ce statut en constatant qu'il s'agissait d'un objet d'un type relativement courant découvert depuis les années 2000. Ils ont requalifié Pluton le 24 août 2006 car on a découvert d'autres objets transneptuniens de taille comparable dans la ceinture d'astéroïdes extérieurs, comme (136199) Éris (paradoxalement on hésitait alors à qualifier cet objet de dixième planète, et on le désignait alors par son nom de code Xéna car la décision sur le nom était trop lourde de responsabilité au cas où il serait qualifié de planète).
+Les deux planètes les plus proches du soleil, Mercure et Vénus, n'ont pas de satellite[14]. Parmi les planètes telluriques, seules Mars et la Terre en possèdent : deux satellites tournent autour de Mars, et la Terre n'a que la Lune comme satellite naturel. Les géantes gazeuses, plus volumineuses et ayant une masse plus importante, sont susceptibles d'attirer des objets célestes. Ainsi, Saturne possède officiellement 82 satellites après la découverte courant 2019 de 20 nouvelles lunes, ce qui la place devant Jupiter avec ses 79 lunes[15]. Uranus et Neptune, géantes de glace beaucoup moins massives que les géantes gazeuses, possèdent respectivement, aux erreurs d'observation près, 29 et 14 satellites.
+Depuis 1990, année de la découverte des premières planètes extrasolaires par Aleksander Wolszczan, on sait qu'il existe des planètes autour d'autres étoiles. Il est même probable que leur présence soit très courante étant donné le nombre de planètes identifiées depuis lors[16], alors que les techniques dont on dispose pour le moment ne permettent de détecter que les planètes massives et proches de leur étoile. Même si celles qui ont été détectées jusqu'ici sont presque toutes des planètes géantes (au moins de la taille de Jupiter ou Saturne), les astronomes ne désespèrent pas de mettre en évidence des planètes similaires à la Terre, ce qui pourrait justifier certaines recherches d'une vie extraterrestre. Entre 1995 et 2005, près de 170 exoplanètes ont été ainsi découvertes.
+En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en constatant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'une éclipse.
+Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps.
+Le 13 juin 2005, une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la 155e exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :
+Dans la revue Nature du 14 juillet 2005, l'astrophysicien polonais Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a révélé qu'il avait découvert une géante gazeuse, autour de HD 188753, une étoile triple (un système binaire gravitant autour d'une étoile primaire de type solaire). La planète, HD 188753 Ab, gravite autour de l'étoile principale et est du type Jupiter chaude, c'est-à-dire une géante gazeuse comme Jupiter, mais beaucoup plus proche de son étoile que ne l'est Jupiter du Soleil — plus proche de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil, en fait ! Les modèles actuels (juillet 2005) de formation de telles planètes supposaient une formation à une distance appropriée pour une planète géante, suivie d'un rapprochement vers l'étoile centrale, ce qui n'est pas possible dans le cas particulier de HD 188753.
+La première photographie optique d'une exoplanète a été publiée le 13 novembre 2008. D'une masse probablement proche de celle de Jupiter, cette planète, baptisée Fomalhaut b, est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscus austrinus), à une distance d'environ quatre fois celle séparant Neptune du soleil.
+On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivie par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.
+Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivie d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour la formation planétaire.
+Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3) et froides (typiquement 10 à 100 K) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à 10 000 K et presque vides avec 10 atomes/cm3 ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter) : l'effondrement gravitationnel.
+Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.
+Mais le processus ne peut perdurer que si l'énergie thermique peut s'évacuer. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui-même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, en partie non-élastiques.
+Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz (« modèle de nucléation »), alors appelé proto-étoile, sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale à la vitesse de libération de cet astre. Elle augmente rapidement au-delà de 10 km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et constitue une quantité d'énergie rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à ce qu'elle deviendra après stabilisation en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto-étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.
+Cette transparence est contrecarrée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.
+En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.
+Les pôles étant déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) limite le processus d'effondrement et l'arrête complètement en l'absence de mécanisme qui dissipe son énergie de rotation.
+Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière observable sur Terre. Il s'agit pourtant d'une zone très dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.
+C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.
+Au départ, le nuage possède une opacité non négligeable sur une épaisseur de l'ordre de 10 à 30 UA. La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de un à dix mètres par seconde, au sein du gaz ténu, vers le plan de révolution. En 10 000 ans environ, la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques kilomètres d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde presque son épaisseur initiale. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent, forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (10 000 fois plus gros que les poussières). L'agrégation résulte des simples forces de contacts entre grains.
+Avant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique, ils génèrent une traînée hydrodynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps d'un mètre situé à une unité astronomique). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de cinq ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisables, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capable d'encaisser les chocs ultérieurs.
+En raison de sa masse supérieure, un des corps parvient à attirer par gravitation des poussières du sillon planétaire dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'issue de ce stade, il peut atteindre le kilomètre et est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en termes de traînée. Il se forme alors un planétésimal, dont le diamètre peut atteindre cinq à dix kilomètres et la masse est de l'ordre de mille milliards de tonnes. Il deviendra un petit corps (astéroïde ou comète) ou une planète.
+À ce stade, le système est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides de tailles échelonnées du micromètre au kilomètre.
+La formation de planète à partir des planétésimaux dure environ 100 000 ans et a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante :
+Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par la force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.
+Dans un disque circumstellaire d'environ un millième de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 millions d'années et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.
+Expliquer la formation des planètes gazeuses — quelque 100 000 ans à 1 million d'années — comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique.
+Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui entrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de quinze masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.
+Cette masse critique a été atteinte car ces planètes sont au-delà de la ligne des glaces où la quantité de matière solide disponible était plus importante grâce à la condensation de l'hélium et de l'hydrogène qui forment des glaces (méthane CH4, ammoniac NH3, neige carbonique CO2, glace d'eau H2O, etc.)[17].
+Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrête qu'après épuisement du gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. Ainsi se forment des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).
+Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de millions d'années.
+Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de trois à cinq fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des planètes telluriques et doit les former en un temps limité par la durée de vie du disque.
+Les noms des planètes du Système solaire sont attribués par les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI). Celles-ci adoptent de manière cohérente les noms des dieux de la mythologie romaine qui ont été imposés par l'astrolâtrie de la mythologie grecque[18]. En raison de sa couleur rouge, on dénomma la quatrième planète Mars en référence au dieu romain de la guerre (et donc du sang) et, plus récemment, la planète (136199) Éris, déesse de la discorde pour la planète naine dont la découverte a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète au détriment de Pluton, qui ne respecte pas le nouveau critère d'« élimination des rivales ».
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+Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant éliminé tout corps « rival » se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire.
+Ptolémée fut l'un des premiers à essayer de comprendre la formation et le fonctionnement des planètes. Celui-ci en était venu à la conclusion que toutes étaient en orbite autour de la Terre selon un mouvement déférent et épicyclique. Bien que l'idée que les planètes tournent autour du Soleil ait été suggérée à plusieurs reprises, il a fallu attendre le XVIIe siècle pour que cette opinion soit corroborée par les tout premiers télescopes d'observations astronomiques, réalisés par Galilée. Par la suite, une analyse minutieuse des données d'observation mène Johannes Kepler à trouver que les orbites des planètes ne sont pas circulaires, mais bien elliptiques.
+Il n'existe pas de définition officielle générale du mot « planète » hormis une définition de travail de l'Union astronomique internationale (UAI) datant de 2002 et modifiée en 2003. En bref, celle-ci définit la limite supérieure des planètes par la limite de fusion nucléaire du deutérium (au-delà on parle de naine brune) et exclut les objets libres de masse planétaire (appelées sous-naines brunes). La limite inférieure est définie comme pour les planètes du système solaire. Cette limite date de 2006 et précise, en termes simples, que l'objet doit, en plus de tourner autour du Soleil, être relativement sphérique et avoir éliminé tout corps rival se déplaçant sur une orbite proche (cela peut signifier soit en faire un de ses satellites, soit provoquer sa destruction par collision). De fait, ce dernier critère ne s'applique pas aujourd'hui aux exoplanètes pour des raisons technologiques[1]. On estime que le nombre d'exoplanètes dans notre seule galaxie est d'au moins 100 milliards[2].
+Selon la définition de 2006, il y a huit planètes confirmées[3] dans le Système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (sans Pluton, cf. ci-dessous).
+En même temps que la définition d'une planète était clarifiée, l'UAI définissait comme étant une planète naine un objet céleste répondant à tous les critères, sauf l'élimination des corps sur une orbite proche. Contrairement à ce que suggère l'usage habituel d'un adjectif, une planète naine n'est pas une planète, puisque l'un des critères de la définition des planètes n'est par définition jamais rempli par les planètes naines ; ceci explique qu'il n'y ait, comme listé ci-dessus, que huit planètes dans le Système solaire. On compte actuellement cinq planètes naines dans le Système solaire : Cérès, Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris[4]. Cependant il est possible et même probable qu'à l'avenir cette liste devienne plus longue que celle des planètes.
+La liste des planètes a fortement varié au gré des découvertes et nouvelles définitions de l'astronomie. La Terre n'est considérée comme une planète que depuis la reconnaissance de l'héliocentrisme (position centrale du Soleil), Pluton et Cérès furent classées comme planètes en premier lieu lors de leur découverte, mais la définition de l'UAI a conduit à exclure de manière claire de tels objets.
+Le substantif féminin[5],[6],[7] « planète » est emprunté[5],[6], par l'intermédiaire[5] du latin planeta[6],[7],[note 1], au grec ancien πλανήτης, planếtês, pris de l'expression πλανήτης ἀστήρ, planếtês astêr, qui désigne un « astre en mouvement » ou « astre errant », par opposition aux étoiles (les « étoiles fixes ») qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.
+Ce mouvement apparent, repéré en suivant la planète dans le ciel d'une nuit à l'autre, a été observé très tôt par les hommes de toutes les civilisations, mais sa complexité est longtemps restée un mystère pour les astronomes jusqu'à son identification à la résultante des courses elliptiques de la Terre et des autres planètes autour du Soleil.
+Si les planètes du Système solaire sont visibles la nuit dans le ciel, c'est parce qu'elles réfléchissent la lumière du Soleil, contrairement aux étoiles qui brillent par elles-mêmes.
+La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5 × 1020 kg et un diamètre d'au moins 800 km pour être considéré comme une planète[8].
+Pour le dictionnaire, dont les définitions n'ont qu'une valeur académique et non scientifique, une planète est un « objet céleste compact, dépourvu de réactions thermonucléaires (ou anciennement : sans lumière propre), gravitant autour du Soleil ou, par extension, d'une étoile ».
+En 2003, Sedna avait déjà été décrétée par les médias comme étant la dixième planète du Système solaire, mais beaucoup d'astronomes étaient réticents pour lui accorder ce statut. En fait, les astronomes n'étaient pas unanimes sur la définition d'une planète et l'UAI a donc tranché la question.
+Jusqu'en 2006, la National Academy of Sciences américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de deux masses joviennes gravitant autour d'une étoile. Mais cette définition ne tenait pas compte des récentes découvertes, dont celles de (136199) Éris (en 2005), de (90377) Sedna et autres objets de la Ceinture de Kuiper.
+Classiquement, le terme « planète » s'oppose à celui d'« étoile ». Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie lumineuse rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite (toute planète émet des rayonnements électromagnétiques, généralement dans l'infrarouge en raison de sa faible température). Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.
+Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planète et celui d'étoile est le mode de formation :
+Bien qu'elles n'émettent pas de lumière visible, les planètes produisent un peu d'énergie détectable en infrarouge (IR). Pour la Terre, vu de l'espace, ceci est environ 4 000 fois moins que ce qui est reçu du Soleil. Le phénomène est plus important pour Jupiter, Saturne et Neptune. Dans l'infrarouge, elles renvoient 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil[9].
+Théoriquement, il existe des planètes qui n'orbitent autour d'aucune étoile. Formées autour de ces dernières, elles peuvent être libérées de leur lien gravitationnel par diverses interactions gravitationnelles. De telles planètes, dites « planètes flottantes » ne reflètent la lumière d'aucune étoile. Le 14 novembre 2012, l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble a annoncé la découverte probable d'une planète de cette catégorie, appelée CFBDSIR 2149-0403[10].
+Au sein du Système solaire, les planètes ont une orbite elliptique qui est, à l'exception de Mercure, quasi circulaire et dont le Soleil est situé à l'un des foyers. En première approximation, les planètes orbitent toutes dans un même plan nommé écliptique. L'écliptique est inclinée de sept degrés par rapport au plan de l'équateur du Soleil. Les planètes orbitent toutes dans la même direction, dans le sens contraire de celui des aiguilles d'une montre lorsque regardées du dessus du pôle nord du Soleil[11].
+Les étoiles les plus petites, les naines brunes, n'ont jamais été assez massives pour engendrer un processus de fusion thermonucléaire en leur sein, à part les plus massives qui brûlent le deutérium de leur enveloppe pendant quelques dizaines de millions d'années avant de se refroidir. Les naines brunes rayonnent un grand nombre de milliards d'années mais pas selon le processus classique (proton/proton ou CNO) ; elles n'appartiennent pas de ce fait à la séquence principale.
+Tout astronome a besoin de construire une définition scientifique qui peut s'avérer parfois assez éloignée de la définition communément admise.
+Quatre définitions ont été proposées en 2005 par l'astronome Michael E. Brown qui permettent d'avoir une idée plus claire sur la question :
+Michael Brown et son équipe reconnaissent qu'il n'existe pas de définition scientifique qui épouse à la fois les conditions rencontrées dans le Système solaire et notre culture. Comme il l'a écrit « pour une fois j'ai décidé de laisser gagner la culture. Nous, scientifiques, pouvons continuer nos débats, mais j'espère que nous serons globalement ignorés ». Pour lui, la question est donc entendue : en 2005, il existe donc dix planètes dans le Système solaire et une kyrielle d'autres populations de petits corps.
+À l'inverse, beaucoup d'astronomes préfèrent considérer qu'il existe huit planètes (de Mercure à Neptune), et qu'en raison de leurs caractéristiques, Pluton et les autres corps de la ceinture de Kuiper, qu'ils soient petits ou gros, sont des objets d'un autre type (qu'on désigne d'ailleurs sous le terme générique de transneptuniens).
+On connaît avec certitude l'existence de huit planètes dans le Système solaire. En Occident elles sont chacune nommées d'après un dieu romain, sauf la Terre, et on leur associe un symbole astronomique, voire astrologique. Par ordre croissant d'éloignement du Soleil, ce sont :
+Une neuvième planète pourrait également exister, à une distance très supérieure aux autres planètes connues[3].
+Les planètes du système solaire peuvent être divisées en trois catégories :
+Pour se souvenir de l'ordre, une méthode courante est de mémoriser une phrase mnémotechnique comme « Me Voici Toute Mignonne, Je Suis Une Nébuleuse »[13], les initiales de chaque mot suivant celles des planètes, classées par distance en partant du Soleil. Celle donnée ici est une adaptation de la phrase « Me Voici Toute Mignonne : Je Suis Une Nouvelle Planète », écrite à l'époque où on considérait Pluton comme une planète.
+En effet, historiquement, Pluton, comme (1) Cérès, a été considérée comme une planète depuis sa découverte. Puis les astronomes ont reconsidéré ce statut en constatant qu'il s'agissait d'un objet d'un type relativement courant découvert depuis les années 2000. Ils ont requalifié Pluton le 24 août 2006 car on a découvert d'autres objets transneptuniens de taille comparable dans la ceinture d'astéroïdes extérieurs, comme (136199) Éris (paradoxalement on hésitait alors à qualifier cet objet de dixième planète, et on le désignait alors par son nom de code Xéna car la décision sur le nom était trop lourde de responsabilité au cas où il serait qualifié de planète).
+Les deux planètes les plus proches du soleil, Mercure et Vénus, n'ont pas de satellite[14]. Parmi les planètes telluriques, seules Mars et la Terre en possèdent : deux satellites tournent autour de Mars, et la Terre n'a que la Lune comme satellite naturel. Les géantes gazeuses, plus volumineuses et ayant une masse plus importante, sont susceptibles d'attirer des objets célestes. Ainsi, Saturne possède officiellement 82 satellites après la découverte courant 2019 de 20 nouvelles lunes, ce qui la place devant Jupiter avec ses 79 lunes[15]. Uranus et Neptune, géantes de glace beaucoup moins massives que les géantes gazeuses, possèdent respectivement, aux erreurs d'observation près, 29 et 14 satellites.
+Depuis 1990, année de la découverte des premières planètes extrasolaires par Aleksander Wolszczan, on sait qu'il existe des planètes autour d'autres étoiles. Il est même probable que leur présence soit très courante étant donné le nombre de planètes identifiées depuis lors[16], alors que les techniques dont on dispose pour le moment ne permettent de détecter que les planètes massives et proches de leur étoile. Même si celles qui ont été détectées jusqu'ici sont presque toutes des planètes géantes (au moins de la taille de Jupiter ou Saturne), les astronomes ne désespèrent pas de mettre en évidence des planètes similaires à la Terre, ce qui pourrait justifier certaines recherches d'une vie extraterrestre. Entre 1995 et 2005, près de 170 exoplanètes ont été ainsi découvertes.
+En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en constatant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'une éclipse.
+Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps.
+Le 13 juin 2005, une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la 155e exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :
+Dans la revue Nature du 14 juillet 2005, l'astrophysicien polonais Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a révélé qu'il avait découvert une géante gazeuse, autour de HD 188753, une étoile triple (un système binaire gravitant autour d'une étoile primaire de type solaire). La planète, HD 188753 Ab, gravite autour de l'étoile principale et est du type Jupiter chaude, c'est-à-dire une géante gazeuse comme Jupiter, mais beaucoup plus proche de son étoile que ne l'est Jupiter du Soleil — plus proche de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil, en fait ! Les modèles actuels (juillet 2005) de formation de telles planètes supposaient une formation à une distance appropriée pour une planète géante, suivie d'un rapprochement vers l'étoile centrale, ce qui n'est pas possible dans le cas particulier de HD 188753.
+La première photographie optique d'une exoplanète a été publiée le 13 novembre 2008. D'une masse probablement proche de celle de Jupiter, cette planète, baptisée Fomalhaut b, est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscus austrinus), à une distance d'environ quatre fois celle séparant Neptune du soleil.
+On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivie par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.
+Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivie d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour la formation planétaire.
+Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3) et froides (typiquement 10 à 100 K) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à 10 000 K et presque vides avec 10 atomes/cm3 ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter) : l'effondrement gravitationnel.
+Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.
+Mais le processus ne peut perdurer que si l'énergie thermique peut s'évacuer. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui-même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, en partie non-élastiques.
+Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz (« modèle de nucléation »), alors appelé proto-étoile, sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale à la vitesse de libération de cet astre. Elle augmente rapidement au-delà de 10 km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et constitue une quantité d'énergie rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à ce qu'elle deviendra après stabilisation en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto-étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.
+Cette transparence est contrecarrée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.
+En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.
+Les pôles étant déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) limite le processus d'effondrement et l'arrête complètement en l'absence de mécanisme qui dissipe son énergie de rotation.
+Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière observable sur Terre. Il s'agit pourtant d'une zone très dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.
+C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.
+Au départ, le nuage possède une opacité non négligeable sur une épaisseur de l'ordre de 10 à 30 UA. La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de un à dix mètres par seconde, au sein du gaz ténu, vers le plan de révolution. En 10 000 ans environ, la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques kilomètres d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde presque son épaisseur initiale. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent, forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (10 000 fois plus gros que les poussières). L'agrégation résulte des simples forces de contacts entre grains.
+Avant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique, ils génèrent une traînée hydrodynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps d'un mètre situé à une unité astronomique). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de cinq ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisables, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capable d'encaisser les chocs ultérieurs.
+En raison de sa masse supérieure, un des corps parvient à attirer par gravitation des poussières du sillon planétaire dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'issue de ce stade, il peut atteindre le kilomètre et est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en termes de traînée. Il se forme alors un planétésimal, dont le diamètre peut atteindre cinq à dix kilomètres et la masse est de l'ordre de mille milliards de tonnes. Il deviendra un petit corps (astéroïde ou comète) ou une planète.
+À ce stade, le système est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides de tailles échelonnées du micromètre au kilomètre.
+La formation de planète à partir des planétésimaux dure environ 100 000 ans et a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante :
+Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par la force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.
+Dans un disque circumstellaire d'environ un millième de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 millions d'années et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.
+Expliquer la formation des planètes gazeuses — quelque 100 000 ans à 1 million d'années — comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique.
+Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui entrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de quinze masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.
+Cette masse critique a été atteinte car ces planètes sont au-delà de la ligne des glaces où la quantité de matière solide disponible était plus importante grâce à la condensation de l'hélium et de l'hydrogène qui forment des glaces (méthane CH4, ammoniac NH3, neige carbonique CO2, glace d'eau H2O, etc.)[17].
+Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrête qu'après épuisement du gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. Ainsi se forment des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).
+Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de millions d'années.
+Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de trois à cinq fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des planètes telluriques et doit les former en un temps limité par la durée de vie du disque.
+Les noms des planètes du Système solaire sont attribués par les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI). Celles-ci adoptent de manière cohérente les noms des dieux de la mythologie romaine qui ont été imposés par l'astrolâtrie de la mythologie grecque[18]. En raison de sa couleur rouge, on dénomma la quatrième planète Mars en référence au dieu romain de la guerre (et donc du sang) et, plus récemment, la planète (136199) Éris, déesse de la discorde pour la planète naine dont la découverte a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète au détriment de Pluton, qui ne respecte pas le nouveau critère d'« élimination des rivales ».
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+En astronomie, une planète naine est un objet céleste du Système solaire de classe intermédiaire entre une planète et un petit corps du Système solaire[1]. Le terme fut adopté en 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) afin d'éclaircir la classification des objets tournant autour du Soleil[1].
+Depuis 2008, cinq objets sont reconnus comme planètes naines par l'UAI : Cérès, Pluton, Hauméa, Makémaké et Éris. Les objets connus les plus susceptibles d'être ajoutés à cette catégorie sont Gonggong, Charon, Quaoar, Sedna, Orcus et Hygie.
+Cérès vue par la sonde spatiale Dawn. C'est la seule planète naine de la ceinture principale d'astéroïdes.
+Pluton vue par la sonde New Horizons le 13 juillet 2015.
+Makémaké et sa lune S/2015 (136472) 1 vues par le télescope spatial Hubble.
+Éris et sa lune Dysnomie vues par le télescope spatial Hubble.
+L'Union astronomique internationale, organisation chargée de la nomenclature astronomique, définit une planète naine comme un corps céleste du Système solaire qui satisfait aux conditions suivantes[1] :
+Le terme « planète naine » fut adopté le 24 août 2006 par l'Union astronomique internationale[1]. Il fait partie d'une classification des objets du Système solaire en trois catégories selon leur taille et leur environnement : outre les planètes naines, les planètes sont des objets suffisamment grands pour avoir fait place nette dans leur voisinage tandis que les petits corps ne sont pas suffisamment massifs pour être en équilibre hydrostatique.
+En août 2006, l'Union astronomique internationale (UAI) a décidé de classer Pluton et Éris dans une nouvelle catégorie spécifique de planètes naines : les plutoïdes. Selon la définition de l'UAI[2] :
+« Les plutoïdes sont des corps célestes en orbite autour du Soleil à un demi-grand-axe plus grand que celui de Neptune qui ont une masse suffisante pour que leur propre gravité surpasse les forces rigides du corps donc leur permettant d'avoir une forme en équilibre hydrostatique (presque sphériques), et qui n'ont pas nettoyé le voisinage autour de leur orbite [Note : en résumé, il s'agit donc simplement d'une planète naine de demi-grand-axe supérieur à celui de Neptune]. Les satellites de plutoïdes ne sont pas eux-mêmes des plutoïdes, même s'ils sont assez massifs pour que leur forme soit dictée par leur propre gravité. Les deux plutoïdes connus et nommés sont Pluton et Éris. Il est supposé que plus de plutoïdes seront nommés étant donné que la science progresse et que de nouvelles découvertes sont faites.
+La planète naine Cérès n'est pas un plutoïde puisqu'elle est située dans la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Les connaissances scientifiques actuelles laissent à croire que Cérès est le seul objet de sa catégorie. Par conséquent, une catégorie séparée de planète naine comme Cérès ne sera pas proposée à ce moment. »
+En juillet 2008, quatre corps étaient officiellement reconnus comme planètes naines (voir plus bas). À cette époque, Michael E. Brown, découvreur d'Éris, reconnaissait qu'une cinquantaine d'autres corps pouvaient déjà rejoindre cette nomenclature, puis des centaines d'autres à l'avenir[3].
+À la mi-septembre 2008 Hauméa a aussi reçu cette dénomination.
+En dehors de cette  nouvelle classification, les autres termes tels ceux d'astéroïde ou d'objet de la ceinture de Kuiper continuent à s'appliquer. Ces termes sont basés sur la situation de l'objet dans le Système solaire ou sa composition.
+En 2008, l'Union astronomique internationale a modifié ses procédures de nommage afin que les objets considérés comme ayant la plus grande probabilité d'être des planètes naines reçoivent un traitement séparé des autres. Les objets ayant une magnitude absolue (H) inférieure à +1 (et donc un diamètre minimal délimité mathématiquement de 838 km[4]) sont pris en charge par deux comités de nommage, celui qui s'occupe des planètes mineures et celui qui s'occupe des planètes. Une fois nommés, ces objets sont déclarés planètes naines. À l'heure actuelle (octobre 2016), seuls Makémaké et Hauméa sont passés par cette procédure de nommage en tant que planètes naines présumées ; aucun autre objet ne respecte actuellement le critère d'une magnitude absolue inférieure à 1. À titre d'exemple, Sedna, Gonggong et Orcus sont les trois objets présentant une magnitude absolue la plus proche, avec des valeurs de 1.5, 2.0 et 2.3 respectivement.
+Tous les autres corps, d'une magnitude absolue supérieure à 1, sont nommés seulement par le comité chargé des planètes mineures et l'UAI n'a pas indiqué comment ou si ces objets seraient acceptés comme planètes naines.
+Les limites supérieures et inférieures en taille et en masse des planètes naines ne sont pas spécifiées dans la résolution 5A de l'Union astronomique internationale. À proprement parler, il n'existe aucune limite supérieure et un objet plus grand et plus massif que Mercure et qui n'a pas « nettoyé son voisinage autour de son orbite » peut être catégorisé comme une planète naine.
+La limite inférieure est déterminée par le concept d'« équilibre hydrostatique », mais les dimensions auxquelles un objet atteint un tel état ne sont pas déterminées ; des observations empiriques suggèrent qu'elles varient suivant la composition et l'histoire de l'objet. La version initiale de la résolution 5 définissait l'équilibre hydrostatique comme s'appliquant « aux objets dont la masse dépasse 5 × 1020 kg (soit 500 milliards de milliards de tonnes) et le diamètre 800 km »[5], mais ceci ne fut pas retenu dans la résolution finale. Par ailleurs, certains petits corps célestes, comme la lune Méthone de Saturne ne font que 3 km de diamètre et pourraient être en équilibre hydrostatique.
+Afin de pouvoir être qualifié de planète naine, un corps céleste doit « posséder une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (sous une forme presque sphérique)[6],[7],[8] ». Les observations actuelles sont généralement insuffisantes pour pouvoir affirmer de façon directe si un corps répond à cette définition. Sur la base d'une comparaison avec les lunes glacées des planètes géantes qui ont été visitées par des engins spatiaux, telles que Mimas (400 km de diamètre) et Protée (de forme irrégulière de 410–440 km de diamètre), Michael E. Brown a estimé qu'un corps composé de glace se placera en équilibre hydrostatique si son diamètre surpasse une valeur située entre 200  et   400 km.
+Cérès est aujourd'hui considérée comme la seule planète naine de la ceinture d'astéroïdes. (4) Vesta, le deuxième corps en termes de masse au sein de la ceinture d'astéroïdes, semble posséder une structure interne parfaitement différenciée et aurait donc été en équilibre à un moment donné de son histoire, mais il ne l'est plus aujourd'hui[9]. Le troisième objet le plus massif, (2) Pallas, a quant à lui une surface quelque peu irrégulière et on considère que sa structure interne n'est que partiellement différenciée. Du fait que les objets rocheux sont plus rigides que les objets glacés, Brown a estimé que les corps rocheux en dessous de 900 km de diamètre pourraient ne pas être en équilibre hydrostatique et donc pourraient ne pas prétendre au statut de planète naine[10].
+Cependant, après que Brown et Tancredi ont fait leurs calculs, on a découvert que Japet (1 470 km de diamètre) et certaines petites lunes de Saturne, aux formes aujourd'hui bien déterminées, ne sont pas en équilibre hydrostatique, contrairement aux premières estimations. Elles ont eu par le passé une forme hydrostatique qui a gelé, mais ne possède plus aujourd'hui la forme qu'un corps en équilibre devrait avoir respectivement à leur vitesse de rotation actuelle[11]. Cérès, dont le diamètre est de 950 km, est la plus petite planète naine pour laquelle des mesures détaillées ont confirmé le caractère d'équilibre hydrostatique[12].
+On ne sait pas aujourd'hui si les objets transneptuniens se comportent davantage comme Cérès ou comme Japet ; ainsi, certaines ou toutes les planètes naines transneptuniennes plus petites que Pluton et Éris pourraient ne pas être en équilibre.
+L'Union astronomique internationale n'a pas abordé la question depuis que ces conclusions ont été révélées.
+La définition d'une planète naine suppose qu'elle n'a pas « fait place nette dans son voisinage ».
+Alan Stern et Harold F. Levison ont défini un critère permettant de faire la distinction entre une planète et une planète naine[13], exprimant la probabilité d'une rencontre entre un objet et un corps plus petit à la suite d'une déviation de l'orbite de ce dernier. Selon ces auteurs, ce critère permet d'estimer la capacité d'un corps à nettoyer son voisinage. Stern et Levison trouvèrent un écart de cinq ordres de grandeur entre sa valeur pour Mars et celle des plus grands astéroïdes et transneptuniens.
+En utilisant ces travaux, Steven Soter a proposé un paramètre nommé discriminant planétaire, permettant de faire la distinction entre les planètes naines et les huit planètes du Système solaire, sur la base de leur capacité à nettoyer les corps plus petits par collision, capture ou perturbation gravitationnelle[14].
+La 26e assemblée générale de l'Union astronomique internationale a attribué à Cérès, Pluton, et 2003 UB313 (nom provisoire) le statut de planète naine le 24 août 2006, le jour même de l'adoption de l'actuelle définition[1]. 2003 UB313 est officiellement nommée Éris le 13 septembre 2006[15]. En juillet 2008 est venu s'ajouter Makémaké[16],[17], puis le 17 septembre 2008, Hauméa[18].
+Le tableau ci-dessous récapitule certaines caractéristiques de ces corps :
+Cérès, le plus grand objet de la ceinture d'astéroïdes est considéré comme une planète naine : il possède une masse suffisante pour être en équilibre hydrostatique et n'a clairement pas fait place nette dans son voisinage, la ceinture d'astéroïdes étant constituée de quantités de petits corps qui orbitent autour du Soleil sans être outre mesure influencés par Cérès.
+Cérès mesure près de 1 000 km de diamètre et est de très loin le plus grand membre de la ceinture d'astéroïdes (le plus grand membre de la ceinture après Cérès est Vesta et mesure un peu moins de 600 km dans sa plus grande dimension), regroupant un tiers de la masse totale de celle-ci. Les autres astéroïdes de la ceinture ne semblent pas être en équilibre hydrostatique ; la plupart, même les plus grands, sont nettement irréguliers.
+Après sa découverte en 1801, Cérès fut initialement considéré comme une planète. La découverte d'autres corps dans cette région du Système solaire a conduit les astronomes à le démettre de cette dénomination dans les années 1850, le considérant simplement comme un astéroïde.
+Pluton et Charon forment un système binaire. Pluton, dont l'orbite est située au-delà de l'orbite de Neptune, est actuellement le plus grand objet transneptunien connu avec 2 370 km de diamètre. Le système binaire possède quatre satellites naturels dont Nix et Hydre. Si Pluton a une masse suffisante pour être parvenu à l'équilibre hydrostatique, il n'a pas du tout fait place nette dans son voisinage. Son orbite, excentrique et inclinée, est dominée par celle de Neptune, avec laquelle il est en résonance, et de nombreux autres corps, les plutinos, en partagent les caractéristiques.
+Après sa découverte en 1930, Pluton fut considérée comme une planète pendant 76 ans. La décision de l'UAI en 2006 l'a reclassé comme planète naine. Le statut de Charon reste en attente.
+Le classement de Charon est en effet délicat : la définition exclut qu'une planète naine soit une lune d'un autre objet. Le débat perdure entre les partisans du maintien au statut de lune de Pluton et leurs opposants pour requalifier les deux objets réunis en « planète naine double »[19].
+Éris, officiellement désignée par (136199) Éris (désignation internationale (136199) Eris), est la planète naine connue la plus massive du Système solaire (27 % plus massive que Pluton) ainsi que la deuxième plus grande en termes de taille (2 326 kilomètres de diamètre, contre 2 370 kilomètres pour Pluton). Éris est ainsi le neuvième corps connu  le plus massif et le dixième corps le plus gros (en volume) orbitant directement autour du Soleil.
+Éris est un objet épars, un objet transneptunien situé dans une région de l'espace au-delà de la ceinture de Kuiper. Il possède un satellite naturel, Dysnomie. En 2007, ils étaient situés à environ 97 ua du Soleil, environ trois fois plus loin que Pluton. C'est la planète naine connue la plus éloignée du Soleil.
+Éris fut observée en 2003 par l'équipe de Michael E. Brown du California Institute of Technology, mais ne fut pas identifiée avant le 5 janvier 2005. Elle porte le nom de la déesse grecque Éris. Sa taille, initialement estimée comme étant beaucoup plus importante que celle de Pluton, la fit qualifier de dixième planète du Système solaire par ses découvreurs, entre autres. Cette qualification, ainsi que la perspective de découvrir d'autres objets similaires dans l'avenir, a motivé l'Union astronomique internationale (UAI) à définir le terme « planète » pour la première fois de façon formelle. Selon cette définition approuvée le 24 août 2006, Éris est une planète naine aux côtés de Pluton et Cérès.
+En juin 2008, l'UAI a décidé de classer Éris dans la catégorie des plutoïdes, classe spécifique des planètes naines transneptuniennes, comme Pluton.
+Makémaké, officiellement désignée par (136472) Makémaké (désignation internationale (136472) Makemake), est la troisième plus grande planète naine connue. Elle appartient à la ceinture de Kuiper et fut découverte en 2005 par Michael E. Brown, Chadwick Trujillo et David L. Rabinowitz du California Institute of Technology. Makémaké a au moins un satellite connu, S/2015 (136472) 1, découvert grâce à des observations faites avec le télescope spatial Hubble.
+Son diamètre est d'environ deux tiers celui de Pluton, soit 1 430 km.
+Sa température moyenne très faible (environ 30 K, soit −243 °C) indique que sa surface est recouverte de méthane, d'éthane et, éventuellement, de glace d'azote.
+La planète naine doit son nom au dieu créateur dans le panthéon traditionnel de Rapa Nui sur l'Île de Pâques.
+Hauméa, officiellement désignée comme (136108) Haumea soit (136108) Hauméa en français, est une planète naine transneptunienne (un plutoïde) du Système solaire membre de la ceinture de Kuiper.
+Il fut découvert en 2005 par l'équipe de José Luis Ortiz de l'institut d'astrophysique d'Andalousie à l'observatoire de la Sierra Nevada en Espagne et en 2004 par celle de Mike Brown du Caltech aux États-Unis. Le MPC crédite la découverte à l'équipe d'Ortiz, qui fut la première à annoncer l'objet. Sa dénomination provisoire était 2003 EL61.
+Hauméa possède deux satellites naturels connus, une rotation très rapide (moins de 4 h), une forme ellipsoïdale et un albédo élevé causé par des cristaux de glace d'eau à sa surface, ce qui en fait un membre exceptionnel parmi les cubewanos. On pense qu'il est également le composant principal d'une famille d'objets créée après un impact responsable de ses caractéristiques inhabituelles. Certains de ces objets, comme (145453) 2005 RR43, ont un diamètre important.
+Dans sa plus grande dimension, Hauméa mesurerait entre 1 960  et   2 500 km, à peine moins que Pluton et deux fois plus que Cérès, la plus petite planète naine reconnue. Sa masse atteindrait un tiers de celle de Pluton.
+Au 22 juillet 2017, Mike Brown liste 705 objets transneptuniens comme planètes naines potentielles[20]. Selon les différentes estimations, il existerait quelques centaines à quelques milliers d'objets qui pourraient à terme être considérés comme des planètes naines.
+Plus récemment, V774104, découvert en novembre 2015, pourrait aussi joindre la liste des planètes naines potentielles[21] si sa taille est confirmée.
+Le 28 octobre 2019, une équipe de l'Observatoire européen austral annonce [22] que l'astéroïde (10) Hygie est sphérique suite à des observations réalisées avec le VLT rendant ainsi l'astéroïde éligible au statut de planète naine.
+Ci-dessous un aperçu des planètes naines les plus volumineuses, qualifiées de quasi-certaines ou de hautement probables par Mike Brown. Les officielles y sont listées pour comparaison et figurent en gras :
+[27],[28]
+Annoncé le 20 novembre 2015 à l'Union américaine d'astronomie, V774104[21], en attendant un nom plus adéquat, est la candidate pour une planète naine la plus lointaine jamais détectée dans le système solaire. Son orbite est très mal connue, elle pourrait osciller entre 50  et   1 000 unités astronomiques, soit environ cent fois la distance du Soleil à Jupiter, et serait située dans le nuage d'Oort. Quand elle a été détectée, elle se trouvait à 103 UA, ce qui ferait d'elle, si elle était reconnue comme telle, la planète naine connue la plus éloignée du Soleil.
+Bien qu'elle soit loin d'avoir acquis le statut officiellement reconnu par l'Union astronomique internationale (IAU) de « planète naine », avec son diamètre compris entre 500  et   1 000 km, en première approche, elle semble avoir acquis d'emblée le statut de candidate à ce titre.
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+La Terre est une planète du Système solaire, la troisième plus proche du Soleil et la cinquième plus grande, tant en taille qu'en masse, de ce système planétaire dont elle est également la plus massive des planètes telluriques.
+La Terre s'est formée il y a 4,54 milliards d'années environ et la vie y est apparue moins d'un milliard d'années plus tard[1]. La planète abrite des millions d'espèces vivantes, dont les humains[2]. La biosphère de la Terre a fortement modifié l'atmosphère et les autres caractéristiques abiotiques de la planète, permettant la prolifération d'organismes aérobies de même que la formation d'une couche d'ozone qui, associée au champ magnétique terrestre, bloque une partie du rayonnement solaire, permettant ainsi la vie sur Terre[3]. Les propriétés physiques de la Terre, de même que son histoire géologique et son orbite, ont permis à la vie de subsister durant cette période. De plus, la Terre devrait pouvoir maintenir la vie (telle que nous la connaissons actuellement) durant encore au moins 500 millions d'années[4],[5].
+La croûte terrestre est divisée en plusieurs segments rigides appelés plaques tectoniques qui se déplacent sur des millions d'années. Environ 71 % de la surface terrestre est couverte par des océans d'eau salée qui forment l'hydrosphère avec les autres sources d'eau comme les lacs, les fleuves ou les nappes phréatiques. Les pôles géographiques de la Terre sont principalement recouverts de glace (inlandsis et banquise). L'intérieur de la planète reste actif avec un épais manteau composé de roches silicatées (généralement solides, mais localement fondues), un noyau externe de fer liquide qui génère le champ magnétique, et un noyau interne de fer solide.
+La Terre interagit avec les autres objets spatiaux, principalement le Soleil et la Lune. Actuellement, la Terre orbite autour du Soleil en 365,256 363 jours solaires ou une année sidérale[a]. L'axe de rotation de la Terre est incliné de 23,437°[6] par rapport à la perpendiculaire du plan de l'écliptique, ce qui produit des variations saisonnières sur la surface de la planète avec une période d'une année tropique (365,24219 jours solaires)[7]. Le seul satellite naturel connu de la Terre est la Lune qui commença à orbiter il y a 4,5 milliards d'années. Celle-ci provoque les marées, stabilise l'inclinaison axiale et ralentit lentement la rotation terrestre. Il y a environ 3,8 milliards d'années, lors du grand bombardement tardif, de nombreux impacts d'astéroïdes causèrent alors d'importantes modifications de sa surface.
+La Terre a pour particularité, du point de vue de l'être humain, d'être le seul endroit connu de l'univers à abriter la vie telle que nous la connaissons, comme la faune (dont entre autres l'espèce humaine) et la flore. Les cultures humaines ont développé de nombreuses représentations de la planète, dont une personnification en tant que déité, la croyance en une terre plate, la Terre en tant que centre de l'univers et la perspective moderne d'un monde en tant que système global nécessitant une gestion raisonnable.
+La science qui étudie la Terre est la géologie. Compte tenu de l'influence de la vie sur la composition de l'atmosphère, des océans et des roches sédimentaires, la géologie emprunte à la biologie une partie de sa chronologie et de son vocabulaire.
+L'âge de la Terre est aujourd'hui estimé à 4,54 milliards d'années[8]. L'histoire de la Terre est divisée en quatre grands intervalles de temps, dits éons :
+La formation de la Terre par accrétion était presque terminée en moins de 20 millions d'années[11]. Initialement en fusion, la couche externe de la Terre s'est refroidie pour former une croûte solide lorsque l'eau commença à s'accumuler dans l'atmosphère, aboutissant aux premières pluies et aux premiers océans. La Lune s'est formée peu de temps après, il y a 4,53 milliards d'années[12]. Le consensus actuel[13] pour la formation de la Lune est l'hypothèse de l'impact géant, selon laquelle un objet (quelquefois appelé Théia), de la taille de Mars et de masse environ égale au dixième de la masse terrestre[14], est entré en collision avec la Terre[15]. Dans ce modèle, une partie de cet objet se serait agglomérée avec la Terre tandis qu'une autre partie, mêlée avec peut-être 10 % de la masse totale de la Terre, aurait été éjectée dans l'espace, où elle aurait formé la Lune.
+L'activité volcanique a produit une atmosphère primitive. De la vapeur d'eau condensée ayant plusieurs origines possibles, mêlée à de la glace apportée par des comètes, a produit les océans[16]. Une combinaison de gaz à effet de serre et d'importants niveaux d'activité solaire permirent d'augmenter la température à la surface de la Terre et empêchèrent les océans de geler[17]. Vers −3,5 milliards d'années, le champ magnétique se forma et il permit d'éviter à l'atmosphère d'être balayée par le vent solaire[18].
+Deux principaux modèles ont été proposés pour expliquer la vitesse de croissance continentale[19] : une croissance constante jusqu'à nos jours[20] et une croissance rapide au début de l'histoire de la Terre[21]. Les recherches actuelles montrent que la deuxième hypothèse est la plus probable avec une formation rapide de la croûte continentale[22] suivie par de faibles variations de la surface globale des continents[23],[24],[25]. Sur une échelle de temps de plusieurs centaines de millions d'années, les continents ou supercontinents se forment puis se divisent. C'est ainsi qu'il y a environ 750 millions d'années, le plus vieux des supercontinents connus, Rodinia, commença à se disloquer. Les continents entre lesquels il s'était divisé se recombinèrent plus tard pour former Pannotia, il y a 650-540 millions d'années, puis finalement Pangée, au Permien, qui se fragmenta il y a 180 millions d'années[26].
+On suppose qu'une activité chimique intense dans un milieu hautement énergétique a produit une molécule capable de se reproduire, dans un système particulier, il y a environ 4 milliards d'années. On pense que la vie elle-même serait apparue entre 200 et 500 millions d'années plus tard[27].
+Le développement de la photosynthèse, active depuis bien avant 3 à 3,5 milliards d'années avant le présent, permit à la vie d'exploiter directement l'énergie du Soleil. Celle-ci produisit de l'oxygène qui s'accumula dans l'atmosphère, à partir d'environ 2,5 milliards d'années avant le présent, et forma la couche d'ozone (une forme d'oxygène [O3]) dans la haute atmosphère, lorsque les niveaux d'oxygène dépassèrent quelques pourcents. Le regroupement de petites cellules entraîna le développement de cellules complexes appelées eucaryotes[28]. Les premiers organismes multicellulaires formés de cellules au sein de colonies devinrent de plus en plus spécialisés. Aidées par l'absorption des dangereux rayons ultraviolets par la couche d'ozone, des colonies bactériennes pourraient avoir colonisé la surface de la Terre, dès ces époques lointaines[29]. Les plantes et les animaux pluricellulaires ne colonisèrent la terre ferme qu'à partir de la fin du Cambrien (pour mousses, lichens et champignons) et pendant l'Ordovicien (pour les premiers végétaux vasculaires et les arthropodes), le Silurien (pour les gastéropodes ?) et le Dévonien (pour les vertébrés)[réf. nécessaire].
+Depuis les années 1960, il a été proposé une hypothèse selon laquelle une ou plusieurs séries de glaciations globales eurent lieu il y a 750 à 580 millions d'années, pendant le Néoprotérozoïque, et qui couvrirent la planète d'une couche de glace. Cette hypothèse a été nommée Snowball Earth (« Terre boule de neige »), et est d'un intérêt particulier parce qu'elle précède l'explosion cambrienne, quand des formes de vies multicellulaires commencèrent à proliférer[30].
+À la suite de l'explosion cambrienne, il y a environ 535 millions d'années, cinq extinctions massives se produisirent[31]. La dernière extinction majeure date de 66 millions d'années, quand une météorite est entrée en collision avec la Terre, exterminant les dinosaures et d'autres grands reptiles, épargnant de plus petits animaux comme les mammifères, les oiseaux, ou encore les lézards[réf. nécessaire].
+Dans les 66 millions d'années qui se sont écoulées depuis, les mammifères se sont diversifiés, le genre humain (Homo) s'étant développé depuis deux millions d'années. Des changements périodiques à long terme de l'orbite de la Terre, causés par l'influence gravitationnelle des autres astres, sont probablement une des causes des glaciations qui ont plus que doublé les zones polaires de la planète, périodiquement dans les derniers millions d'années[réf. nécessaire].
+À l'issue de la dernière glaciation, le développement de l'agriculture et, ensuite, des civilisations, permit aux humains de modifier la surface de la Terre dans une courte période de temps, comme aucune autre espèce avant eux, affectant la nature tout comme les autres formes de vie[32].
+Le futur de la Terre est très lié à celui du Soleil. Du fait de l'accumulation d'hélium dans le cœur du Soleil, la luminosité de l'étoile augmente lentement à l'échelle des temps géologiques. La luminosité va croître de 10 % au cours du 1,1 milliard d'années à venir et de 40 % sur les prochains 3,5 milliards d'années[33]. Les modèles climatiques indiquent que l'accroissement des radiations atteignant la Terre aura probablement des conséquences dramatiques sur la pérennité de son climat « terrestre », notamment la disparition des océans[34].
+La Terre devrait cependant rester habitable durant encore plus de 500 millions d'années[4], cette durée pouvant passer à 2,3 milliards d'années si la pression atmosphérique diminue en retirant une partie de l'azote de l'atmosphère[35]. L'augmentation de la température terrestre va accélérer le cycle du carbone inorganique, réduisant sa concentration à des niveaux qui pourraient devenir trop faibles pour les plantes (10 ppm pour la photosynthèse du C4) dans environ 500[4] ou 900 millions d'années. La réduction de la végétation entraînera la diminution de la quantité d'oxygène dans l'atmosphère, ce qui provoquera la disparition progressive de la plupart des formes de vies animales[36]. Ensuite, la température moyenne (de la Terre) augmentera plus vite en raison de l'emballement de l'effet de serre par la vapeur d'eau, vers 40 à 50 °C[36]. Dans 1 milliard à 1,7 milliard d'années, la température sera si élevée que les océans s'évaporeront, précipitant le climat de la Terre dans celui de type vénusien, et faisant disparaître toute forme simple de vie à la surface de la Terre[5],[37].
+Même si le Soleil était éternel et stable, le refroidissement interne de la Terre entraînerait la baisse du niveau de CO2 du fait d'une réduction du volcanisme[38], et 35 % de l'eau des océans descendrait dans le manteau du fait de la baisse des échanges au niveau des dorsales océaniques[39].
+Dans le cadre de son évolution, le Soleil deviendra une géante rouge dans plus de 5 milliards d'années. Les modèles prédisent qu'il gonflera jusqu'à atteindre environ 250 fois son rayon actuel[33],[40].
+Le destin de la Terre est moins clair. En tant que géante rouge, le Soleil va perdre environ 30 % de sa masse, donc sans prendre en compte les effets de marée, la Terre se déplacerait sur une orbite à 1,7 ua (254 316 600 km) du Soleil lorsque celui-ci atteindra sa taille maximale. La planète ne devrait donc pas être engloutie par les couches externes du Soleil même si l'atmosphère restante finira par être « soufflée » dans l'espace, et la croûte terrestre finira par fondre pour se transformer en un océan de lave, lorsque la luminosité solaire atteindra environ 5 000 fois son niveau actuel[33]. Cependant, une simulation de 2008 indique que l'orbite terrestre va se modifier du fait des effets de marées et poussera la Terre à entrer dans l'atmosphère du Soleil où elle sera absorbée et vaporisée[40].
+La forme de la Terre est approchée par un ellipsoïde, une sphère aplatie aux pôles[41]. La rotation de la Terre entraîne l'apparition d'un léger bourrelet de sorte que le diamètre à l’équateur est 43 kilomètres plus long que le diamètre polaire (du pôle Nord au pôle Sud)[42]. Le diamètre moyen du sphéroïde de référence (appelé géoïde) est d'environ 12 742 kilomètres, ce qui est approximativement 40 000 kilomètres/π, car le mètre était initialement défini comme 1/10 000 000e (dix-millionième) de la distance de l'équateur au pôle Nord en passant par Paris[43],[44].
+La topographie locale dévie de ce sphéroïde idéalisé même si à grande échelle, ces variations sont faibles : la Terre a une tolérance d'environ 0,17 % par rapport au sphéroïde parfait. Proportionnellement, c'est un peu moins lisse qu'une boule de billard neuve, alors qu'une boule de billard usée peut présenter des aspérités légèrement plus marquées[45]. Les plus grandes variations dans la surface rocheuse de la Terre sont l'Everest (8 848 mètres au-dessus du niveau de la mer) et la fosse des Mariannes (10 911 mètres sous le niveau de la mer). Du fait du bourrelet équatorial, les lieux les plus éloignés du centre de la Terre sont les sommets du Chimborazo en Équateur et du Huascarán au Pérou[46],[47],[48]. Pour la même raison, l'embouchure du Mississippi est plus éloignée du centre de la Terre que sa source[49].
+Le rayon de la Terre est d'environ 6 371 km, selon divers modèles sphériques. La Terre n'étant pas parfaitement sphérique, la distance entre son centre et la surface varie de 6 352,8 km (fond de l'océan Arctique) à 6 384,415 km (sommet du Chimborazo)[50]. Le rayon équatorial est de 6 378,137 0 km, alors que le rayon polaire est de 6 356,752 3 km (modèle ellipsoïde de sphère aplatie aux pôles).
+La masse de la Terre est estimée à 5,972 2 × 1024 kg. On la détermine en divisant la constante géocentrique GM par la constante de gravitation G. Sa précision est limitée par celle de G, le produit GM pouvant être déduit des mesures de géodésie spatiale avec une précision bien supérieure.
+La Terre est une planète tellurique, c'est-à-dire une planète essentiellement rocheuse à noyau métallique, contrairement aux géantes gazeuses, telles que Jupiter, essentiellement constituées de gaz légers (hydrogène et hélium). Il s'agit de la plus grande des quatre planètes telluriques du Système solaire, que ce soit par la taille ou la masse. De ces quatre planètes, la Terre a aussi la masse volumique globale la plus élevée, la plus forte gravité de surface, le plus puissant champ magnétique global, la vitesse de rotation la plus élevée[51] et est probablement la seule avec une tectonique des plaques active[52].
+La surface externe de la Terre est divisée en plusieurs segments rigides, ou plaques tectoniques, qui se déplacent lentement sur la surface sur des durées de plusieurs millions d'années. Environ 71 % de la surface est couverte d'océans d'eau salée, les 29 % restants étant des continents et des îles. L'eau liquide, nécessaire à la vie telle que nous la connaissons, est très abondante sur Terre, et aucune autre planète n'a encore été découverte avec des étendues d'eau liquide (lacs, mers, océans) à sa surface.
+La Terre est principalement composée de fer (32,1 %[54]), d'oxygène (30,1 %), de silicium (15,1 %), de magnésium (13,9 %), de soufre (2,9 %), de nickel (1,8 %), de calcium (1,5 %) et d'aluminium (1,4 %), le reste (1,2 %) consistant en de légères traces d'autres éléments. Les éléments les plus denses ayant tendance à se concentrer au centre de la Terre (phénomène de différenciation planétaire), on pense que le cœur de la Terre est composé majoritairement de fer (88,8 %), avec une plus petite quantité de nickel (5,8 %), de soufre (4,5 %) et moins de 1 % d'autres éléments[55].
+Le géochimiste F. W. Clarke a calculé que 47 % (en poids, soit 94 % en volume[56]) de la croûte terrestre était faite d'oxygène, présent principalement sous forme d'oxydes, dont les principaux sont les oxydes de silicium (sous forme de silicates), d'aluminium (aluminosilicates), de fer, de calcium, de magnésium, de potassium et de sodium. La silice est le constituant majeur de la croûte, sous forme de pyroxénoïdes, les minéraux les plus communs des roches magmatiques et métamorphiques. Après une synthèse basée sur l'analyse de 1 672 types de roches, Clarke a obtenu les pourcentages présentés dans le tableau ci-contre[57].
+L'intérieur de la Terre, comme celui des autres planètes telluriques, est stratifié, c'est-à-dire organisé en couches concentriques superposées, ayant des densités croissantes avec la profondeur. Ces diverses couches se distinguent par leur nature pétrologique (contrastes chimiques et minéralogiques) et leurs propriétés physiques (changements d'état physique, propriétés rhéologiques). La couche extérieure de la Terre solide, fine à très fine relativement au rayon terrestre, s'appelle la croûte ; elle est solide, et chimiquement distincte du manteau, solide, sur lequel elle repose ; sous l'effet combiné de la pression et de la température, avec la profondeur, le manteau passe d'un état solide fragile (cassant, sismogène, « lithosphérique ») à un état solide ductile (plastique, « asthénosphérique », et donc caractérisé par une viscosité plus faible, quoiqu'encore extrêmement élevée). La surface de contact entre la croûte et le manteau est appelée le Moho ; il se visualise très bien par les méthodes sismiques du fait du fort contraste de vitesse des ondes sismiques, entre les deux côtés. L'épaisseur de la croûte varie de 6 kilomètres sous les océans jusqu'à plus de 50 kilomètres en moyenne sous les continents. La croûte et la partie supérieure froide et rigide du manteau supérieur sont appelés lithosphère ; leur comportement horizontalement rigide à l'échelle du million à la dizaine de millions d'années est à l'origine de la tectonique des plaques. L'asthénosphère se trouve sous la lithosphère et est une couche convective, relativement moins visqueuse sur laquelle la lithosphère se déplace en « plaques minces ». Des changements importants dans la structure cristallographique des divers minéraux du manteau, qui sont des changements de phase au sens thermodynamique, vers respectivement les profondeurs de 410 kilomètres et de 670 kilomètres sous la surface, encadrent une zone dite de transition, définie initialement sur la base des premières images sismologiques. Actuellement, on appelle manteau supérieur la couche qui va du Moho à la transition de phase vers 670 kilomètres de profondeur, la transition à 410 kilomètres de profondeur étant reconnue pour ne pas avoir une importance majeure sur le processus de convection mantellique, au contraire de l'autre. Et l'on appelle donc manteau inférieur la zone comprise entre cette transition de phase à 670 kilomètres de profondeur, et la limite noyau-manteau. Sous le manteau inférieur, le noyau terrestre, composé à presque 90 % de fer métal, constitue une entité chimiquement originale de tout ce qui est au-dessus, à savoir la Terre silicatée. Ce noyau est lui-même stratifié en un noyau externe liquide et très peu visqueux (viscosité de l'ordre de celle d'une huile moteur à 20 °C), qui entoure un noyau interne solide[58] encore appelé graine. Cette graine résulte de la cristallisation du noyau du fait du refroidissement séculaire de la Terre. Cette cristallisation, par la chaleur latente qu'elle libère, est source d'une convection du noyau externe, laquelle est la source du champ magnétique terrestre. L'absence d'un tel champ magnétique sur les autres planètes telluriques laisse penser que leurs noyaux métalliques, dont les présences sont nécessaires pour expliquer les données astronomiques de densité et de moment d'inertie, sont totalement cristallisés. Selon une interprétation encore débattue de données sismologiques, le noyau interne terrestre semblerait tourner à une vitesse angulaire légèrement supérieure à celle du reste de la planète, avançant relativement de 0,1 à 0,5° par an[59].
+La chaleur interne de la Terre est issue d'une combinaison de l'énergie résiduelle issue de l'accrétion planétaire (environ 20 %) et de la chaleur produite par les éléments radioactifs (80 %)[62]. Les principaux isotopes producteurs de chaleur de la Terre sont le potassium 40, l'uranium 238, l'uranium 235 et le thorium 232[63]. Au centre de la planète, la température pourrait atteindre 7 000 K et la pression serait de 360 GPa[64]. Comme la plus grande partie de la chaleur est issue de la désintégration des éléments radioactifs, les scientifiques considèrent qu'au début de l'histoire de la Terre, avant que les isotopes à courte durée de vie ne se soient désintégrés, la production de chaleur de la Terre aurait été bien plus importante. Cette production supplémentaire, deux fois plus importante il y a trois milliards d'années qu'aujourd'hui[62], aurait accru les gradients de températures dans la Terre et donc le rythme de la convection mantellique et de la tectonique des plaques, ce qui aurait permis la formation de roches ignées comme les komatiites, qui ne sont plus formées aujourd'hui[65].
+La perte moyenne de chaleur par la Terre est de 87 mW/m2 pour une perte globale de 4,42 × 1013 W[67],[68](44,2 TW). Une portion de l'énergie thermique du noyau est transportée vers la croûte par des panaches, une forme de convection où des roches semi-fondues remontent vers la croûte. Ces panaches peuvent produire des points chauds et des trapps[69]. La plus grande partie de la chaleur de la Terre est perdue à travers la tectonique des plaques au niveau des dorsales océaniques. La dernière source importante de perte de chaleur est la conduction à travers la lithosphère, la plus grande partie ayant lieu dans les océans, car la croûte y est plus mince que celle des continents, surtout au niveau des dorsales[70].
+Les plaques tectoniques sont des segments rigides de lithosphère qui se déplacent les uns par rapport aux autres. Les relations cinématiques qui existent aux frontières des plaques peuvent être regroupées en trois domaines : des domaines de convergence où deux plaques se rencontrent, de divergence où deux plaques se séparent et des domaines de transcurrence où les plaques se déplacent latéralement les unes par rapport aux autres. Les tremblements de terre, l'activité volcanique, la formation des montagnes et des fosses océaniques sont plus fréquents le long de ces frontières[73]. Le mouvement des plaques tectoniques est lié aux mouvements de convection ayant lieu dans le manteau terrestre[74].
+Du fait du mouvement des plaques tectoniques, le plancher océanique plonge sous les bords des autres plaques. Au même moment, la remontée du magma au niveau des frontières divergentes crée des dorsales. La combinaison de ces processus permet un recyclage continuel de la lithosphère océanique qui retourne dans le manteau. Par conséquent, la plus grande partie du plancher océanique est âgée de moins de 100 millions d'années. La plus ancienne croûte océanique est localisée dans l'ouest du Pacifique et a un âge estimé de 200 millions d'années[75],[76]. Par comparaison, les éléments les plus anciens de la croûte continentale sont âgés de 4 030 millions d'années[77].
+Il existe sept principales plaques, Pacifique, Nord-Américaine, Eurasienne, Africaine, Antarctique, Australienne et Sud-Américaine. Parmi les plaques importantes, on peut également citer les plaques Arabique, Caraïbe, Nazca à l'ouest de la côte occidentale de l'Amérique du Sud et la plaque Scotia dans le sud de l'océan Atlantique. La plaque australienne fusionna avec la plaque indienne il y a 50 millions d'années. Les plaques océaniques sont les plus rapides : la plaque de Cocos avance à un rythme de 75 mm/an[78] et la plaque pacifique à 52–69 mm/an. À l'autre extrême, la plus lente est la plaque eurasienne progressant à une vitesse de 21 mm/an[79].
+Le relief de la Terre diffère énormément suivant le lieu. Environ 70,8 %[80] de la surface du globe est recouverte par de l'eau et une grande partie du plateau continental se trouve sous le niveau de la mer. Les zones submergées ont un relief aussi varié que les autres dont une dorsale océanique faisant le tour de la Terre ainsi que des volcans sous-marins[42], des fosses océaniques, des canyons sous-marins, des plateaux et des plaines abyssales. Les 29,2 % non recouvertes d'eau sont composés de montagnes, de déserts, de plaines, de plateaux et d'autres géomorphologies.
+La surface planétaire subit de nombreuses modifications du fait de la tectonique et de l'érosion. Les éléments de surface construits ou déformés par la tectonique des plaques sont sujets à une météorisation constante du fait des précipitations, des cycles thermiques et des effets chimiques. Les glaciations, l'érosion du littoral, la construction des récifs coralliens et les impacts météoriques[81] contribuent également aux modifications du paysage[réf. nécessaire].
+La lithosphère continentale est composée de matériaux de faible densité comme les roches ignées : granite et andésite. Le basalte est moins fréquent et cette roche volcanique dense est le principal constituant du plancher océanique[83]. Les roches sédimentaires se forment par l'accumulation de sédiments qui se compactent. Environ 75 % des surfaces continentales sont recouvertes de roches sédimentaires même si elles ne représentent que 5 % de la croûte[84]. Le troisième type de roche rencontré sur Terre est la roche métamorphique, créée par la transformation d'autres types de roche en présence de hautes pressions, de hautes températures ou les deux. Parmi les silicates les plus abondants de la surface terrestre, on peut citer le quartz, le feldspath, l'amphibole, le mica, le pyroxène et l'olivine[85]. Les carbonates courants sont la calcite (composant du calcaire) et la dolomite[86].
+La pédosphère est la couche la plus externe de la Terre. Elle est composée de sol et est sujette au processus de formation du sol. Elle se trouve à la rencontre de la lithosphère, de l'atmosphère, de l'hydrosphère et de la biosphère. Actuellement, les zones arables représentent 13,31 % de la surface terrestre et seulement 4,71 % supportent des cultures permanentes[87]. Près de 40 % de la surface terrestre est utilisée pour l'agriculture et l'élevage soit environ 1,3 × 107 km2 de cultures et 3,4 × 107 km2 de pâturage[88].
+L'altitude de la surface terrestre de la Terre varie de −418 mètres au niveau des rives de la mer Morte à 8 848 mètres au sommet de l'Everest. L'altitude moyenne des terres émergées est de 840 mètres au-dessus du niveau de la mer[89].
+L'abondance de l'eau sur la surface de la Terre est une caractéristique unique qui distingue la « planète bleue » des autres planètes du Système solaire. L'hydrosphère terrestre est principalement composée par les océans, mais techniquement elle inclut également les mers, les lacs, les rivières et les eaux souterraines jusqu'à une profondeur de 2 000 mètres. La Challenger Deep de la fosse des Mariannes dans l'océan Pacifique est le lieu immergé le plus profond avec une profondeur de 10 911 mètres[e],[90].
+La masse des océans est d'environ 1,35 × 1018 t , soit environ 1/4 400e de la masse totale de la Terre. Les océans couvrent une superficie de 3,618 × 108 km2 avec une profondeur moyenne de 3 682 mètres, soit un volume estimé à 1,332 × 109 km3[91]. Environ 97,5 % de l'eau terrestre est salée. Les 2,5 % restants sont composés d'eau douce, mais environ 68,7 % de celle-ci est immobilisée sous forme de glace[92].
+La salinité moyenne des océans est d'environ 35 grammes de sel par kilogramme d'eau de mer (35 ‰)[93]. La plupart de ce sel fut libéré par l'activité volcanique ou par l'érosion des roches ignées[94]. Les océans sont également un important réservoir de gaz atmosphériques dissous qui sont essentiels à la survie de nombreuses formes de vie aquatiques[95]. L'eau de mer a une grande influence sur le climat mondial du fait de l'énorme réservoir de chaleur que constituent les océans[96]. Des changements dans les températures océaniques peuvent entraîner des phénomènes météorologiques très importants comme El Niño[97].
+La Terre est entourée d'une enveloppe gazeuse qu'elle retient par attraction gravitationnelle : l'atmosphère. L'atmosphère de la Terre est intermédiaire entre celle, très épaisse, de Vénus, et celle, très ténue, de Mars. La pression atmosphérique au niveau de la mer est en moyenne de 101 325 Pa, soit 1 atm par définition[98]. L'atmosphère est constituée de 78,09 % d'azote, de 20,95 % d'oxygène, de 0,93 % d'argon et de 0,039 % de dioxyde de carbone, ainsi que de divers autres gaz dont de la vapeur d'eau. La hauteur de la troposphère varie avec la latitude entre 8 kilomètres aux pôles et 17 kilomètres à l'équateur, avec quelques variations résultant de facteurs météorologiques et saisonniers[99].
+La biosphère de la Terre a fortement altéré son atmosphère. La photosynthèse à base d'oxygène apparut il y a 2,7 milliards d'années et forma l'atmosphère actuelle, principalement composée d'azote et d'oxygène. Ce changement permit la prolifération d'organismes aérobies de même que la formation de la couche d'ozone bloquant les rayons ultraviolets émis par le Soleil. L'atmosphère favorise également la vie en transportant la vapeur d'eau, en fournissant des gaz utiles, en faisant brûler les petites météorites avant qu'elles ne frappent la surface et en modérant les températures[100]. Ce dernier phénomène est connu sous le nom d'effet de serre : des molécules présentes en faible quantité dans l'atmosphère bloquent la déperdition de chaleur dans l'espace et font ainsi augmenter la température globale. La vapeur d'eau, le dioxyde de carbone, le méthane et l'ozone sont les principaux gaz à effet de serre de l'atmosphère terrestre. Sans cette conservation de la chaleur, la température moyenne sur Terre serait de −18 °C par rapport aux 15 °C actuels[80].
+L'atmosphère terrestre n'a pas de limite clairement définie, elle disparaît lentement dans l'espace. Les trois-quarts de la masse de l'air entourant la Terre sont concentrés dans les premiers 11 kilomètres de l'atmosphère. Cette couche la plus inférieure est appelée la troposphère. L'énergie du Soleil chauffe cette couche et la surface en dessous, ce qui entraîne une expansion du volume atmosphérique par dilatation de l'air, ce qui a pour effet de réduire sa densité et ce qui l’amène à s'élever et à être remplacé par de l'air plus dense, car plus froid. La circulation atmosphérique qui en résulte est un acteur déterminant dans le climat et la météorologie du fait de la redistribution de la chaleur, entre les différentes couches d'air qu'elle implique[101].
+Les principales bandes de circulations sont les alizés dans la région équatoriale à moins de 30° et les vents d'ouest dans les latitudes intermédiaires entre 30° et 60°[102]. Les courants océaniques sont également importants dans la détermination du climat, en particulier la circulation thermohaline qui distribue l'énergie thermique des régions équatoriales vers les régions polaires[103].
+La vapeur d'eau générée par l'évaporation de surface est transportée par les mouvements atmosphériques. Lorsque les conditions atmosphériques permettent une élévation de l'air chaud et humide, cette eau se condense et retombe sur la surface sous forme de précipitations[101]. La plupart de l'eau est ensuite transportée vers les altitudes inférieures par les réseaux fluviaux et retourne dans les océans ou dans les lacs. Ce cycle de l'eau est un mécanisme vital au soutien de la vie sur Terre et joue un rôle primordial dans l'érosion des reliefs terrestres. La distribution des précipitations est très variée, de plusieurs mètres à moins d'un millimètre par an. La circulation atmosphérique, les caractéristiques topologiques et les gradients de températures déterminent les précipitations moyenne sur une région donnée[104].
+La quantité d'énergie solaire atteignant la Terre diminue avec la hausse de la latitude. Aux latitudes les plus élevées, les rayons solaires atteignent la surface suivant un angle plus faible et doivent traverser une plus grande colonne d'atmosphère. Par conséquent, la température moyenne au niveau de la mer diminue d'environ 0,4 °C à chaque degré de latitude en s'éloignant de l'équateur[105]. La Terre peut être divisée en ceintures latitudinaires de climat similaires. En partant de l'équateur, celles-ci sont les zones tropicales (ou équatoriales), subtropicales, tempérées et polaires[106]. Le climat peut également être basé sur les températures et les précipitations. La classification de Köppen (modifiée par Rudolph Geiger, étudiant de Wladimir Peter Köppen) est la plus utilisée et définit cinq grands groupes (tropical humide, aride, tempéré, continental et polaire) qui peuvent être divisés en sous-groupes plus précis[102].
+Au-dessus de la troposphère, l'atmosphère est habituellement divisée en trois couches, la stratosphère, la mésosphère et la thermosphère[100]. Chaque couche possède un gradient thermique adiabatique différent définissant l'évolution de la température avec l'altitude. Au-delà, l'exosphère se transforme en magnétosphère, où le champ magnétique terrestre interagit avec le vent solaire[107]. La couche d'ozone se trouve dans la stratosphère et bloque une partie des rayons ultraviolets, ce qui est important pour la vie sur Terre. La ligne de Kármán, définie comme se trouvant à 100 kilomètres au-dessus de la surface terrestre, est la limite habituelle entre l'atmosphère et l'espace[108].
+L'énergie thermique peut accroître la vitesse de certaines particules de la zone supérieure de l'atmosphère qui peuvent ainsi échapper à la gravité terrestre. Cela entraîne une lente, mais constante « fuite » de l'atmosphère dans l'espace. Comme l'hydrogène non lié a une faible masse moléculaire, il peut atteindre la vitesse de libération plus facilement et disparaît dans l'espace à un rythme plus élevé que celui des autres gaz[109]. La fuite de l'hydrogène dans l'espace déplace la Terre d'un état initialement réducteur à un état actuellement oxydant. La photosynthèse fournit une source d'oxygène non lié, mais la perte d'agents réducteurs comme l'hydrogène est considérée comme une condition nécessaire à l'accumulation massive d'oxygène dans l'atmosphère[110]. Ainsi, la capacité de l'hydrogène à quitter l'atmosphère terrestre aurait pu influencer la nature de la vie qui s'est développée sur la planète[111]. Actuellement, la plus grande partie de l'hydrogène est convertie en eau avant qu'il ne s'échappe du fait de l'atmosphère riche en oxygène. La plupart de l'hydrogène s'échappant provient de la destruction des molécules de méthane dans la haute atmosphère[112].
+Le champ magnétique terrestre a pour l'essentiel la forme d'un dipôle magnétique avec les pôles actuellement situés près des pôles géographiques de la planète. À l'équateur du champ magnétique, son intensité à la surface terrestre est de 3,05 × 10−5 T, avec un moment magnétique global de 7,91 × 1015 T m3[113]. Selon la théorie de la dynamo, le champ est généré par le cœur externe fondu où la chaleur crée des mouvements de convection au sein de matériaux conducteurs, ce qui génère des courants électriques. Ceux-ci produisent le champ magnétique terrestre. Les mouvements de convection dans le noyau externe sont organisés spatialement selon un mode spécifique de cette géométrie (colonnes de Busse), mais présentent néanmoins une composante temporelle relativement chaotique (au sens de la dynamique non-linéaire) ; bien que le plus souvent plus ou moins alignés avec l'axe de rotation de la Terre, les pôles magnétiques se déplacent et changent irrégulièrement d'alignement. Cela entraîne des inversions du champ magnétique terrestre à intervalles irréguliers, approximativement plusieurs fois par million d'années pour la période actuelle, le Cénozoïque. L'inversion la plus récente eut lieu il y a environ 700 000 ans[114],[115].
+Le champ magnétique forme la magnétosphère qui dévie les particules du vent solaire et s'étend jusqu'à environ treize fois le rayon terrestre en direction du Soleil. La collision entre le champ magnétique et le vent solaire forme les ceintures de Van Allen, une paire de régions toroïdales contenant un grand nombre de particules énergétiques ionisées. Lorsque, à l'occasion d'arrivées de plasma solaire plus intenses que le vent solaire moyen, par exemple lors d'événements d'éjections de masse coronale vers la Terre, la déformation de la géométrie de la magnétosphère sous l'impact de ce flux solaire permet le processus de reconnexion magnétique, et une partie des électrons de ce plasma solaire entre dans l'atmosphère terrestre en une ceinture autour aux pôles magnétiques ; il se forme alors des aurores polaires[116], qui sont l'émission d'une lumière de fluorescence résultant de la désexcitation des atomes et molécules, essentiellement d'oxygène de la haute et moyenne atmosphère, excités par les chocs des électrons solaires[réf. nécessaire].
+La période de rotation relative de la Terre par rapport au Soleil est d'environ 86 400 s soit un jour solaire[117]. La période de rotation relative de la Terre par rapport aux étoiles fixes, appelé son jour stellaire par l'International Earth Rotation and Reference Systems Service (IERS), est de 86 164,098 903 691 secondes de temps solaire moyen (UT1) ou 23 h 56 min 4,098903691 s[118],[f]. Du fait de la précession des équinoxes, la période de rotation relative de la Terre, son jour sidéral est de 23 h 56 min 4,09053083288 s[118]. Ainsi le jour sidéral est plus court que le jour stellaire d'environ 8,4 ms[119].
+À part des météorites dans l'atmosphère et les satellites en orbite basse, le principal mouvement apparent des corps célestes dans le ciel terrestre est vers l'ouest à un rythme de 15°/h ou 15'/min. Pour les corps proches de l'équateur céleste, cela est équivalent à un diamètre apparent de la Lune ou du Soleil toutes les deux minutes[120],[121].
+Avant la création de la Lune, on suppose que l'axe de rotation de la Terre oscillait en permanence, ce qui rendait difficile l'apparition de la vie à sa surface pour causes de dérèglement climatique. Puis, une petite planète de la taille de Mars nommée Théia serait entrée en collision avec la Terre et aurait créé la Lune. L'apparition de cette dernière aurait stabilisé l'axe de rotation de la Terre[réf. nécessaire].
+La Terre orbite autour du Soleil à une distance moyenne d'environ 150 millions de kilomètres suivant une période de 365,256 4 jours solaires ou une année sidérale. De la Terre, cela donne un mouvement apparent du Soleil vers l'est par rapport aux étoiles à un rythme d'environ 1°/jour ou un diamètre solaire toutes les 12 heures. Du fait de ce mouvement, il faut en moyenne 24 heures, un jour solaire, à la Terre pour réaliser une rotation complète autour de son axe et que le Soleil revienne au plan méridien. La vitesse orbitale de la Terre est d'environ 29,8 km/s (107 000 km/h)[98].
+La Lune et la Terre tournent autour de leur barycentre commun en 27,32 jours (par rapport aux étoiles lointaines). En associant ce mouvement à celui du couple Terre-Lune autour du Soleil, on obtient que la période du mois synodique (d'une nouvelle lune à la nouvelle lune suivante) est de 29,53 jours. Vus depuis le pôle céleste nord, les mouvements de la Terre, de la Lune et de leurs rotations axiales sont tous dans le sens direct (le même que celui de la rotation du Soleil). Les plans orbitaux et axiaux ne sont pas précisément alignés, l'axe de la Terre est incliné de 23,4° par rapport à la perpendiculaire au plan orbital Terre-Soleil et le plan orbital Terre-Lune est incliné de 5° par rapport au plan orbital Terre-Soleil. Sans cette inclinaison, il y aurait une éclipse toutes les deux semaines, avec une alternance entre éclipses lunaires et solaires[98],[122].
+La sphère de Hill ou la sphère d'influence gravitationnelle de la Terre a un rayon d'environ 1 500 000 kilomètres[123],[g]. C'est la distance maximale à laquelle l'influence gravitationnelle de la Terre est supérieure à celle du Soleil et des autres planètes. Pour orbiter autour de la Terre, les objets doivent se trouver dans cette zone où ils peuvent être perturbés par l'attraction gravitationnelle du Soleil[réf. nécessaire].
+La Terre, au sein du Système solaire, est située dans la Voie lactée et se trouve à 28 000 années-lumière du centre galactique. Elle est actuellement à environ 20 années-lumière du plan équatorial de la galaxie dans le bras d'Orion[124].
+Du fait de l'inclinaison axiale de la Terre, la quantité de rayonnement solaire atteignant tout point de la surface varie au cours de l'année. Cela a pour conséquence des changements saisonniers dans le climat avec un été dans l'hémisphère nord lorsque le pôle nord pointe vers le Soleil et l'hiver lorsque le pôle pointe dans l'autre direction. Durant l'été, les jours durent plus longtemps et le Soleil monte plus haut dans le ciel. En hiver, le climat devient généralement plus froid et les jours raccourcissent. Au-delà du cercle Arctique, il n'y a aucun jour durant une partie de l'année, ce qui est appelé une nuit polaire. Dans l'hémisphère sud, la situation est exactement l'inverse.
+Par convention astronomique, les quatre saisons sont déterminées par les solstices, lorsque le point de l'orbite où l'inclinaison vers ou dans la direction opposée du Soleil est maximale et les équinoxes lorsque la direction de l'inclinaison de l'axe et la direction au Soleil sont perpendiculaires. Dans l'hémisphère nord, le solstice d'hiver a lieu le 21 décembre, le solstice d'été est proche du 21 juin, l'équinoxe de printemps a lieu autour du 20 mars et l'équinoxe d'automne vers le 21 septembre. Dans l'hémisphère sud, la situation est inversée et les dates des solstices d'hiver et d'été et celles des équinoxes de printemps et d'automne sont aussi inversées[125].
+L'angle d'inclinaison de la Terre est relativement stable au cours du temps. L'inclinaison entraîne la nutation, un balancement périodique ayant une période de 18,6 années[126]. L'orientation (et non l'angle) de l'axe de la Terre évolue et réalise un cycle complet en 25 771 années. Cette précession des équinoxes est la cause de la différence de durée entre une année sidérale et une année tropique. Ces deux mouvements sont causés par le couple qu'exercent les forces de marées de la Lune et du Soleil sur le renflement équatorial de la Terre. De plus, les pôles se déplacent périodiquement par rapport à la surface de la Terre selon un mouvement connu sous le nom d'oscillation de Chandler[127].
+À l'époque moderne, le périhélie de la Terre a lieu vers le 3 janvier et l'aphélie vers le 4 juillet. Ces dates évoluent au cours du temps du fait de la précession et d'autres facteurs orbitaux qui suivent un schéma cyclique connu sous le nom de paramètres de Milanković.
+La Terre a un seul satellite naturel « permanent » connu, la Lune, située à environ 380 000 kilomètres de la Terre. Relativement grand, son diamètre est environ le quart de celui de la Terre. Au sein du Système solaire, c'est l'un des plus grands satellites naturels (après Ganymède, Titan, Callisto et Io) et le plus grand d'une planète non gazeuse. De plus, c'est la plus grande lune du Système solaire par rapport à la taille de sa planète (même si Charon est relativement plus grand par rapport à la planète naine Pluton). Elle est relativement proche de la taille de la planète Mercure (environ les trois quarts du diamètre de cette dernière). Les satellites naturels orbitant autour des autres planètes sont communément appelés « lunes » en référence à la Lune de la Terre.
+L'attraction gravitationnelle entre la Terre et la Lune cause les marées sur Terre. Le même effet a eu lieu sur la Lune, de sorte que sa période de rotation est identique au temps qu'il lui faut pour orbiter autour de la Terre, et qu'elle présente ainsi toujours la même face vers la Terre. En orbitant autour de la Terre, différentes parties du côté visible de la Lune sont illuminées par le Soleil, causant les phases lunaires.
+À cause du couple des marées, la Lune s'éloigne de la Terre à un rythme d'environ 38 millimètres par an, produisant aussi l'allongement du jour terrestre de 23 microsecondes par an[128]. Sur plusieurs millions d'années, l'effet cumulé de ces petites modifications produit d'importants changements. Durant la période du D��vonien, il y a approximativement 410 millions d'années, il y avait ainsi 400 jours dans une année, chaque jour durant 21,8 heures[129].
+La Lune pourrait avoir eu une influence dans le développement de la vie en régulant le climat de la Terre. Les observations paléontologiques et les simulations informatiques en mécanique planétaire montrent que l'inclinaison de l'axe de la Terre est stabilisée par les effets de marées avec la Lune[130]. Certains scientifiques considèrent que sans cette stabilisation contre les couples appliqués par le Soleil et les planètes sur le renflement équatorial, l'axe de rotation aurait pu être très instable, ce qui aurait provoqué des changements chaotiques de son inclinaison au cours des temps géologiques et pour des échelles de durées supérieures à typiquement quelques dizaines de millions d'années, comme cela semble avoir été le cas pour Mars[131].
+La Lune est aujourd'hui à une distance de la Terre telle que, vue depuis celle-ci, notre satellite a à peu près la même taille apparente (taille angulaire) que le Soleil. Le diamètre angulaire (ou l'angle solide) des deux corps est quasiment identique, car même si le diamètre du Soleil est 400 fois plus important que celui de la Lune, celle-ci est 400 fois plus rapprochée de la Terre que notre étoile[121]. Ceci permet de voir sur Terre et à notre époque géologique, des éclipses solaires totales ou annulaires (en fonction des petites variations de distance Terre-Lune, liées à la très légère ellipticité de l'orbite sélène).
+Le consensus actuel sur les origines de la Lune est en faveur de l'hypothèse de l'impact géant entre un planétoïde de la taille de Mars, appelé Théia, et la proto-Terre nouvellement formée. Cette hypothèse explique en partie le fait que, en ce qui concerne la croûte lunaire, la composition chimique, principalement pour de nombreux éléments-trace, ainsi qu'en isotopie, principalement celle de l'oxygène (en gros, la moitié des atomes), ressemble particulièrement à celle de la croûte terrestre[132].
+Les modèles informatiques des astrophysiciens Mikael Granvik, Jérémie Vaubaillon et Robert Jedicke suggèrent que des « satellites temporaires » devraient être tout à fait communs et que « à tout instant, il devrait y avoir au moins un satellite naturel, possédant un diamètre de 1 mètre, en orbite autour de la Terre »[trad 1],[133]. Ces objets resteraient en orbite durant en moyenne dix mois avant de revenir dans une orbite solaire.
+L'une des premières mentions dans la littérature scientifique d'un satellite temporaire est celle de Clarence Chant lors de la grande procession météorique de 1913[134] :
+« Il semblerait que les corps ayant voyagé à travers l'espace, probablement selon une orbite autour du Soleil et passant près de la Terre, auraient pu être capturés par celle-ci et être amenés à se déplacer autour d'elle comme un satellite[trad 2],[135]. »
+Dans les faits, un tel objet est connu. En effet, entre 2006 et 2007, 2006 RH120 était effectivement temporairement en orbite autour de notre planète plutôt qu'autour du Soleil[136].
+Le 21 septembre 2012, des chutes de météorites ont lieu sur les îles Britanniques et l'Amérique du Nord. L'origine de ces météorites pourrait être un petit corps en orbite autour de la Terre[137].
+En janvier 2014, on compte 1 167 satellites artificiels en orbite autour de la Terre (contre 931 en 2011)[138].
+2010 TK7 est le premier astéroïde troyen connu de la Terre, autour du point de Lagrange L4 du couple Terre-Soleil, 60° en avance par rapport à la Terre sur son orbite autour du Soleil.
+Les nuages de Kordylewski graviteraient aux points L4 et L5 du système Terre-Lune, mais leur existence reste incertaine à ce jour.
+La Terre a au moins sept quasi-satellites :
+Une planète qui peut abriter la vie est dite habitable même si la vie n'y est pas présente, ou n'en est pas originaire. La Terre fournit de l'eau liquide, des environnements où les molécules organiques complexes peuvent s'assembler et interagir, et suffisamment d'une énergie dite « douce » pour maintenir, pendant une durée suffisamment longue, un système de métabolismes[139]. La distance de la Terre au Soleil, de même que son excentricité orbitale, sa vitesse de rotation, l'inclinaison de son axe, son histoire géologique, une atmosphère restée non-agressive pour les molécules organiques malgré une évolution de composition chimique drastique, et un champ magnétique protecteur contribuent également, depuis l'apparition de la vie terrestre, aux conditions d'habitabilité à sa surface[140].
+Les formes de vie de la planète sont parfois désignées comme formant une « biosphère ». On considère généralement que cette biosphère a commencé à évoluer il y a environ 3,5 milliards d'années. La biosphère est divisée en plusieurs biomes, habités par des groupes similaires de plantes et d'animaux. Sur terre, les biomes sont principalement séparés par des différences de latitudes, l'altitude et l'humidité. Les biomes terrestres se trouvant au-delà des cercles Arctique et Antarctique, en haute altitude ou dans les zones très arides sont relativement dépourvus de vie animale et végétale alors que la biodiversité est maximale dans les forêts tropicales humides[141].
+La Terre fournit des ressources qui sont exploitables par les humains pour diverses utilisations. Certaines ne sont pas renouvelables, comme les combustibles fossiles, qui sont difficiles à reconstituer sur une courte échelle de temps. D'importantes quantités de combustibles fossiles peuvent être obtenues de la croûte terrestre, comme le charbon, le pétrole, le gaz naturel ou les hydrates de méthane. Ces dépôts sont utilisés pour la production d'énergie, et en tant que matière première pour l'industrie chimique. Les minerais se sont formés dans la croûte terrestre et sont constitués de divers éléments chimiques utiles comme les métaux[142].
+La biosphère terrestre produit de nombreuses ressources biologiques pour les humains, comme de la nourriture, du bois, des médicaments, de l'oxygène et assure également le recyclage de nombreux déchets organiques. Les écosystèmes terrestres dépendent de la couche arable et de l'eau douce, tandis que les écosystèmes marins sont basés sur les nutriments dissous dans l'eau[143]. Les humains vivent également sur terre en utilisant des matériaux de construction pour fabriquer des abris. En 1993, l'utilisation humaine des terres était approximativement répartie ainsi :
+La superficie irriguée estimée en 1993 était de 2 481 250 km2[87].
+D'importantes zones de la surface terrestre sont sujettes à des phénomènes météorologiques extrêmes comme des cyclones, des ouragans ou des typhons qui dominent la vie dans ces régions. De 1980 à 2000, ces événements ont causé environ 11 800 morts par an[144]. De même, de nombreuses régions sont exposées aux séismes, aux glissements de terrain, aux éruptions volcaniques, aux tsunamis, aux tornades, aux dolines, aux blizzards, aux inondations, aux sécheresses, aux incendies de forêt et autres calamités et catastrophes naturelles.
+De nombreuses régions sont sujettes à la pollution de l'air et de l'eau créée par l'homme, aux pluies acides, aux substances toxiques, à la perte de végétation (surpâturage, déforestation, désertification), à la perte de biodiversité, à la dégradation des sols, à l'érosion et à l'introduction d'espèces invasives.
+Selon les Nations unies, un consensus scientifique existe qui lie les activités humaines au réchauffement climatique du fait des émissions industrielles de dioxyde de carbone, et plus généralement des gaz à effet de serre. Cette modification du climat risque de provoquer la fonte des glaciers et des calottes glaciaires, des amplitudes de température plus extrêmes, d'importants changements de la météorologie et une élévation du niveau de la mer[145],[146].
+La Terre compte approximativement 7,3 milliards d'habitants en 2015[148]. Les projections indiquent que la population mondiale atteindra 9,7 milliards d'habitants en 2050[148]. La plupart de cette croissance devrait se faire dans les pays en développement. La région de l'Afrique subsaharienne a le taux de natalité le plus élevé au monde. La densité de population humaine varie considérablement autour du monde, mais une majorité vit en Asie. En 2020, 60 % de la population devrait vivre dans des zones urbaines plutôt que rurales[149].
+On estime que seul un-huitième de la surface de la Terre convient pour les humains ; trois-quarts de la Terre sont recouverts par les océans et la moitié des terres émergées sont des déserts (14 %)[150], des hautes montagnes (27 %)[151] ou d'autres milieux peu accueillants. L'implantation humaine permanente la plus au nord est Alert sur l'île d'Ellesmere au Canada (82°28′N)[152]. La plus au sud est la station d'Amundsen-Scott en Antarctique située près du pôle sud (90°S)[réf. nécessaire].
+La totalité des terres émergées, à l'exception de certaines zones de l'Antarctique et du Bir Tawil non revendiqué que ce soit par l'Égypte ou le Soudan, sont revendiquées par des nations indépendantes. En 2011, on compte 204 États souverains dont 193 sont membres des Nations unies. De plus, il existe 59 territoires à souveraineté limitée et de nombreuses entités autonomes ou contestées[87]. Historiquement la Terre n'a jamais connu une souveraineté s'étendant sur l'ensemble de la planète même si de nombreuses nations ont tenté d'obtenir une domination mondiale et ont échoué[153].
+L'Organisation des Nations unies est une organisation internationale qui fut créée dans le but de régler pacifiquement les conflits entre nations[154]. Les Nations unies servent principalement de lieu d'échange pour la diplomatie et le droit international public. Lorsque le consensus est obtenu entre les différents membres, une opération armée peut être envisagée[155].
+Le premier astronaute humain à avoir orbité autour de la Terre fut Youri Gagarine le 12 avril 1961[156]. Au total, en 2015, environ 550 personnes se sont rendues dans l'espace et douze d'entre elles ont marché sur la Lune[157],[158],[159]. En temps normal, au début du 21e siècle, les seuls humains dans l'espace sont ceux se trouvant dans la station spatiale internationale qui est habitée en permanence, les stations spatiales chinoises n'ayant eu dans les années 2010 que des séjours de courtes durées. Les astronautes de la mission Apollo 13 sont les humains qui se sont le plus éloignés de la Terre avec 400 171 kilomètres en 1970[160].
+Dans le passé, la croyance en une terre plate[161] fut contredite par les observations et par les circumnavigations et le modèle d'une Terre sphérique s'imposa[162].
+À la différence des autres planètes du Système solaire, l'humanité n'a pas considéré la Terre comme un objet mobile en rotation autour du Soleil avant le XVIe siècle[163]. La Terre a souvent été personnifiée en tant que déité, en particulier sous la forme d'une déesse. Les mythes de la création de nombreuses religions relatent la création de la Terre par une ou plusieurs divinités[réf. nécessaire].
+Quelques groupes religieux souvent affiliés aux branches fondamentalistes du protestantisme[164] et de l'islam[165] avancent que leur interprétation des mythes de la création dans les textes sacrés est la vérité et que celle-ci devrait être considérée comme l'égale des hypothèses scientifiques conventionnelles concernant la formation de la Terre et le développement de la vie voire devrait les remplacer[166]. De telles affirmations sont rejetées par la communauté scientifique[167],[168] et par les autres groupes religieux[169],[170],[171].
+La vision humaine concernant la Terre a évolué depuis les débuts de l'aérospatiale et la biosphère est maintenant vue selon une perspective globale[172],[173]. Cela est reflété dans le développement de l'écologie qui s'inquiète de l'impact de l'humanité sur la planète[174].
+Dès 1945, Paul Valéry, dans son ouvrage Regards sur le monde actuel, estimait que « le temps du monde fini commence »[175]. Par « monde », il n'entendait pas le monde-univers des Anciens, mais notre monde actuel, c'est-à-dire, la Terre et l'ensemble de ses habitants.
+Bertrand de Jouvenel a évoqué la finitude de la Terre dès 1968[176].
+Le philosophe Dominique Bourg, spécialiste de l'éthique du développement durable, évoque la découverte de la finitude écologique de la Terre dans la nature en politique ou l'enjeu philosophique de l'écologie (2000). Estimant que cette finitude est suffisamment connue et prouvée pour qu'il soit inutile de l'illustrer, il souligne qu'elle a entraîné dans nos représentations un changement radical de la relation entre l'universel et le singulier. Alors que le paradigme moderne classique postulait que l'universel commandait le singulier, et le général le particulier, on ne peut pas y réduire la relation entre le planétaire et le local. Dans l'univers systémique de l'écologie, la biosphère (le planétaire) et les biotopes (le local) sont interdépendants. Cette interdépendance du local et du planétaire fait voler en éclats le principe moteur de la modernité, qui tendait à abolir toute particularité locale au profit de principes généraux, ce en quoi le projet moderne fut proprement utopique. La preuve expérimentale du raccordement symbolique de l'écologie à la culture a été fournie par les réactions des premiers astronautes qui, en 1969, ont pu observer notre planète à partir de la Lune. Ils dirent que la Terre était belle, précieuse, et fragile. C'est-à-dire que l'Homme a le devoir de la protéger[177].
+La finitude écologique de la Terre est une question devenue tellement prégnante que certains philosophes (Heidegger, Grondin, Schürch) ont pu parler d'une éthique de la finitude[178].
+Les concepts d'empreinte écologique et de biocapacité permettent d'appréhender les problèmes liés à la finitude écologique de la Terre[réf. nécessaire].
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+Uranus est la septième planète du Système solaire par sa distance au Soleil, la troisième par la taille et la quatrième par la masse. Elle doit son nom à la divinité romaine du ciel Uranus, père de Saturne et grand-père de Jupiter, noms que portent les deux planètes la précédant dans le Système solaire.
+Uranus est la première planète découverte à l’époque moderne. Bien qu'elle soit visible à l’œil nu comme les cinq planètes déjà connues, son caractère planétaire ne fut pas identifié en raison de son très faible éclat (à la limite de la visibilité) et de son déplacement apparent très lent. William Herschel annonce sa découverte le 26 avril 1781, élargissant les frontières connues du Système solaire pour la première fois à l’époque moderne. Uranus est la première planète découverte à l’aide d’un télescope.
+Uranus est une planète géante, et plus précisément une planète géante de glaces. Après la découverte de nombreuses géantes parmi les exoplanètes, différents types ont été distingués : Uranus est de type Neptune froid. Uranus et Neptune ont des compositions internes et atmosphériques différentes de celles des deux plus grandes géantes gazeuses, Jupiter et Saturne. Les astronomes les placent donc de nos jours généralement dans une catégorie différente, celle des géantes glacées ou des sous-géantes. L’atmosphère d’Uranus, bien que composée principalement d’hydrogène et d’hélium, contient une proportion plus importante de glaces d’eau, d’ammoniac et de méthane, ainsi que les traces habituelles d’hydrocarbures. Uranus est la planète du Système solaire dont l’atmosphère est la plus froide, sa température minimale étant de 49 K (−224 °C), à la tropopause (vers 56 km d'altitude et 0,1 bar, le niveau 0 étant défini à une pression d'un bar).
+À l’instar des autres géantes gazeuses, Uranus a un système d’anneaux, une magnétosphère et de nombreux satellites naturels. Il y a 27 satellites et 13 anneaux étroits. Le système uranien est unique dans le Système solaire car son axe de rotation est pratiquement dans son plan de révolution autour du Soleil ; la planète est pourvue d'un champ magnétique dont les pôles nord et sud sont inclinés à 60° par rapport à l'axe de rotation. En 1986, les images de Voyager 2 ont montré Uranus comme une planète sans caractéristique particulière en lumière visible. Cette visite de la sonde se produisit près du solstice, l'hémisphère éclairé était alors principalement son hémisphère austral. En 2017, au printemps boréal d'Uranus, le télescope Keck II montre en infrarouge des bandes nuageuses en mouvement, des vents à 900 km/h, d'énormes ouragans et des ondulations étranges en forme de tresse cerclant la planète[1]. Cependant, les observations terrestres ainsi qu'avec le télescope spatial Hubble ont depuis mis en évidence des signes de changements saisonniers et une augmentation de l’activité météorologique lorsqu'Uranus a approché de son équinoxe le 8 décembre 2007.
+Contrairement à Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne, Uranus ne fut pas découverte dans l'Antiquité. Étant loin du Soleil et circulant lentement sur son orbite, Uranus fut observée à de nombreuses occasions et apparaissait comme une simple étoile jusqu'au XVIIIe siècle en raison de son très faible éclat, à la limite de la visibilité et de son déplacement apparent très lent[2]. La plus ancienne mention prouvée date de 1690 lorsque John Flamsteed l’observe au moins six fois et la catalogue en tant qu'étoile sous le nom de 34 Tauri[3]. L’astronome français Pierre Charles Le Monnier observe Uranus au moins douze fois entre 1750 et 1769[4].
+Uranus a peut-être été observée par Hipparque en 128 av. J.-C.. En effet, un astérisme cité dans l’Almageste de Ptolémée, reprenant les travaux d'Hipparque, ne peut être résolu que par la présence d'Uranus à cette époque. Uranus à mi-avril 128 av. J.-C. était dans des conditions d'observation très favorables : proche de son périhélie, magnitude de 5,4, à 33° du zénith[5],[6].
+John Bevis a peut-être également observé Uranus en 1738, des indices concordent avec une observation possible d'Uranus mais sans preuve définitive[7].
+William Herschel découvre la planète le 13 mars 1781 lors d’une recherche systématique d’étoiles doubles à l’aide d’un télescope dans le jardin de sa maison du 19 New King Street à Bath dans le Somerset en Angleterre (désormais le musée d'astronomie Herschel)[8] mais n’annonce la découverte que le 26 avril 1781, en tant que comète[9]. Herschel avait entrepris une série de mesures de la parallaxe des étoiles fixes en utilisant un télescope de sa conception[10]. À la frontière des constellations des Gémeaux et du Taureau, Herschel remarque au milieu des points-étoiles une petite tache semblant sortir de derrière la planète Saturne. Il change alors successivement d’oculaire, passant du grossissement 227 à 460. Il note alors que la petite tache double de taille. Il change à nouveau d’oculaire pour un grossissement de 932, 1 536 et 2 010, et là encore, l’objet augmente de taille à chaque fois, tandis que les étoiles tout autour, très éloignées, ne varient pas en taille et restent de simples points brillants. Cela ne peut être une étoile ; il écrit donc dans son journal l’observation d’un curieux objet, une nébuleuse ou une comète. Il note la position de l’astre, puis quelques jours après reprend son observation. La petite tache avait bougé, ça ne pouvait être une nébuleuse, donc c’était une comète. Il décide alors de prévenir la communauté scientifique de sa découverte et envoie un courrier avec les détails de sa comète au directeur de l’observatoire d’Oxford, Thomas Hornsby. Il informe également l’astronome royal Nevil Maskelyne de l’observatoire de Greenwich. Celui-ci, après avoir observé la comète et constaté qu’elle se comportait différemment des autres, conseille à Herschel d’écrire à la Royal Society.
+Herschel avertit l’astronome royal, Nevil Maskelyne, de sa découverte. Ce dernier, qui ne peut trancher entre l'hypothèse d'une planète et celle d'une comète[11], diffuse la nouvelle à travers les milieux scientifiques[12].
+Tandis qu’Herschel continue par précaution à appeler ce nouvel objet une comète, d’autres astronomes soupçonnent sa véritable nature. L’astronome russe Anders Lexell estime sa distance à dix-huit fois la distance Terre-Soleil ; aucune comète ayant un périhélie supérieur à quatre fois la distance Terre-Soleil n’a alors été observée[11]. L’astronome berlinois Johann Elert Bode pense que la découverte d’Herschel est un type d’objet planétaire, jusqu’alors inconnu, orbitant au-delà de l’orbite de Saturne[13]. Bode conclut que son orbite presque circulaire ressemble davantage à celle d’une planète que d’une comète[14].
+Les astronomes commencent alors le calcul de la trajectoire de la « comète », en prenant le modèle classique des orbites de comètes : une parabole, mais celle-ci ne semblait pas vouloir se conformer au modèle prévu. L'astronome français Charles Messier remarque alors qu’avec son aspect de disque, elle ressemblait plus à Jupiter qu’aux dix-huit autres comètes qu’il avait observées[11]. Anders Lexell tente, lui, de calculer l’orbite en appliquant le modèle d’une planète. À sa grande surprise, cette trajectoire semble correspondre, et prouve aux autres astronomes la nature de l’objet : une planète et non une comète[11].
+L’objet est bientôt unanimement accepté en tant que planète. En 1783, Herschel lui-même le reconnaît auprès du président de la Royal Society, Joseph Banks[15]. Le roi George III récompense Herschel de sa découverte en lui attribuant une rente annuelle de 200 livres, à condition qu’il s’installe à Windsor, afin que la famille royale puisse regarder à travers ses télescopes[16].
+Maskelyne demande à Herschel de donner un nom à cette nouvelle planète, étant le découvreur de cette dernière[11]. En réponse, Herschel décide de nommer l'objet « Georgium Sidus » (étoile de George), ou « Georgian Planet » (planète Géorgienne) en l'honneur de son nouveau mécène, le roi George III[17]. Il explique cette décision dans une lettre à Joseph Banks en déclarant que dans l'Antiquité, les planètes ont été nommées d'après les noms des divinités principales. Dans l'ère actuelle, il ne serait guère admissible d'avoir recours à la même méthode pour nommer le nouveau corps céleste. Pour lui, l'important pour le désigner est de savoir quand il a été découvert, et sa réponse fut « sous le règne du roi George III[15] ».
+Cependant, le nom proposé par Herschel n'est pas populaire en dehors de la Grande-Bretagne, et des solutions alternatives pour un nom sont rapidement proposées. L'astronome français Lalande propose de nommer la planète Herschel en l'honneur de son découvreur. L'astronome suédois Erik Prosperin propose le nom de Neptune, qui sera soutenu par d'autres astronomes qui ont aimé l'idée de commémorer les victoires de la flotte britannique Royal Navy dans le cadre de la guerre d'indépendance des États-Unis en appelant même la nouvelle planète « Neptune George III » ou « Neptune Great Britain »[18]. Johann Elert Bode a opté pour Uranus, la version latinisée du dieu grec du ciel, Ouranos. Bode a fait valoir que, tout comme Saturne était le père de Jupiter, la nouvelle planète devrait être nommée d'après le père de Saturne[17]. En 1789, Martin Klaproth, qui sera plus tard le collègue de Bode à la Royal Academy, a nommé son élément nouvellement découvert « uranium » avec l'appui du choix de Bode[19]. En fin de compte, la suggestion d'Uranus devient la plus largement utilisée, et est devenue universelle en 1850, lorsque le HM Nautical Almanac Office, le dernier obstacle, délaisse Sidus Georgium pour Uranus[20].
+Au XIXe siècle et XXe siècle, il est très difficile d'observer correctement la surface d'Uranus. La seule découverte de l'époque est celle de Giovanni Schiaparelli, qui distingue malaisément quelques taches. Par spectroscopie et photométrie, les scientifiques, avant 1937, ont pu fixer à 10 heures la rotation de la planète, qui était vue comme rétrograde[21].
+En 1948, Gerard Kuiper découvrit Miranda, le plus petit et le dernier des cinq grands satellites sphériques d'Uranus, à l'observatoire McDonald[22],[23].
+Le 10 mars 1977, les anneaux d’Uranus sont découverts, par hasard, par les astronomes James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink, embarqués à bord de l'observatoire aéroporté Kuiper. Les astronomes veulent utiliser l’occultation de l’étoile SAO 158687 par Uranus pour étudier l’atmosphère de cette planète[24]. Or l’analyse de leurs observations met en évidence que l'étoile a été brièvement masquée à cinq reprises, avant et après l’occultation par Uranus ; les trois astronomes concluent à la présence d’un système d’anneaux étroits[24],[25]. Dans leurs articles, ils désignent les cinq occultations observées par les cinq premières lettres de l'alphabet grec : α, β, γ, δ et ε[24] ; ces désignations sont réutilisées par la suite pour nommer les anneaux. Peu de temps après, Elliot, Dunham et Mink découvrent quatre autres anneaux : l'un d'eux est situé entre les anneaux β et γ et les trois autres à l’intérieur de l’anneau α[26]. Le premier est nommé η et les autres 4, 5 et 6, selon le système de numérotation des occultations adopté lors de la rédaction d'un autre article[27]. Le système d’anneaux d’Uranus est le second découvert dans le Système solaire, après celui de Saturne[28].
+La planète géante de glace Uranus a un axe de rotation fortement incliné pratiquement situé dans son plan de révolution autour du Soleil. La recherche d’indices pouvant expliquer cette particularité unique dans le Système solaire est un des objectifs assignés à la sonde Voyager 2, qui est la première sonde à effectuer un survol de la planète. Voyager 2 met en évidence la présence d’un champ magnétique, dont l’intensité est proche de celui de la Terre, et qui est incliné de 60° par rapport à l’axe de rotation de la planète[29].
+Voyager 2 découvre dix nouvelles lunes en plus des cinq déjà connues. Toutes ces lunes sont de petite taille, la plus grande ayant un diamètre de 150 km. Les cinq lunes déjà connues sont des agglomérats de roche et de glace, comme les lunes de Saturne[30].
+Les neuf anneaux d’Uranus découverts en 1977 et 1978 depuis la Terre, sont analysés par la sonde, et montrent des caractéristiques différentes de ceux de Saturne et Jupiter. Ces analyses permirent de mettre en évidence qu'ils ne se sont pas formés en même temps qu’Uranus, et que leur apparition est relativement récente. Les composants qui les forment sont peut-être les restes d’une lune qui aurait été fragmentée, soit par un impact avec un autre objet céleste se déplaçant à très grande vitesse, soit par les forces gravitationnelles de la planète mère[31].
+Depuis 1997, neuf satellites irréguliers extérieurs ont été identifiés à l'aide de télescopes au sol[32]. Deux lunes intérieures supplémentaires, Cupid et Mab, ont été découvertes grâce au télescope spatial Hubble en 2003[33]. Le satellite Margaret est le dernier découvert ; sa découverte fut publiée en octobre 2003[34].
+Le télescope spatial Hubble permit de prendre des photos correctes d'Uranus depuis la Terre. Entre 2003 et 2005, grâce aux observations ainsi effectuées, une nouvelle paire d’anneaux a été découverte, baptisée par la suite système d’anneaux externe, ce qui porte le nombre d’anneaux d’Uranus à treize[33]. Ils ont été nommés anneaux μ et ν (mu et nu)[35]. L’anneau μ, le plus externe, se trouve deux fois plus éloigné de la planète que l’anneau brillant η[33]. Ces anneaux externes diffèrent des anneaux internes étroits par de nombreuses caractéristiques : μ et ν sont larges (17 000 km et 3 800 km) et très ténus ; leurs épaisseurs optiques normales maximales sont de 8,5 × 10−6 et 5,4 × 10−6 ; leurs épaisseurs optiques équivalentes sont respectivement de 0,14 kilomètre et 0,012 kilomètres. Leur profil radial de brillance est triangulaire[33].
+Avec une masse de 8,681 0 × 1025 kg[36], Uranus est un corps intermédiaire entre la Terre et les géantes gazeuses de grande taille comme Jupiter ou Saturne. Sa masse est environ quatorze fois plus importante que celle de la Terre. Le rayon équatorial de la planète est de 25 559 km, soit environ quatre fois celui de la Terre[37]. Uranus a la particularité d'être plus grande que Neptune (49 528 km pour Neptune contre 51 118 km pour Uranus) mais moins massive qu'elle (Neptune possède une masse de 1,024 × 1026 kg)[38].
+Neptune et Uranus sont souvent considérées comme une sous-classe de géantes, appelée « géantes de glace », en raison de leur taille plus petite et d'une plus forte concentration de substances volatiles par rapport à Jupiter et Saturne[39].
+Avant le passage de Voyager 2, aucune étude de la magnétosphère uranienne n'avait pu être effectuée, sa nature restant un mystère. Avant 1986, les astronomes s'attendaient à ce que le champ magnétique d'Uranus soit aligné sur le vent solaire, puisqu'il serait alors aligné avec les pôles, qui sont sur le plan de l'écliptique[40].
+Les relevés de Voyager 2 révélèrent un champ magnétique très particulier, d'une part parce qu'il n'a pas pour origine le centre géométrique de planète, et d'autre part parce qu'il penche de 59° par rapport à l'axe de rotation. En fait, le dipôle magnétique présente même un déséquilibre vers le pôle géographique sud par rapport au centre, équivalent à un tiers du rayon planétaire. Cette géométrie inhabituelle a pour conséquence une magnétosphère fortement asymétrique, la force du champ magnétique à la surface du pôle sud pouvant être aussi basse que 0,1 gauss (10 µT), alors qu'au pôle nord, elle peut atteindre 1,1 gauss (110 µT). Le champ magnétique moyen en surface a une force de 0,23 gauss (23 µT). À titre indicatif, le champ magnétique terrestre est à peu près de force équivalente aux deux pôles et l'« équateur magnétique » est actuellement à peu près parallèle à l'équateur géographique. Le moment magnétique bipolaire d'Uranus est 50 fois celui de la Terre. Un tel champ magnétique penché et déséquilibré se retrouve également sur Neptune, laissant à penser qu'il s'agit d'une caractéristique commune des géantes glacées. Une des hypothèses à ce sujet est qu'alors que le champ magnétique des planètes telluriques et des géantes gazeuses est engendré par leur noyau, celui des géantes glacées serait provoqué par des mouvements à des profondeurs relativement faibles, ici dans l'océan d'eau et d'ammoniaque[41].
+Malgré son étrange alignement, la magnétosphère uranienne est, par bien des aspects, semblable à celle des autres planètes : on y trouve une surface de choc située à 23 fois le rayon planétaire devant elle, une magnétopause à 18 rayons uraniens, une magnétoqueue bien développée et des ceintures de radiation. En somme, la structure de la magnétosphère ne ressemble pas tant à celle de Jupiter qu'à celle de Saturne. La magnétoqueue d'Uranus s'étend dans l'espace sur des millions de kilomètres et est courbée en un long tire-bouchon par la rotation de travers de la planète[42].
+La magnétosphère d’Uranus contient des particules chargées : des protons et des électrons avec une petite quantité d’ions H2+. Aucun ion plus lourd n’a été détecté. Bon nombre de ces particules proviennent probablement de la couronne chaude de l’atmosphère. L’ion et les énergies d’électrons peuvent être aussi élevés que 4  et   1,2 mégaélectronvolts, respectivement. La densité des ions de basse énergie (inférieure à 1 kiloélectronvolt) dans la magnétosphère intérieure est d’environ 2 par cm3. La population de particules est fortement affectée par les lunes d’Uranus qui balayent la magnétosphère, laissant des lacunes importantes. Le flux de particules est suffisamment élevé pour provoquer un noircissement ou une altération des surfaces des satellites sur une échelle de temps de 100 000 ans. Cela peut être la cause de la coloration uniformément sombre des lunes et des anneaux[43].
+Uranus a des aurores polaires relativement bien développées, qui apparaissent comme des arcs lumineux autour des deux pôles magnétiques. Contrairement à Jupiter, les aurores d’Uranus semblent être insignifiantes pour le bilan énergétique de la thermosphère planétaire[44]. Au contraire des aurores de la Terre ou de Jupiter, elles ne se situent pas à proximité des pôles géographiques de la planète, du fait du champ magnétique penché. Des observations réalisées avec le télescope spatial Hubble en 2011, 2012 et 201X ont révélé les aurores les plus importantes observées à ce jour sur la planète et ont permis de retrouver les pôles magnétiques de la planète, perdus peu après l'observation de la planète par Voyager 2.
+La période de révolution d’Uranus autour du Soleil est de 84 années terrestres. Sa distance moyenne au Soleil est d’environ 3 milliards de kilomètres. L’intensité du flux solaire sur Uranus est d’environ 1⁄400 de celui reçu par la Terre[45].
+Les paramètres orbitaux d’Uranus furent calculés pour la première fois par Pierre-Simon de Laplace en 1783[46]. Avec le temps, des différences apparurent entre l'orbite prédite et l'orbite calculée. En 1841, John Couch Adams émit l’hypothèse qu’une planète inconnue serait la cause des perturbations constatées. En 1845, Urbain Le Verrier commença indépendamment ses travaux afin d’expliquer l’orbite d’Uranus. Le 23 septembre 1846, Johann Gottfried Galle identifia une nouvelle planète (qui sera plus tard nommée Neptune) à une position très proche de celle prédite par Le Verrier[47].
+La période de rotation des couches intérieures d’Uranus est de 17 heures et 14 minutes. Cependant, la haute atmosphère d’Uranus est le théâtre de vents très violents dans la direction de rotation, comme pour toutes les géantes gazeuses. Le vent à la surface d’Uranus peut atteindre une vitesse de 250 m/s[48], soit 900 km/h. Par conséquent, à certaines latitudes, par exemple vers 60° de latitude, des parties visibles de son atmosphère se déplacent beaucoup plus vite et effectuent une rotation complète en un peu moins de 14 heures[49].
+À la différence de toutes les autres planètes du Système solaire, Uranus présente une très forte inclinaison de son axe par rapport à la normale (la perpendiculaire) à son plan orbital : cet axe est quasiment parallèle au plan orbital[50]. La planète « roule » pour ainsi dire sur son orbite, et présente alternativement au Soleil son pôle nord, puis son pôle sud. Chacun des pôles est caché du Soleil durant 42 ans[51].
+Plusieurs hypothèses peuvent expliquer cette configuration particulière de l'axe de rotation de la planète. L'une d'elles décrit la présence d'un satellite ayant provoqué graduellement le basculement d'Uranus par un phénomène de résonance avant d'être éjecté de son orbite[52]. Une autre thèse avance le fait que le basculement serait dû à au moins deux impacts distincts par des corps de tailles importantes qui auraient eu lieu avant que les satellites d'Uranus ne se soient formés[53]. À l'appui de cette thèse, en 2018, plus de cinquante simulations d'impact sont effectuées à l'aide de super calculateurs[54], dont les résultats concluent à une collision majeure entre une jeune protoplanète et Uranus, au niveau du pôle Nord et à une vitesse de 20 km/s. La protoplanète de roche et de glace aurait fait basculer Uranus avant de se désintégrer et former une couche de glace sur le manteau, emprisonnant ainsi la chaleur interne de la planète, ce qui explique qu'elle soit la plus froide du système solaire[55].
+Au moment du survol de la planète par Voyager 2 en 1986, le pôle sud d’Uranus était orienté presque directement vers le Soleil. On peut dire qu’Uranus a une inclinaison légèrement supérieure à 90° ou encore que son axe a une inclinaison légèrement inférieure à 90° et qu’elle tourne alors sur elle-même dans le sens rétrograde. Ces deux descriptions sont équivalentes d’un point de vue physique, mais il en résulte une définition différente du pôle nord et du pôle sud ; le choix fait par l’UIA (pour les planètes du Système solaire) est de se référer au plan orbital, et donc de donner à Uranus une inclinaison supérieure à 90 degrés[56].
+La composition interne d'Uranus serait similaire à celle de Neptune. Elle possède très probablement un noyau solide de silicates et de fer d'à peu près la masse de la Terre. Au-dessus de ce noyau, là encore à l'instar de Neptune, Uranus présenterait une composition assez uniforme (glaces, hydrogène et hélium) et non pas une structure « en couches » comme Jupiter et Saturne[57].
+Cependant, plusieurs modèles actuels de la structure d'Uranus et Neptune proposent l'existence de 3 couches : un cœur de type tellurique, une couche médiane allant de glacée à liquide et formée d'eau, de méthane et d'ammoniac, et une atmosphère d'hydrogène et d'hélium dans les proportions solaires.
+La pression maximum de la couche médiane est estimée à 600 GPa (6 millions d'atmosphères) et sa température maximum à 7 000 K. En 1981 les études théoriques et les expériences réalisées par compression laser conduisent Marvin Ross, du Laboratoire national de Lawrence Livermore, à proposer que cette couche soit totalement ionisée et que le méthane y soit pyrolysé en carbone sous forme de métal ou de diamant[58]. Le méthane se décompose en carbone et en hydrocarbures. La précipitation du carbone libère de la chaleur (énergie potentielle gravitationnelle convertie en chaleur) qui entraîne des courants de convection qui libèrent les hydrocarbures dans l'atmosphère. Ce modèle expliquerait la présence d'hydrocarbures divers dans l'atmosphère de cette planète. Sous l'action de la pression, le carbone adopte un état plus stable, le diamant solide qui flotte sur un océan de carbone métallique liquide[59]. En 2017 de nouvelles expériences simulant les conditions présumées régner 10 000 km sous la surface d'Uranus et de Neptune viennent conforter ce modèle en produisant des diamants de taille nanométrique. Ces conditions de hautes température et pression ne peuvent pas être maintenues plus d'une nanoseconde dans l'état actuel de la technologie, mais dans l'atmosphère de Neptune ou d'Uranus les nanodiamants auraient le temps de croître pour donner des pluies (ou, plus exactement, des averses de neige ou de grêle) de diamants[60],[61].
+L’atmosphère d'Uranus, comme celle de Neptune, est différente des deux géantes gazeuses, Jupiter et Saturne. Bien que principalement composée comme elles d'hydrogène et d'hélium, elle possède une plus grande proportion de gaz volatils tels que l'eau, l'ammoniac et le méthane. Contrairement à Jupiter et Saturne, Uranus ne posséderait pas de manteau d'hydrogène métallique ou d'enveloppe en dessous de sa haute atmosphère. À la place se trouverait une région consistant en un océan composé d'ammoniac, d'eau et de méthane, dont la transition est graduelle sans limite claire avec l'atmosphère dominée par de l'hydrogène et de l'hélium. À cause de ces différences, certains astronomes regroupent Uranus et Neptune dans leur propre catégorie, celle des géantes glacées, pour les distinguer de Jupiter et Saturne.
+Bien qu'il n'y ait pas de surface clairement définie sur Uranus, la partie la plus extérieure de l'enveloppe gazeuse d'Uranus est considérée comme son atmosphère[62], là où la pression est inférieure à 1 bar. Les effets de l'atmosphère sont ressentis jusqu'à environ 300 km en dessous du niveau de 1 bar, où la pression est de 100 bar et la température de 320 K[63]. La couronne ténue de l'atmosphère s'étend jusqu'à deux fois le rayon de la planète à partir de la surface nominale située au niveau où la pression est de 1 bar[64]. L'atmosphère uranienne peut être divisée en trois couches : la troposphère, d'une altitude de -300  à   50 km et d'une pression de 100  à   0,1 bar ; la stratosphère, d'une altitude de 50  à   4 000 km et d'une pression allant de 0,1 à 10–10 bar ; et la thermosphère/couronne commençant vers 4 000 km d'altitude et allant jusqu'à près de 50 000 km de la surface[62]. Il n'y a pas de mésosphère.
+Le climat d'Uranus est fortement influencé par son manque de chaleur interne, ce qui limite l'activité atmosphérique, et son inclinaison axiale qui induit des variations saisonnières extrêmes. L'atmosphère d'Uranus paraît remarquablement homogène aux longueurs d'onde visibles en comparaison de celle des autres géantes gazeuses, même par rapport à celle de Neptune qui lui ressemble toutefois beaucoup[48]. En revanche des observations récentes effectuées depuis l'un des observatoires d'Hawai dans le domaine infrarouge ont révélé une météorologie complexe (dont des vents soufflant à 900 km/h) et encore largement inexpliquée[65].
+Quand Voyager 2 passa près d'Uranus en 1986, il observa seulement dix formations nuageuses autour de la planète[50],[66].
+Une explication proposée pour ce manque de formations nuageuses est que la chaleur interne d'Uranus se trouve plus en profondeur que celle des autres planètes géantes ; en termes astronomiques, elle a un faible flux de chaleur[67]. Les raisons de la température interne d'Uranus si basse ne sont pas comprises. Neptune, qui est presque la jumelle d'Uranus en ce qui concerne la taille et la composition, émet 2,61 fois plus d'énergie dans l'espace qu'elle n'en reçoit du Soleil[48]. Uranus, en opposition, émet à peine de la chaleur. La puissance totale des émissions d'Uranus dans les infrarouges (de la chaleur) est de 1,06 ± 0,08 fois l'énergie solaire absorbée par l'atmosphère[62].
+En fait, le flux de chaleur d'Uranus est seulement de 0,042 ± 0,047 W/m², ce qui est plus bas que le flux de chaleur interne de la Terre qui est d'environ 0,075 W/m2. La température la plus basse enregistrée dans la tropopause d'Uranus est de 49 K (−224 °C), faisant d'Uranus la planète la plus froide du Système solaire, plus que Neptune[62].
+Une étude publiée en août 2017 rapporte à la suite d'expérimentations en laboratoire qu'il est possible qu'il pleuve des diamants sur Neptune et Uranus[68].
+Avant l'arrivée de Voyager 2, aucune mesure de la magnétosphère d'Uranus n'avait été prise, et sa nature restait un mystère. Avant 1986, les astronomes avaient espéré que le champ magnétique d'Uranus pourrait être en ligne avec le vent solaire, car il serait alors aligné aux pôles d'Uranus, qui se trouvent dans l'écliptique[40].
+Les observations de Voyager 2 ont révélé que le champ magnétique d'Uranus est unique, à la fois parce qu'il ne provient pas de son centre géométrique, et parce qu'il est incliné à 59° par rapport à l'axe de rotation. En fait, le dipôle magnétique est décalé du centre d'Uranus vers le pôle de rotation au sud d'un tiers du rayon planétaire. Cette géométrie inhabituelle a pour conséquence une magnétosphère très asymétrique, où l'intensité du champ magnétique sur la surface dans l'hémisphère sud peut n'être que de 0,1 gauss (10 pT), tandis que dans l'hémisphère nord, il peut atteindre 1,1 gauss (110 pT). Le champ moyen à la surface est de 0,23 gauss (23 pT). À titre de comparaison, le champ magnétique de la Terre est à peu près aussi fort à chaque pôle, et son « équateur magnétique » est à peu près parallèle à l'équateur géographique[40].
+Malgré son curieux alignement, à d'autres égards la magnétosphère d'Uranus est comme celle des autres planètes : elle a une onde de choc située à environ 23 rayons uraniens devant elle, une magnétopause à 18 rayons uraniens, et a une magnétoqueue et une ceinture de radiations développées. Dans l'ensemble, la structure de la magnétosphère d'Uranus est différente de Jupiter et plus semblable à Saturne[40].
+La magnétosphère d'Uranus contient des particules chargées : les protons et les électrons avec petite quantité d'ions H2+[44].
+Les anneaux d'Uranus sont moins complexes que les anneaux de Saturne, mais plus élaborés que ceux de Jupiter ou de Neptune.
+Uranus possède un système de treize anneaux connus. Cinq sont découverts le 10 mars 1977 par James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink, grâce à une observation d’occultation d’étoile par Uranus[25], puis quatre autres sont découverts par la même méthode le 10 avril 1978[26]. Deux autres sont découverts par Voyager 2 entre 1985 et 1986 par observation directe[50]. En 2003-2005, deux nouveaux anneaux externes sont photographiés par le télescope spatial Hubble[33]. Près de deux siècles auparavant, l'astronome William Herschel avait déjà rapporté l’observation d’anneaux, mais les astronomes modernes doutent que les anneaux sombres et ténus aient pu être vus à cette époque[69].
+Les treize anneaux composant le système d’anneaux d’Uranus sont appelés, par ordre de distance croissante de la planète : 1986U2R/ζ, 6, 5, 4, α, β, η, γ, δ, λ, ε, ν et μ[33]. Leurs distances au centre d'Uranus vont de 39 600 km pour l’anneau 1986U2R/ζ à environ 98 000 km pour l’anneau µ[70]. Si les dix premiers anneaux d’Uranus sont fins et circulaires, le onzième, l’anneau ε, est plus brillant, excentrique et plus large, de 20 km au point le plus proche de la planète à 98 km au point le plus éloigné. Il est encadré par deux satellites « bergers », Cordélia et Desdémone. Les deux derniers anneaux sont très nettement plus éloignés, l’anneau μ se situant deux fois plus loin que l’anneau ε[70]. Il existe probablement de faibles bandes de poussière et des arcs incomplets entre les anneaux principaux[71]. Ces anneaux sont très sombres : l’albédo de Bond des particules les composant ne dépasse pas 2 %, ce qui les rend très peu visibles[71]. Ils sont probablement composés de glace et d'éléments organiques noircis par le rayonnement de la magnétosphère[72].
+La plupart des anneaux d’Uranus sont opaques et larges de quelques kilomètres seulement. L’ensemble du système ne contient que peu de poussières : il se compose essentiellement de rochers de 0,2  à   20 m de diamètre[71]. Cependant, certains des anneaux sont translucides : les anneaux larges et peu visibles 1986U2R/ζ, μ et ν sont faits de petites particules de poussières[73], tandis que l’anneau λ, peu visible également mais étroit, contient aussi des corps plus importants[50],[66].
+Au regard de l'âge du système solaire, les anneaux d’Uranus seraient assez jeunes : leur âge ne dépasserait pas 600 millions d’années[74],[28]. Le système d'anneaux provient probablement de la collision et de la fragmentation d'anciennes lunes orbitant autour de la planète. Après la collision, les lunes se sont probablement brisées en de nombreuses particules, qui n’ont survécu sous la forme d'anneaux étroits et optiquement denses que dans certaines zones de stabilité maximale[28].
+Au début du XXIe siècle, le mécanisme qui confine les anneaux étroits n’est pas bien compris. À l'origine, les scientifiques supposaient que chaque anneau étroit était encadré par des lunes « bergères », assurant sa stabilité[28]. Mais, en 1986, la sonde Voyager 2 ne découvrit qu’un seul exemple de tels bergers : Cordélia et Ophélie autour de l’anneau ε[50].
+Uranus, la septième planète du Système solaire, possède vingt-sept satellites naturels connus[32]. Ces satellites tirent leurs noms des personnages des œuvres de William Shakespeare et Alexander Pope[75]. William Herschel découvrit les deux premières lunes, Titania et Obéron en 1787 tandis que les autres lunes en équilibre hydrostatique furent découvertes par William Lassell en 1851 (Ariel et Umbriel) et Gerard Kuiper en 1948 (Miranda)[75]. Les autres lunes furent découvertes après 1985, pour certaines durant le survol de Voyager 2, et pour les autres par des télescopes au sol[32],[50].
+Les satellites d'Uranus sont divisés en trois groupes : treize satellites intérieurs, cinq satellites majeurs et neuf satellites irréguliers. Les satellites intérieurs sont de petits corps sombres, qui ont des caractéristiques et une origine communes avec les anneaux de la planète. Les cinq satellites majeurs ont une masse suffisante pour être en équilibre hydrostatique, et quatre présentent à la surface des signes d'activité interne, tels que la formation de canyons ou du volcanisme[50]. Le plus grand satellite d'Uranus, Titania, est le huitième plus grand du Système solaire, avec un diamètre de 1 578 km, mais est vingt fois moins massif que la Lune. Les satellites irréguliers d'Uranus ont des orbites elliptiques et fortement inclinées (en majorité rétrogrades), et orbitent à de grandes distances de la planète[32].
+Des études ont montré qu'il serait possible à un quasi-satellite théorique d'Uranus ou de Neptune de le rester pour la durée de vie du Système solaire, moyennant certaines conditions d'excentricité et d'inclinaison[76]. De tels objets n'ont cependant pas encore été découverts.
+La magnitude apparente d’Uranus évolue entre +5,3 et +6,0[77], limite de la magnitude observable à l'œil nu. Ainsi, avec un ciel parfaitement sombre et dégagé, il est possible de la voir à l’œil nu, comme une étoile très peu lumineuse. C'est d'ailleurs en cataloguant des étoiles allant jusqu'à la limite de visibilité à l'œil nu que John Flamsteed l'inventoria plusieurs fois, chaque fois sous des appellations différentes, dont la plus connue est 34 Tauri. Depuis la Terre, la planète possède un diamètre angulaire compris entre 3,3 et 4,1 secondes d’arc[78] selon que sa distance à la Terre varie de 3,16 à 2,58 milliards de kilomètres, et est facilement distinguable avec des jumelles. Avec un télescope de plus de 30 cm de diamètre, Uranus apparaît comme un disque bleu pâle dont l’obscurcissement du limbe est visible. Ses plus grands satellites, Titania et Obéron, peuvent être perçus[79].
+Jusqu'en 2007, Uranus s'est approchée de son équinoxe et une activité nuageuse s’y est développée[80],[81]. La majeure partie de cette activité ne peut pas être perçue autrement qu’avec le télescope spatial Hubble ou de grands télescopes munis d’optique adaptative. Cependant, certains phénomènes pourraient être suffisamment brillants pour être vus à l’aide de télescopes amateurs suffisamment grands. En 2006, une tache sombre a été détectée dans les longueurs d’onde visibles par Hubble.
+L'exploration d'Uranus n'a été accomplie que par la sonde spatiale Voyager 2 et aucune autre expédition n'est prévue avant l'an 2030 au plus tôt[82]. C'est le 24 janvier 1986 que la sonde atteint sa position la plus proche d'Uranus. Voyager 2 découvre dix nouveaux satellites naturels d'Uranus. Elle étudie son atmosphère, unique en raison de l'inclinaison de son axe de rotation sur le plan de l'orbite de 97,77°, et examine son système d'anneaux.
+La possibilité d'envoyer l'orbiteur Cassini jusqu'à Uranus a été évaluée au cours d'une phase de planification de la mission d'extension en 2009. Il aurait fallu une vingtaine d'années pour arriver près du système uranien après le départ de Saturne[83].
+La mission « Uranus orbiter and probe » a été recommandée pour la période 2013-2022[84][source insuffisante].
+La formation des géantes glacées, Neptune et Uranus, s'est avérée difficile à modéliser avec précision. Les modèles actuels suggèrent que la densité de matière dans les régions extérieures du système solaire était trop faible pour permettre la formation de ces grands corps avec la méthode traditionnellement acceptée d'accrétion de base. Différentes hypothèses ont été avancées pour expliquer leur création.
+La première est que les géantes de glace n'ont pas été créés par accrétion de base, mais que des instabilités dans le disque protoplanétaire originel ont plus tard fait partir au loin leurs atmosphères par la radiation d'une étoile massive proche de type OB[39].
+Un autre concept est qu'elles se sont formées plus près du Soleil, où la densité de matière est plus élevée, et qu'elles ont ensuite migré vers leurs orbites actuelles, après le retrait du disque protoplanétaire gazeux[85]. Cette hypothèse de la migration après la formation est actuellement favorisée, en raison de sa capacité à mieux expliquer l'occupation des populations de petits objets observés dans la région trans-neptunienne. Le courant le plus largement accepté des explications sur les détails de cette hypothèse est connu sous le nom de modèle de Nice, qui explore l'effet d'une migration d'Uranus et des autres planètes géantes sur la structure de la ceinture de Kuiper[86].
+En astrologie, la planète Uranus () est l'astre associé au Verseau. Depuis, Uranus est associée à la couleur cyan et à l'électricité, la couleur bleu électrique étant associée au signe du Verseau[87].
+« Uranus, le magicien » est le 6e et avant-dernier mouvement de l'œuvre pour grand orchestre Les Planètes, composée et écrite par Gustav Holst entre 1914 et 1916[88].
+L'opération Uranus fut une opération militaire soviétique couronnée de succès durant la Seconde Guerre mondiale, qui a consisté à reprendre la ville assiégée de Stalingrad.
+Dans le poème de John Keats « On First Looking into Chapman's Homer », les deux vers « Then felt I like some watcher of the skies / When a new planet swims into his ken » (« Alors je me suis senti comme un observateur des cieux / Quand une nouvelle planète nage dans son horizon »), sont une référence à la découverte d'Uranus par Herschel[89].
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+Vénus est une des quatre planètes telluriques du Système solaire. Elle est la deuxième planète par ordre d'éloignement au Soleil, et la sixième par masse ou par taille décroissantes.
+La planète Vénus a été baptisée du nom de la déesse Vénus de la mythologie romaine.
+La planète Vénus est le troisième astre en termes de magnitude apparente, après le soleil et la lune. Elle a donc attiré l'attention des premiers astronomes.
+Vénus apparaît tantôt le matin (Astre du matin), tantôt le soir (Astre du soir), de nombreuses cultures et civilisations ont d'abord pensé à deux astres différents[1].
+Les anciens Égyptiens voyaient deux astres distincts, une étoile du matin et une étoile du soir. L'étoile du matin était appelée Tioumoutiri et l'étoile du soir Ouaiti[2].
+les Babyloniens semblent avoir compris très tôt que les « étoiles du matin et du soir » étaient le même objet céleste. C'est ce que l'on déduit d'un sceau-cylindre de la période de Djemdet Nasr et la tablette d'Ammisaduqa de la première dynastie de Babylone[3] [4].
+La civilisation babylonienne considérait la planète Vénus comme la représentation de la déesse Ninsi'anna (« dame divine, illumination du ciel » du fait de sa luminosité). Plus tard, elle sera nommée Dilbat[5].
+Les Chinois ont historiquement appelé la Vénus du matin « Grande Blanche » (Tài-bái 太白) ou « Ouvreuse de la Luminosité » (Qǐ-míng 啟明), et la Vénus du soir comme « Excellente de l'Ouest » (Cháng-gēng 長庚)[7].
+En chinois, la planète est appelée Jīn-xīng (金星), la planète dorée de l'élément métallique[réf. nécessaire].
+Ptolémée a émis l'hypothèse dans son traité d'astronomie Almageste que Mercure et Vénus sont situées entre le Soleil et la Terre.
+Les Mayas considéraient Vénus comme le corps céleste le plus important après le Soleil et la Lune. Ils l'ont appelé Chac ek ou Noh Ek, signifiant « la grande étoile » et savaient qu'elle n'était qu'un seul astre[8],[9].
+Les cycles de Vénus faisaient l'objet d'un calendrier retrouvé dans le Codex de Dresde et les Mayas suivaient les apparitions et conjonctions de Vénus[10],[11]. Ce calendrier reposait notamment sur leur observation que cinq périodes synodiques de la planète correspondent à huit années terrestres, cause du « pentagramme de Vénus »[2].
+Les astronomes modernes remettent en question l'observation des transits par les astronomes médiévaux arabes, ceux-ci ayant été potentiellement confondus avec des taches solaires[18],[20].
+Vénus est connue sous le nom de Kejora en indonésien et en malais[réf. nécessaire].
+Le physicien italien Galilée invente la lunette astronomique en 1609. En mai 1610, il se tourne vers la planète Vénus et constate qu'elle présente des phases, comme la Lune[23],[24]. Il note que Vénus est la planète la plus éloignée du Soleil dans le ciel ; elle montre une phase semi-éclairée, et lorsqu'elle est la plus proche du Soleil dans le ciel, elle apparaît comme un croissant ou une phase complète[23]. Il en déduit que cela ne pourrait être possible que si Vénus était en orbite autour du Soleil. Ce fut l'une des premières observations contredisant clairement le modèle géocentrique deClaude Ptolémée selon lequel le système solaire centré sur la Terre[25],[26].
+Le transit de Vénus en 1639 avait été prédit avec précision par Jeremiah Horrocks puis observé par lui et son ami, William Crabtree, dans leurs maisons respectives, le 4 décembre 1639 (soit le 24 novembre selon le calendrier julien utilisé à cette époque)[27]. Si l'on considère les observations des astronomes arabes comme contestées, il s'agit donc des premiers hommes à avoir observé un transit de Vénus[28].
+1645 : première observation d'un satellite supposé de Vénus, ultérieurement dénommé Neith. Les observations et discussions se poursuivront jusqu'en 1884, mais l'existence de Neith sera réfutée en 1887[29].
+1666 : Cassini estime à 23 heures 15 minutes la période de rotation de Vénus[29].
+Vers 1726, Francesco Bianchini observe, ou croît observer, grâce à une lunette particulièrement puissante des tâches sur la surface de la planète indiquant des étendues similaires aux mers lunaires[30]. Il réalise ainsi le premier planisphère de Vénus[30],[29].
+L'atmosphère de Vénus a été découverte en 1761 par le polymathe russe Mikhail Lomonosov puis observée en 1792 par l'astronome allemand Johann Schröter[31],[32]. Schröter a découvert que lorsque la planète était un mince croissant, ses pointes s'étendaient sur plus de 180°. Il a donc supposé que cela était dû à la dispersion de la lumière du soleil dans une atmosphère dense[33]. Plus tard, l'astronome américain Chester Lyman a observé un anneau complet autour de la planète alors qu'elle était à une conjonction inférieure, fournissant des preuves supplémentaires d'une atmosphère[34].
+1761, 1769, 1874, 1882 : grandes expéditions à travers le monde pour observer les transits suivants afin de mesurer la parallaxe du Soleil. Études de l'atmosphère vénusienne, lors des deux derniers de ces transits[29].
+L'atmosphère a compliqué les efforts pour déterminer une période de rotation pour la planète, des observateurs tels que Giovanni Cassini et Schröter l'ayant incorrectement estimée à environ 24 heures du fait de ses marques de mouvement sur la surface de la planète[35].
+En 1890, Schiaparelli et d'autres optent pour une rotation de 225 jours environ, ce qui aurait correspondu à une rotation synchrone avec le Soleil[36],[29].
+Le disque de Vénus, caché par une épaisse athmosphère, ne donnait aucune indication sur sa surface. Il a fallu attendre le développement des observations spectroscopiques, radar et ultraviolettes pour obtenir plus d'informations.
+Années 1900 : les observations spectroscopiques ont donné les premiers indices sur la rotation vénusienne. Vesto Slipher a essayé de mesurer le décalage Doppler de la lumière de Vénus, mais a constaté qu'il ne pouvait détecter aucune rotation. Il en a déduit que la planète devait avoir une période de rotation beaucoup plus longue qu'on ne le pensait auparavant[37].
+Années 1920 : les premières observations ultraviolettes. Frank E. Ross a a constaté que les photographies ultraviolettes révélaient d'importants détails absents dans  le rayonnement visible et infrarouge. Il a suggéré que cela était dû à une atmosphère inférieure dense et jaune avec de hauts nuages de cirrus[38].
+Années 1950 : on découvrit que la rotation était rétrograde.
+Années 1960 : les observations radar de Vénus, effectuées pour la première fois, ont fourni les premières mesures de la période de rotation, proches de la valeur connue soixante ans plus tard[39].
+Années 1970 : les observations radar ont révélé pour la première fois des détails de la surface vénusienne. Des impulsions d'ondes radio ont été diffusées sur la planète en utilisant le radio-télescope de 300 mètres à l'Observatoire Arecibo et les échos ont révélé deux régions hautement réfléchissantes, désignées Alpha Regio et Beta Regio. Les observations ont également révélé une région brillante attribuée à une montagne, qui a été appelée Maxwell Montes[40].  Ces trois caractéristiques sont désormais les seules sur Vénus à ne pas avoir de prénom féminin[41].
+La distance de Vénus au Soleil est comprise entre 0,718  et   0,728 UA, avec une période orbitale de 224,7 jours. Vénus est une planète tellurique, comme le sont également Mercure, la Terre et Mars. Elle possède un champ magnétique très faible et n'a aucun satellite naturel. Elle et Uranus sont les deux seules planètes du Système solaire dont la rotation est rétrograde. De plus, elle est la seule ayant une période de rotation (243 jours) supérieure à sa période de révolution. Vénus présente en outre la particularité d'être quasiment sphérique — son aplatissement peut être considéré comme nul — et de parcourir l'orbite la plus circulaire des planètes du Système solaire, avec une excentricité orbitale de 0,0068 (contre 0,0167 pour la Terre).
+Vénus est presque aussi grande que la Terre — son diamètre représente 95 % de celui de notre planète — et a une masse équivalente aux quatre cinquièmes de celle de la Terre. Sa surface est dissimulée sous d'épaisses couches de nuages très réfléchissants qui lui confèrent un albédo de Bond de 0,75 et une magnitude apparente dans le ciel pouvant atteindre -4,6, valeur dépassée uniquement par la Lune et le Soleil. Étant plus proche du Soleil que la Terre, elle présente des phases au même titre que la Lune et Mercure selon sa position relative par rapport au Soleil et à la Terre, son élongation ne dépassant jamais 47,8°.
+L'atmosphère de Vénus est la plus épaisse de celle de toutes les planètes telluriques, avec une pression au sol atteignant 9,3 MPa (91,8 atm) au niveau de référence des altitudes vénusiennes. Cette atmosphère est composée d'environ 96,5 % de dioxyde de carbone et 3,5 % d'azote, avec de faibles concentrations de dioxyde de soufre et de divers autres gaz. Elle contient d'épaisses couches nuageuses opaques constituées de gouttelettes de dioxyde de soufre et d'acide sulfurique surmontées d'une brume de cristaux de glace d'eau qui donne à la planète son aspect laiteux lorsqu'on l'observe depuis l'espace. Ces nuages réfléchissent l'essentiel du rayonnement solaire, de sorte que la puissance solaire parvenant au sol sur Vénus représente moins de 45 % de celle reçue au sol sur Terre, et est même inférieure d'un quart à celle reçue à la surface de la planète Mars[42].
+L'atmosphère de Vénus est près de cent fois plus massive que celle de la Terre et possède une dynamique propre, indépendante de la planète elle-même, avec une super-rotation dans le sens rétrograde en quatre jours terrestres, ce qui correspond à une vitesse linéaire au sommet des nuages d'environ 100 m/s (360��km/h) par rapport au sol. Compte tenu de sa composition et de sa structure, cette atmosphère génère un très puissant effet de serre à l'origine des températures les plus élevées mesurées à la surface d'une planète du Système solaire : près de 740 K (environ 467 °C) en moyenne à la surface — supérieures à celles de Mercure, pourtant plus proche encore du Soleil, où les températures culminent à 700 K (environ 427 °C) — et ceci bien que l'atmosphère ne laisse passer que le quart de l'énergie solaire incidente.
+À cette pression (9,3 MPa) et à cette température (740 K), le CO2 n'est plus un gaz, mais un fluide supercritique (intermédiaire entre gaz et liquide), d'une masse volumique voisine de 65 kg/m3.
+La topographie de Vénus présente peu de reliefs élevés, et consiste essentiellement en de vastes plaines a priori volcaniques géologiquement très jeunes — quelques centaines de millions d'années tout au plus. De très nombreux volcans ont été identifiés à sa surface — mais sans véritables coulées de lave, ce qui constitue une énigme — ainsi que des formations géologiques, parfois uniques dans le Système solaire telles que coronae, arachnoïdes et farra, attribuées à des manifestations atypiques de volcanisme. En l'absence de tectonique des plaques identifiée à la surface de la planète, on pense que Vénus évacue sa chaleur interne périodiquement lors d'éruptions volcaniques massives qui remodèlent entièrement sa surface, ce qui expliquerait que celle-ci soit si récente. Entre ces épisodes de volcanisme global, le refroidissement de la planète serait trop lent pour entretenir un gradient thermique suffisant dans la phase liquide du noyau pour générer un champ magnétique global par effet dynamo[43].
+Par ailleurs, des mesures d'émissivité à 1,18 µm réalisées en 2008[44] ont suggéré une relative abondance des granites et autres roches felsiques sur les terrains les plus élevés — qui sont généralement les plus anciens — de la planète, ce qui impliquerait l'existence passée d'un océan global assorti d'un mécanisme de recyclage de l'eau dans le manteau susceptible d'avoir produit de telles roches. À l'instar de Mars, Vénus aurait ainsi peut-être connu, il y a plusieurs milliards d'années, des conditions tempérées permettant l'existence d'eau liquide en surface, eau aujourd'hui disparue — par évaporation puis dissociation photochimique dans la haute atmosphère — au point de faire de cette planète l'une des plus sèches du Système solaire.
+Vénus est l'une des quatre planètes telluriques du système solaire, ce qui signifie qu'elle possède un corps rocheux comme la Terre. Elle est similaire à la Terre en taille et en masse, et est souvent décrite comme la «sœur» ou «jumelle» de la Terre[45],[46]. Son diamètre vaut 95 % de celui de la Terre, et sa masse un peu plus de 80 %[47]. Néanmoins, si sa géologie est sans doute proche de celle de la Terre, les conditions qui règnent à sa surface diffèrent radicalement des conditions terrestres[48]. Vénus est notamment la planète la plus chaude du Système solaire[49]. Les phénomènes géologiques affectant la croûte vénusienne semblent également spécifiques à cette planète.
+Vénus possède une atmosphère extrêmement dense. Elle se compose majoritairement de dioxyde de carbone (CO2) à 96,5 % et d'une faible quantité de diazote à 3,5 %[50]. Cette atmosphère est occupée par d'épais nuages de dioxyde de soufre[51]. La masse de son atmosphère est 93 fois supérieure à celle de la Terre, tandis que la pression à sa surface est environ 92 fois supérieure à celle de la Terre[52] - une pression équivalente à celle ressentie à une profondeur de près de 1 km sous la mer sur Terre. La densité en surface est de 65 kg/m3, ce qui représente 50 fois la densité de l'atmosphère terrestre à 293 K (20 °C) au niveau de la mer[52]. Cette atmosphère riche en dioxyde de carbone génère le plus fort effet de serre du système solaire, créant des températures de surface d'environ 735 K (462 °C)[53],[54]. Ainsi, la surface de Vénus est plus chaude que celle de Mercure, qui a une température de surface minimale de 53 K (- 220 °C) et maximale de 700 K pour la face exposée au soleil le plus longtemps (427 °C)[55],[56], bien que Vénus soit environ deux fois plus éloignée du Soleil et ne reçoive donc qu'environ 25 % de l'irradiance solaire de Mercure d'après la loi en carré inverse[57].
+Des études ont suggéré qu'il y a des milliards d'années l'atmosphère de Vénus ressemblait à celle entourant la Terre et qu'il pouvait y avoir des quantités importantes d'eau liquide à la surface[58]. Cependant, après une période pouvant s'étendre de 600 millions à plusieurs milliards d'années, un effet de serre grandissant a été causé par l'évaporation de cette eau originellement présente et aboutissant finalement au niveau critique actuel de gaz à effet de serre dans l'atmosphère[59].
+L'existence de la foudre dans l'atmosphère de Vénus est controversée[60] depuis les premières hypothèses du programme Veneraprogramme Venera soviétique[61],[62],[63].
+En 2006 et 2007, Venus Express a détecté des ondes de plasma, signature de la foudre[64]. Leur apparition intermittente suggère une association avec l'activité météorologique. D'après ces mesures, le taux de foudre serait d'au moins la moitié de celui de la Terre[65]. Cependant, d'autres instruments n'ont pas détecté de foudre.
+L'origine de la foudre reste également incertaine[66],[67].
+En décembre 2015 (et dans une moindre mesure en avril et mai 2016), des chercheurs travaillant sur la mission japonaise Akatsuki ont observé des formes d'arc dans l'atmosphère de Vénus. Cela a été considéré comme une preuve de l'existence des plus grandes ondes de gravité stationnaires du système solaire découvertes à ce jour[68],[69],[70].
+L'atmosphère vénusienne peut se diviser sommairement en trois parties : la basse atmosphère, la couche nuageuse et la haute atmosphère[71],[72].
+La basse atmosphère se situe entre 0  et   48 km d’altitude et est relativement transparente.
+La composition de la basse atmosphère est décrite dans le tableau ci-dessous[73]. Le dioxyde de carbone y domine largement, le gaz secondaire étant l'azote. Tous les autres sont des constituants mineurs (~300 ppm en tout)[74].
+L'effusivité thermique et le transfert de chaleur par les vents dans la basse atmosphère signifient que la température de la surface de Vénus ne varie pas de manière significative entre les hémisphères éclairé et obscur malgré la rotation extrêmement lente de la planète[75]. Les vents de surface sont lents, se déplaçant à quelques kilomètres par heure, mais en raison de la forte densité de l'atmosphère en surface, ils exercent une force importante contre les obstacles. Cette force, à elle seule rendrait difficile le déplacement d'un être humain[76].
+Au-dessus des couches denses de CO2 se trouvent, entre 45 km et 70 km de la surface[77], des couches de nuages épais d'acide sulfurique sous forme de gouttelettes, formé de dioxyde de soufre et d'eau (état solide et gazeux) par une réaction chimique entraînant l'hydrate d'acide sulfurique[57].
+L'atmosphère contient aussi environ 1% de chlorure ferrique[78],[79].
+D'autres constituants possibles pour la composition de ces nuages sont le sulfate de fer, le chlorure d'aluminium et le pentoxyde de phosphore.
+Ces nuages réfléchissent environ 90% de la lumière solaire dans l'espace, empêchent l'observation visuelle de la surface de Vénus[80]. Ceux-ci sont également la cause de sa brillance dans le ciel terrestre[81]. Cette couverture nuageuse permanente signifie que bien que Vénus soit plus proche que la Terre du Soleil, elle reçoit moins de lumière solaire au sol car seulement 5 % des rayons y parviennent[82].
+Cette couche se subdivise en trois sous-couches[71] :
+Les vents violents de plus de 300 km/h qui entraînent les plus hauts nuages font le tour de Vénus en quatre à cinq jours terrestres[84]. Ces vents se déplacent jusqu'à soixante fois la vitesse de la rotation de la planète (par comparaison, les vents les plus rapides de la Terre n'ont qu'une vitesse de rotation de 10 à 20% de la vitesse de rotation terrestre)[85].
+Bien que les conditions de surface sur Vénus ne soient pas propices à la vie, certains spéculent sur la possibilité de vie dans les couches supérieures des nuages de Vénus (où les températures varient entre 30 et 80 °C, ou 303 et 353 °K), malgré un environnement acide[86],[87],[88].
+Bien que Vénus n'ait pas de saisons en tant que telles, les astronomes ont identifié en 2019 une variation cyclique de l'absorption du rayonnement solaire par l'atmosphère, probablement causée par des particules opaques en suspension dans les nuages supérieurs. La variation provoque des changements observés dans la vitesse des vents de Vénus, et semble augmenter et diminuer avec le cycle de taches solaires du soleil s'écoulant sur onze ans[89].
+La haute atmosphère se situe entre 68  et   90 km d’altitude. Elle est principalement composée de dioxyde de carbone qui y est majoritaire à plus de 96 % ; le reste étant principalement du diazote (~3,5 %). On trouve aussi des traces de monoxyde de carbone[57].
+En 2007, Venus Express a découvert l'existence d'un vortex atmosphérique double au pôle sud[90],[91].
+En 2011, Venus Express a également découvert l'existence d'une couche d'ozone dans les hautes couches de l'atmosphère de Vénus[92]. Cependant, cette couche étant très faible, on considère que Vénus ne possède aucune stratosphère[54].
+En janvier 2013, l'ESA rapporte que l'ionosphère de Vénus ruisselle vers l'extérieur d'une manière similaire à celle de la queue d'une comète[93],[94].
+La surface vénusienne a fait l'objet de spéculations, du fait de ses épais nuages renvoyant la lumière visible, jusqu'à ce que l'envoi de sonde spatiales ne permette de l'étudier. Les missions Venera en 1975 et 1982 ont renvoyé des images d'une surface couverte de sédiments et de roches relativement anguleuses[97]. La surface a été cartographiée en détail par Magellan en 1990–91[98],[99]. Le sol montre des signes de volcanisme important, et le soufre relevé dans l'atmosphère semble indiquer des éruptions récentes[100],[101].
+Vénus ayant un aplatissement nul, les altitudes y sont définies par rapport au rayon moyen volumétrique de la planète, qui vaut 6 051,8 km. C'est une planète au relief assez peu accidenté : les quatre cinquièmes de sa surface sont recouverts de plaines volcaniques à faible pente[102]. La surface vénusienne est principalement occupée à hauteur de 70 % par de vastes plaines sans grand relief[102]. Baptisées planitiae en géomorphologie planétaire, les principales d'entre elles sont Atalanta Planitia, Guinevere Planitia ou encore Lavinia Planitia. Elles sont parsemées  de cratères[103]. Ces plaines, de nature a priori volcanique, se creusent par endroits jusqu'à 2 900 m sous le niveau moyen de la surface, au niveau de dépressions couvrant environ un cinquième de la surface de la planète. Les 10% de plaines restantes sont lisses ou lobées[104].
+Les plateaux (aussi appelés Hautes Terres "Highlands"), reliefs élevés parfois comparés aux continents terrestres[105], représentent ainsi moins de 15 % de la surface de la planète (contrairement aux 30% de surface occupées par des continents sur Terre)[105]. Deux sont particulièrement remarquables par leurs dimensions, l'un se trouvant dans l'hémisphère nord de la planète et l'autre juste au sud de l'équateur :
+D'autres régions élevées, de moindre importance, existent également. C'est le cas d’Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis qui s'agencent dans toutes les directions avec une altitude moyenne de 1  à   2 km ; ou encore de Beta Regio, remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations volcaniques dont certains sommets, récents, dépasseraient 5 000 m d'altitude. Avec l'Ovda Regio et les Maxwell Montes, du nom de James Clerk Maxwell, ce sont les seules caractéristiques de la surface vénusienne à être nommées d'après un nom masculin, avant l'adoption du système actuel par l'Union astronomique internationale[108]. La nomenclature planétaire actuelle est de nommer les  caractéristiques vénusiennes d'après des femmes historiques et mythologiques[109].
+La planète a peu de cratères d'impact, ce qui montre que la surface est relativement jeune, vieille d'environ 300 à 600 millions d'années[110],[111]. Vénus possède des caractéristiques de surface uniques en plus des cratères d'impact, des montagnes et des vallées que l'on trouve couramment sur les planètes rocheuses. Parmi ceux-ci se trouvent des éléments volcaniques à sommet plat appelés "farra", ressemblants à des pancakes, et dont le diamètre varie de 20 à 50 km et la hauteur de 100 à 1000 mètres. On y trouve aussi des fractures concentriques ressemblant à des toiles d'araignées appelées « arachnoïdes » et des anneaux de fractures parfois entourés d'une dépression, nommées « coronae ». Ces caractéristiques sont d'origine volcanique[112].
+La longitude des caractéristiques physiques de Vénus est exprimée par rapport à son méridien principal. Celui-ci était à l'origine défini comme traversant une tache lumineuse appelée Eve, située au sud d'Alpha Regio[113]. Une fois les missions Venera terminées, le méridien principal a été redéfini pour passer par le pic central du cratère Ariadne[114],[108].
+La température de surface de Vénus varie peu selon les latitudes et longitudes (elle est isotherme). La température est constante non seulement entre les deux hémisphères mais aussi entre l'équateur et les pôles[115],[116]. L'inclinaison de l'axe très faible de Vénus - moins de 3°, contre 23° sur Terre - minimise également les variations saisonnières de température[117]. Ainsi, l'altitude est donc l'un des rares facteurs qui puisse affecter la température vénusienne. Le point culminant de Vénus, Maxwell Montes, est le point le plus froid de Vénus, avec une température d'environ 655 K (380 °C) et une pression atmosphérique de 4.5 MPa (45 bar)[118],[119].
+En 1995, la sonde spatiale Magellan a pris en image une substance très réfléchissante au sommet des plus hauts sommet montagneux, ressemblant à la neige qu'on trouve aux sommets des montages terrestres[120]. Cette substance s'est probablement formée à partir d'un processus similaire à la neige, bien que celui-ci se déroule à une température beaucoup plus élevée. Trop volatile pour se condenser à la surface de la planète, elle se serait ainsi élevée sous forme gazeuse à des altitudes plus élevées pour finalement y précipiter du fait des températures moins élevées. La composition de cette substance n'est pas connue avec certitude, mais il est supposé qu'elle puisse être du tellure ou du galène (sulfure de plomb)[121].
+Une grande partie de la surface vénusienne semble avoir ��té façonnée par l'activité volcanique. Vénus compte beaucoup plus de volcans que la Terre, dont 167 grands volcans de plus de 100 km de diamètre tandis que seul complexe volcanique terrestre ayant au moins ce diamètre est la grande île d'Hawaï[112]. Ceci n'est pas la conséquence d'une plus grande activité volcanique sur Vénus, mais surtout de l'ancienneté de sa croûte. La croûte océanique, sur Terre, est continuellement recyclée par subduction aux limites des plaques tectoniques et a une moyenne d'âge d'environ 100 millions d'années[122] tandis que la surface vénusienne est estimée à 300–600 millions d'années[110] .
+Plusieurs éléments indiquent une activité volcanique en cours sur Vénus. Les concentrations de dioxyde de soufre dans l'atmosphère ont diminué d'un facteur 10 entre 1978 et 1986 puis ont bondi en 2006 avant de, de nouveau, diminuer d'un facteur 10 entre 2006 et 2012[123]. Cela peut signifier que les niveaux avaient augmenté suite à de grandes éruptions volcaniques[124],[125]. Il reste ainsi sur Vénus un volcanisme résiduel, entraînant parfois la présence de lave en fusion au sol[126]. Il a également été suggéré que la foudre vénusienne pourrait provenir de l'activité volcanique, et donc être de la foudre volcanique. En janvier 2020, les astronomes ont rapporté des preuves suggérant que Vénus était actuellement volcaniquement active[127].
+En 2008 et 2009, la première preuve directe d'un volcanisme en cours a été observée par Venus Express, sous la forme de quatre points chauds infrarouges localisés dans la zone de rift Ganis Chasma[128], près du volcan bouclier Maat Mons culminant à 8 km. Trois des taches ont été observées lors de plusieurs orbites successives. Les géologues pensent ainsi que ces taches représentent de la lave fraîchement libérée par des éruptions volcaniques[129],[130]. Les températures réelles ne sont pas connues, car la taille des points chauds n'a pas pu être mesurée, mais devait être contenue dans un intervale de 800 à 1100 K (527 à 980°C) tandis que la température normale est évaluée à 740 K (467 °C)[131].
+D'autres Montes sont remarquables, avec par exemple le volcan bouclier Gula Mons atteignant une altitude de 3 000 m dans l'ouest d'Eistla Regio ou encore Theia Mons et Rhea Mons dans la Beta Regio. Séparés de 800 km, ces deux derniers ont été formés par le panache du manteau lors de l'apparition de Devana Chasma[132].
+Les sondes soviétiques Venera 15 et Venera 16 ont répertorié des cratères d'impact à la surface de Vénus[133]. Il en existe près d'un millier, ceux-ci étant répartis uniformément sur la planète. Sur d'autres corps cratérisés, comme la Terre et la Lune, les cratères montrent une gamme d'états de dégradation. Sur la Lune, la dégradation est causée par des impacts ultérieurs, tandis que sur Terre, elle est causée par l'érosion éolienne et pluviale. Cependant, sur Vénus, environ 85% des cratères sont en parfait état. Le nombre de cratères, ainsi que leur état préservé, indique que la planète a subi un événement de resurfaçage global (c'est-à-dire le renouvellement quasi complet de sa surface) il y a environ 300 à 600 millions d'années[110],[111] suivi d'une décroissance du volcanisme[134]. Aussi, alors que la croûte terrestre est en mouvement continu, Vénus serait incapable de soutenir un tel processus. Sans tectonique des plaques pour dissiper la chaleur de son manteau, Vénus subit plutôt un processus cyclique dans lequel les températures du manteau augmentent jusqu'à atteindre un niveau critique qui affaiblit la croûte. Puis, sur une période d'environ 100 millions d'années, la subduction se produit à grande échelle, recyclant complètement la croûte[112].
+Les cratères vénusiens ont un diamètre pouvant aller de 3 à 280 km. Aucun cratère n'est plus petit que 3 km, en raison de l'atmosphère dense de la planète : les objets n'ayant pas suffisamment d'énergie cinétique sont tellement ralentis par l'atmosphère qu'ils ne créent pas de cratère d'impact[135]. Ainsi les projectiles entrants ayant un diamètre inférieur à 50 mètres se fragmenteront avant d'atteindre le sol[136].
+Sans données sismiques ou connaissance de son moment d'inertie, peu d'informations directes sont disponibles sur la structure interne et la géochimie de Vénus[137].  Cependant, Vénus ressemblant à la Terre par sa taille (6 051 km de rayon contre 6 378 km pour la Terre) et par sa densité (5,26 contre 5,52), plusieurs auteurs supposent que les deux planètes ont une structure interne comparable : un noyau, un manteau et une croûte[138],[139],[140],[141].
+La croûte silicatée, de 20 km d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (moyenne de 6 km), mais plus fine que la croûte continentale terrestre (moyenne de 30 km). La taille de la croûte vénusienne a été déduite des nombreux épanchements de lave constatés autour des cratères d'impact. Cette croûte ne représenterait que 0,34 % du rayon de la planète et les analyses faites par les différentes sondes Venera ont prouvé que le matériau extérieur de Vénus est semblable au granite et au basalte terrestre (roches riches en silice et ferromagnésiennes). Le système de plaques continentales y serait moins complexe que sur Terre : les roches plus plastiques absorbent fortement les effets de la dérive des continents. Ainsi, Vénus n'a pas de plaques tectoniques[140] comme celles de la Terre.
+Cette différence fondamentale entre la géologie des deux planètes telluriques les plus ressemblantes peut être attribuée à leur évolution climatique divergente. En effet, le climat vénusien empêche l'eau de se conserver à la surface, desséchant irréversiblement les roches de la croûte. Or, l'eau interstitielle des roches joue un grand rôle dans la subduction sur Terre où elle est conservée dans ses océans. Les roches terrestres contiennent toutes un minimum d'eau résiduelle, ce qui n'est pas le cas dans les conditions du climat à hautes températures de Vénus.
+Vénus posséderait un manteau rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète[142], composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux. Ce manteau pourrait comporter encore aujourd'hui (comme la Terre pendant 2 ou 3 Ga) un océan magmatique (en), d'une épaisseur de 200 à 400 km[143].
+Comme celui de la Terre, le noyau vénusien est au moins partiellement liquide car les deux planètes se sont refroidies à peu près au même rythme[144]. La taille légèrement plus petite de Vénus signifie que les pressions sont inférieures d'environ 24% dans son noyau par rapport à celles régnant le noyau terrestre[145].  La principale différence entre les deux planètes est le manque de preuves d'une tectonique des plaques sur Vénus, peut-être parce que sa croûte est trop dure pour qu'il y ait une subduction sans eau pour la rendre moins visqueuse. Il en résulte que la perte de chaleur est réduite sur la planète, l'empêchant de se refroidir. Cela fournit une explication à son absence de champ magnétique interne[146]. A la place, Vénus pourrait surtout réduire sa chaleur interne lors d'événements de resurfaçage majeurs[110].
+Le noyau de Vénus serait constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus[142]. Mais cela reste spéculatif car, contrairement à la Terre, il n'y a pas eu de mesures sismiques. Il n'est pas impossible que le noyau de Vénus soit entièrement liquide. Certains indices pourraient aller dans ce sens, comme le très faible champ magnétique.
+En 1967, Venera a découvert que le champ magnétique de Vénus était beaucoup plus faible que celui de la Terre[147],[148] . Ce champ magnétique est créé par une interaction entre la ionosphère et le vent solaire[149] plutôt que par un effet dynamo interne comme dans le noyau terrestre[150],[151]. La magnétosphère presque inexistante de Vénus offre une protection négligeable de l'atmosphère contre le rayonnement cosmique. Il traîne dans le sillage de ce champ une queue de plasma longue de 45 millions de kilomètres, observée pour la première fois par la sonde SoHO en 1997.
+L'absence d'un champ magnétique intrinsèque à Vénus fut surprenant au moment de cette découverte, la grande similarité de la planète avec la Terre laissant présager un effet dynamo dans son noyau. Pour qu'il y ait une dynamo, il est nécessaire qu'il y ait présence d'un liquide conducteur, d'une rotation et d'une convection. On pense que le noyau est électriquement conducteur et, bien qu'elle soit très lente, les simulations montrent que la rotation de Vénus est suffisante pour produire une dynamo[152],[153]. Cela implique qu'il manque une convection dans le noyau de Vénus pour faire apparaître la dynamo[154].
+Sur Terre, la convection se produit dans la couche externe liquide du noyau car le bas de la couche liquide est beaucoup plus élevé en température que le haut. Sur Vénus, un des événements de resurfaçage global peut avoir arrêté la tectonique des plaques et conduit à une baisse flux de chaleur à travers la croûte. Ce plus faible gradient thermique entraînerait une augmentation de la température du manteau, réduisant ainsi le flux de chaleur hors du noyau[147]. En conséquence, aucune convection n'est réalisée pour entraîner un champ magnétique. Au lieu de cela, la chaleur du noyau est utilisée pour réchauffer la croûte[155].
+D'autres possibilités sont que Vénus n'ait pas de noyau interne solide, limitant grandement la séparation des divers constituants et impuretés, et de là les mouvements internes du fluide métallique du noyau qui génèrent le champ magnétique[156], ou que son noyau ne se refroidisse pas, de sorte que toute la partie liquide du noyau est à peu près à la même température, empêchant une nouvelle fois toute convection. Une autre possibilité est que son noyau s'est déjà complètement solidifié. L'état du noyau dépend fortement de sa concentration de soufre, qui est actuellement inconnue et empêche donc de lever les incertitudes[155]. Malgré son faible champ magnétique, des aurores ont été observées[157].
+La faible magnétosphère autour de Vénus signifie que le vent solaire interagit directement avec les couches supérieures de son atmosphère. À cet endroit, des ions hydrogène et oxygène sont créés par la dissociation de molécules neutres par le rayonnement ultraviolet. Le vent solaire fournit alors une énergie suffisante pour que certains de atteignent une vitesse permettant d'échapper au champ de gravité de Vénus. Ce processus d'érosion entraîne une perte constante d'ions de faible masse (hydrogène, hélium et oxygène) dans l'atmosphère, tandis que les molécules de masse plus élevée, telles que le dioxyde de carbone, sont plus susceptibles d'être retenues. L'érosion atmosphérique par le vent solaire a probablement entraîné la perte de la plupart de l'eau de Vénus au cours du premier milliard d'années après sa formation[158].  L'érosion a également augmenté la proportion de l'isotope deutérium par rapport à l'hydrogène protium sans neutron (donc de masse inférieure et plus facilement emporté), aboutissant à un ratio de deutérieum sur protium dans l'atmosphère supérieur à 100 fois au reste du système solaire[159].
+Par sa taille et sa masse, Vénus est très similaire à la Terre et a souvent été décrite comme la sœur jumelle de cette dernière[160]. Les deux planètes sont semblables, autant par les aspects physiques qu'orbitaux :
+Certains spécialistes ont longtemps pensé que, sous ses nuages denses, Vénus pourrait être très similaire à la Terre et peut-être même abriter la vie. Certaines études émettent l'hypothèse qu'il y a quelques milliards d'années, Vénus aurait été bien plus semblable à la Terre qu'elle ne l'est actuellement[161]. Il y aurait eu probablement des quantités importantes d'eau à sa surface. Cette eau se serait évaporée à la suite d'un important effet de serre[162]
+Vénus orbite autour du Soleil à une distance moyenne d'environ 108 millions de kilomètres (0,7 AU) et complète une orbite tous les 224,7 jours terrestres, soit environ 1,6 fois plus vite que la Terre[166]. Bien que toutes les orbites planétaires soient elliptiques, l'orbite de Vénus est celle qui est la plus proche d'une orbite circulaire, avec une excentricité inférieure à 0,01[166],[167].  Lorsque Vénus se situe entre la Terre et le Soleil en conjonction inférieure, elle a la distance à la Terre la plus faible de toutes les planètes en conjonction inférieure, à une distance moyenne de 41 millions de kilomètres. Cependant, en moyenne, c'est Mercure et non Vénus la planète la plus proche de la Terre du fait de sa plus faible distance au Soleil[168],[169]. La planète atteint en moyenne sa conjonction inférieure tous les 584 jours, ce qu'on appelle sa période synodique[166].
+Toutes les planètes du système solaire tournent autour du Soleil dans le sens antihoraire vu depuis le pôle nord de la Terre. Aussi, la plupart des planètes tournent également sur leurs axes dans le sens antihoraire/direct. Ce n'est pas le cas de Vénus (on peut également citer Uranus), qui tourne dans le sens horaire : on parlera de rotation rétrograde. Sa période de rotation est de 243 jours terrestres — la rotation la plus lente de toutes les planètes du système solaire[167]. Celle-ci n'est connue que depuis 1962, date à laquelle des observations radar menées par le Jet Propulsion Laboratory ont permis d'observer la surface de la planète au travers de l'épaisse atmosphère[170].
+Un jour sidéral vénusien dure donc plus longtemps qu'une année vénusienne (243 contre 224,7 jours terrestres)[171]. Du fait de cette rotation rétrograde, un observateur à la surface de Vénus verrait le Soleil se lever à l'ouest et se coucher à l'est[172]. En pratique, les nuages opaques de Vénus empêchent d'observer le Soleil depuis la surface de la planète[173].
+En raison de la rotation rétrograde, la durée d'un jour solaire sur Vénus est significativement plus courte que le jour sidéral, durant 116,75 jours terrestres, alors qu'ils sont plus longs pour les planètes avec une rotation dans le sens direct[174]. Une année vénusienne représente donc environ 1,92 jours solaires vénusiens[175] et les journées et les nuits vénusiennes s'étendent sur près de deux mois terrestres : 58 j 9 h.
+Parce que sa rotation est si lente, Vénus est très proche d'une sphère avec un aplatissement presque nul[176]. Aussi, l'équateur de Vénus tourne à 6,52 km/h tandis que celui de la Terre tourne à 1674 km/h[177]. La rotation de Vénus a ralenti pendant les 16 ans s'étant écoulés entre les visites des véhicules spatiaux Magellan et Venus Express : le jour sidéral vénusien a augmenté de 6,5 minutes dans ce laps de temps[178],[179].
+Les causes de la rotation rétrograde de Vénus sont encore mal comprises et elle peut s'être formée à partir de la nébuleuse solaire avec une période de rotation et une obliquité différentes de celles qu'elle connaît actuellement. L'explication la plus souvent avancée est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes du Système solaire[180],[181],[182].
+Une autre explication met en jeu l'atmosphère vénusienne qui, du fait de sa forte densité, a pu influencer la rotation de la planète. Des travaux de Jacques Laskar et Alexandre C. M. Correia prenant en compte les effets de marée thermique atmosphérique montrent le comportement chaotique de l'obliquité et de la période de rotation de Vénus[183],[184]. Vénus aurait donc pu évoluer naturellement sur plusieurs milliards d'années vers une rotation rétrograde sans avoir à faire intervenir de collision avec un corps massif. La période de rotation observée aujourd'hui pourrait ainsi être un état d'équilibre entre un verrouillage par effet de marée dû à la gravitation du Soleil, qui a tendance à ralentir la rotation, et une marée atmosphérique créée par le chauffage solaire de l'atmosphère vénusienne épaisse qui l’accélérerait[185],[186]. Il n'est cependant pas possible de savoir si l'obliquité de Vénus est passée brusquement de 0° à 180° au cours de son histoire ou si sa vitesse de rotation s'est ralentie jusqu'à une vitesse nulle pour ensuite devenir négative. Les deux scénarios sont possibles et aboutissent au même état d'équilibre actuel[b].
+Vénus est quasiment en rotation synchrone avec la Terre, de sorte que toutes les fois où Vénus est en conjonction inférieure, Vénus présente presque exactement la même face à la Terre. Cela est dû au fait que l'intervalle moyen de 583,92 jours terrestres entre les approches rapprochées successives de la Terre (période synodique) est presque égal à 5 jours solaires vénusiens (car 583,92/116,75 ≈ 5,0015)[166],[187].
+Ainsi, il a été discuté d'une synchronisation Terre-Vénus. Cependant, ce ratio n'est pas exactement égal à 5, tandis que le verrouillage gravitationnel de la Lune sur la Terre (1:1) ou de celui de la rotation de Mercure sur sa révolution (3:2) sont exacts et stabilisés[188]. Aussi, les forces de marée impliquées dans la synchronisation Vénus-Terre sont extrêmement faibles. L'hypothèse d'une résonance spin-orbite avec la Terre a donc été écartée[189], la synchronisation observée pouvant être une coïncidence uniquement observable à notre époque astronomique[188].
+Vénus ne possède pas de satellites naturels[190]. Elle possède cependant plusieurs astéroïdes troyens : le quasi-satellite 2002 VE68 avec une orbite en fer à cheval[191],[192],[193] et deux troyens temporaires, 2001 CK32[194] et 2012 XE133[195].
+En 1645, Francesco Fontana[196] puis Giovanni Cassini rapportent la présence d'une lune en orbite autour de Vénus, qui a ensuite été nommée Neith[197],[198]. De nombreuses observations ont été rapportées au cours des deux siècles suivants, dont d'astronomes réputés tels que Joseph-Louis Lagrange en 1761, et Johann Heinrich Lambert calcule son orbite en 1773. Cependant, la plupart de ces observations ont ensuite été correctement attribuées à des étoiles voisines ou à des illusions d'optique[197],[199].
+Une étude de modélisation réalisée en 2006 au California Institute of Technology par Alex Alemi et David Stevenson sur l'origine du système solaire montre que Vénus a probablement eu au moins une lune créée par un grand impact cosmique il y a plusieurs milliards d'années[200],[201].  Puis, environ 10 millions d'années plus tard, selon l'étude, un autre impact aurait inversé la direction de rotation de la planète et a provoqué une accélération par effet de marée de la lune vénusienne vers Vénus jusqu'à ce qu'elle entre en collision avec elle[201]. Si des impacts ultérieurs créaient des lunes, celles-ci étaient supprimées de la même manière. Une autre explication du manque de satellites est l'effet de fortes marées solaires, qui peuvent déstabiliser les gros satellites en orbite autour des planètes terrestres intérieures, comme c'est également le cas pour Mercure[202],[203].
+À l'œil nu, Vénus est le troisième objet naturel le plus brillant du ciel (après le Soleil et la Lune)[204],[205]. Elle apparaît comme un point blanc brillant avec une magnitude apparente variant entre -4,6 et -3,7 (moyenne de -4,14 et écart-type de 0,31)[206],[207], et un diamètre apparent compris entre 9,7 et 66 secondes d'arc. La magnitude la plus brillante se produit pendant la phase de croissant environ un mois avant ou après la conjonction inférieure. La planète est suffisamment brillante pour être vue dans un ciel clair en journée[208] mais est plus facilement visible lorsque le soleil est bas à l'horizon ou en train de se coucher. En tant que planète inférieure de la Terre, son élongation (c'est-à-dire l'angle marqué entre la planète et le Soleil dans le ciel terrestre) connaît une valeur maximale, à savoir 47°[209].
+Vénus dépasse la Terre tous les 584 jours en ce qui concerne leur orbite autour du Soleil[210]. Ce faisant, elle passe de "l'étoile du soir", visible après le coucher du soleil, à "l'étoile du matin", visible avant le lever du soleil. À l'inverse de Mercure, l'autre planète inférieure qui possède elle une élongation maximale de 28° et qui est souvent difficile à discerner au crépuscule, Vénus est très facilement visible, surtout lorsqu'elle est à son plus fort. Le crépuscule astronomique (moment où le Soleil est suffisamment sous l'horizon pour qu'il y ait un ciel totalement sombre) étant d'environ 18°, elle peut atteindre jusqu'à un angle de 47-18 = 29° dans un ciel noir et rester visible jusqu'à plusieurs heures après le coucher du soleil[211].
+Ces caractéristiques ont contribué à surnom dans la culture populaire d’« étoile du berger » (quant bien même le terme « étoile » soit impropre car il s'agit d'une planète) car elle peut être facilement visible dans le ciel, ce qui historiquement permettait de guider les gardiens de troupeaux pour aller aux pâturages ou en revenir[212]. En tant qu'objet ponctuel le plus brillant du ciel, Vénus est également communément prise pour un objet volant non identifié[213],[214],[215].
+Au cours de son orbite autour du Soleil, Vénus affiche des phases comme celles de la Lune lorsque vue au télescope[216]. La planète apparaît comme un petit disque "plein" lorsqu'elle est située de l'autre côté du Soleil par rapport à la Terre (à une conjonction supérieure). Vénus montre un disque plus grand et une "phase quart" à ses allongements maximaux par rapport au Soleil, et apparaît alors à son plus brillant dans le ciel nocturne. La planète présente un croissant mince beaucoup plus grand en vue télescopique lorsqu'elle passe le long du côté proche entre la Terre et le Soleil. Enfin, Vénus affiche sa plus grande taille et sa "nouvelle phase" lorsqu'elle se situe entre la Terre et le Soleil (à conjonction inférieure). Son atmosphère est visible au télescope du fait du halo de lumière solaire réfractée autour d'elle[209].
+Leur observation a été faite pour la première fois au début du XVIIe siècle par Galilée à l'aide de sa lunette astronomique. Elles ont été un argument utilisé par ce dernier pour se rallier à la théorie héliocentrique de Copernic[217].
+On appelle « transit de Vénus » le passage de la planète Vénus entre la Terre et le Soleil, où l'ombre de Vénus apparaît devant le disque solaire. L'orbite vénusienne étant légèrement inclinée par rapport à l'orbite terrestre, lorsque la planète passe entre la Terre et le Soleil elle ne traverse généralement pas la face du Soleil. Ainsi, les transits de Vénus se produisent alors lorsque la conjonction inférieure la planète coïncide avec sa présence dans le plan de l'orbite terrestre, plus précisément quand elles croisent la ligne d'intersection de leurs plans orbitaux. Cet événement est rare à l'échelle de temps humaine du fait des critères nécessaires à cette observation : les transits de Vénus se produisent par cycles de 243 ans, le schéma actuel étant des paires de transit séparée de huit ans et se produisant à des intervalles d'environ 105.5 ans ou 121.5 ans[218]. Ce modèle fut découvert pour la première fois en 1639 par l'astronome anglais Jeremiah Horrocks[219].
+Au cours du transit de Vénus, il apparaît un effet d'optique appelé « phénomène de la goutte noire ». Lors du deuxième contact et juste avant le troisième contact, une petite larme noire semble connecter le disque de la planète avec la frontière du limbe solaire, rendant difficile de dater précisément lesdits contacts[220].
+Historiquement, l'observation des transits de Vénus est importante car ils permettaient aux astronomes de déterminer la la valeur de la distance Terre-Soleil (l'unité astronomique) par la méthode de la parallaxe, comme l'a fait Horroks en premier lors du transit de 1639[221]. Le XVIIIe siècle a ainsi vu de grandes expéditions de la part des astronomes européens pour mesurer les deux transits de 1761 et 1769[222],[223], auxquels le nom de l'astronome français Guillaume Le Gentil est resté attaché en raison de la malchance qui l'empêcha d'effectuer les observations auxquelles il avait consacré des années de préparation[224],[225]. Aussi, l'exploration du capitaine Cook de la côte est de l'Australie intervint après qu'il ait navigué jusqu'à Tahiti en 1768 pour observer le transit de Vénus de 1769[226],[227].
+La paire de transits suivante s'est produite en décembre 1874 et décembre 1882. Le transit de 1874[228] a fait l'objet de la plus ancienne expérimentation de film connue, le Passage de Vénus par l'astronome français Pierre Janssen[229],[230].
+La dernière paire de transit s'est produite les 8 juin 2004 et 5-6 juin 2012. Le transit pouvait à cette occasion être regardé en direct sur Internet à partir de nombreux streaming ou observé localement avec le bon équipement et les bonnes conditions[231]. Le prochain transit aura lieu le 11 décembre 2117[232],[233].
+Des observations à l'œil nu de Vénus en journée sont notées dans plusieurs anecdotes et enregistrements.
+L'astronome Edmund Halley a calculé sa luminosité maximale à l'œil nu en 1716, lorsque de nombreux Londoniens ont été alarmés par son apparition en plein jour[234]. L'empereur français Napoléon Bonaparte a été témoin d'une apparition diurne de la planète lors d'une réception au Luxembourg[234].  Une autre observation historique diurne célèbre de la planète a eu lieu lors de la cérémonie d'inauguration pour du second terme du président américain Abraham Lincoln à Washington, DC, le 4 mars 1865[208],[235],[236]. Pendant la Seconde Guerre mondiale, le navire de guerre américain USS Houston (CA-30) tira 250 coups vers le ciel le 9 décembre 1941 (deux jours après l'attaque de Pearl Harbor) pour tenter d'abattre Vénus, la prenant pour un avion ennemi[234],[237].
+Bien que la visibilité à l'œil nu des phases de Vénus soit contestée, il existe des enregistrements d'observations de son croissant[238].
+Le pentagramme de Vénus est le chemin que Vénus trace comme observé depuis la Terre. Il résulte du fait que les conjonctions inférieures successives de Vénus se répètent très près d'un rapport de 13:8 (la Terre faisant 8 révolutions quand Vénus en fait 13), donnant ainsi un angle constant de 144 ° sur les conjonctions inférieures séquentielles, c'est-à-dire à chaque période synodique[239],[c]. Ce ratio est une approximation : en réalité 8/13 vaut 0.61538 tandis que Vénus orbite autour du Soleil en 0,61519 années terrestres[240]. Comme il faut 5 périodes synodiques de Vénus pour former le pentagramme, cela se produit toutes les 8 années terrestres[241].
+Aussi, le pentagramme fut également utilisé comme symbole de Vénus et de la féminité en général, en lien avec la Déesse mère[242].
+Un mystère de longue date des observations de Vénus est la soi-disante lumière cendrée. Il s'agit d'un phénomène lumineux évanescent qui se présenterait sous la forme d'une lueur diffuse à peine discernable éclairant la partie sombre du disque de Vénus lorsque la planète est en phase de croissant[217],[160]. La première observation revendiquée de la lumière cendrée a été faite en 1643, mais l'existence de l'illumination n'a jamais été confirmée de manière fiable. Les observateurs ont émis l'hypothèse que cela pourrait résulter d'une activité électrique dans l'atmosphère vénusienne, mais cela pourrait également être une illusion d'optique, résultant de l'effet physiologique de l'observation d'un objet brillant en forme de croissant[243],[244].
+L'exploration de Vénus à l'aide de sondes spatiales commence au début des années 1960. Une vingtaine d'entre elles ont depuis visité la planète, que ce soit pour de simples survols, pour des séjours plus longs en orbite autour de Vénus, ou encore pour larguer des modules d'observation dans l'atmosphère et à la surface de Vénus.
+La première mission d'envoi de sonde spatiale sur Vénus, et d'une façon générale sur une autre planète que la Terre, commence avec le programme soviétique Venera en 1961[245]. Cependant, ce sont les États-Unis qui connaissent le premier succès avec la mission Mariner 2 le 14 décembre 1962, devenant la première mission interplanétaire réussie de l'histoire, passant à près de 35 km au-dessus de la surface de Vénus et collectant des données sur l'atmosphère de la planète et sa température de surface évaluée à près de  700 K (427 °C). [246],[247]. La sonde ne détecte pas de champ magnétique au voisinage de la planète et met en évidence la quasi-absence d'eau dans l'atmosphère vénusienne[248],[249]. Les informations envoyées par Mariner 2 complètent les observations radar réalisées depuis le sol terrestre la même année, notamment à l'observatoire Goldstone en Californie, qui ont permis d'estimer la période de rotation de la planète, inconnue jusqu'alors[250].
+Le 18 octobre 1967, Venera 4 entre avec succès dans l'atmosphère vénusienne et réalise des expériences. La sonde montre que la température de surface est plus chaude que ce que Mariner 2 avait calculé, à près de 500 °C, détermine que l'atmosphère est composé à 95% de dioxyde de carbone et découvre que l'atmosphère de Vénus était considérablement plus dense que ce que les concepteurs de la sonde n'avaient prévu[251]. La sonde Venera 4 parvient à lancer une capsule vers le sol vénusien, et celle-ci transmit des données sur la composition de l'atmosphère vénusienne jusqu'à une altitude de 24 km. En parallèle, les américains lancent Mariner 5 dont les données seront analysées conjointement avec celles de Venera 4 par une équipe scientifique soviéto-américaine dans une série de colloques au cours de l'année suivante[252], ce qui consistue un premier exemple de coopération spatiale en pleine Guerre Froide[253].
+En 1974, Mariner 10 transite par Vénus lors d'une manœuvre d'assistance gravitationnelle lui permettant de se diriger vers Mercure. La sonde a pu prendre des photographies ultraviolettes des nuages pendant le survol, révélant des vitesses de vent très élevées dans l'atmosphère vénusienne.
+En 1975, les atterrisseurs soviétiques Venera 9 et 10 transmettent les premières images de la surface de Vénus, qui étaient alors en noir et blanc. En mars 1982, les premières images couleur de la surface ont été obtenues par les atterrisseurs soviétiques Venera 13 et 14 à quelques jours d'intervalle[248].
+La NASA obtient des données supplémentaires en 1978 avec le projet Pioneer Venus qui comprend deux missions distinctes : Pioneer Venus Orbiter et Pioneer Venus Multiprobe[254],[255].  Le programme soviétique Venera prend en octobre 1983, lorsque les sondes Venera 15 et 16 sont placées en orbite pour effectuer une cartographie détaillée de 25% du terrain de Vénus (du pôle nord à 30 ° de latitude nord)[256].
+Par la suite, Vénus est de nouveau régulièrement survolée afin de réaliser des maneuvres d'assistance gravitationnelle, notamment Vega 1 et Vega 2 (1985) avant d'aller visiter la Comète de Halley, Galileo (1990) avant d'aller sur Jupiter, Cassini – Huygens (1998) avant d'aller sur Saturne et MESSENGER (2006) avant d'aller sur Mercure. Lors de son survol, la sonde Galileo fait des observations en proche infrarouge[257].
+En orbite pendant 4 ans autour de Vénus, entre 1990 et 1994, la sonde Magellan réalise une cartographie complète et très précise (avec une résolution horizontale inférieure à 100 m) de la surface de la planète. La sonde spatiale a utilisé pour cela un radar, seul instrument capable de percer l'épaisse atmosphère de Vénus. Un relevé altimétrique est également effectué. Cette cartographie détaillée montre un sol remarquablement jeune géologiquement parlant (de l'ordre de 500 millions d'années), la présence de milliers de volcans[248],[258] et une absence de tectonique des plaques telle qu'on la connait sur Terre mais de nouvelles analyses suggèrent que la surface est divisée en blocs rocheux, « ramollis » par la chaleur intense de l'environnement et semblent se déplacer entre eux à la manière des blocs de glace de la banquise terrestre[259].
+La sonde Vénus Express de l'Agence spatiale européenne est lancée en novembre 2005 et a observé Vénus depuis avril 2006 jusqu'au 16 décembre 2014. Elle permet de réaliser plusieurs découvertes importantes dont une possible activité volcanique récente, le ralentissement de sa vitesse de rotation ou encore la présence d'une « queue magnétique »[260].
+En 2007, une mission européenne Venus Entry Probe est prévue pour permettre l'exploration in situ de l'atmosphère vénusienne grâce entre autres à un ballon naviguant à une altitude de 55 km, mais elle n'aboutit finalement pas[261].
+En 2014, des chercheurs de la NASA présentent le projet High Altitude Venus Operational Concept qui vise à établir une colonie humaine installée dans des dirigeables à 50 kilomètres d'altitude où la température n'est que de 75 °C et la pression proche de celle de la Terre[262],[263]. À la fin des années 1960, la NASA avait déjà étudié la possibilité d'utiliser des éléments du programme Apollo afin de réaliser un survol habité de Vénus avec un équipage de trois astronautes qui auraient effectué le voyage aller-retour en une année environ[264].
+En 2016, le programme Institute for Advanced Concepts de la NASA commence à étudier un rover (astromobile), l'Automaton Rover for Extreme Environments, conçu pour survivre longtemps dans les conditions environnementales de Vénus. Il serait contrôlé par un ordinateur mécanique et alimenté par l'énergie éolienne[265].
+Depuis 2016, une sonde de la JAXA, Akatsuki, est sur une orbite très elliptique autour de Vénus[266],[267]. Lancée en 2010 mais arrivée avec cinq ans de retard à cause d'une panne de propulseur lors de son insertion initiale, il s'agit de la seule sonde en orbite autour de Vénus en 2020. Elle a pour objectif de mieux comprendre ce qui a mené la planète à son état actuel, notamment son effet de serre[268]. L'engin a permis de découvrir la présence, à 64 km d'altitude, d'une onde de gravité longue de 10 000 km et 65 km de large, stationnaire par rapport au sol et pouvant perdurer plusieurs jours (contrairement aux ondes de gravité sur Terre qui disparaissent très vite)[269]. Akatsuki a également pris des clichés dans l'infrarouge de la face nocturne de Vénus[270].
+La planète Vénus doit son nom à la déesse Vénus, déesse de l'amour dans la mythologie romaine (assimilée à l'Aphrodite de la mythologie grecque).
+La représentation la plus célèbre de Vénus reste celle de Vincent Van Gogh dans La Nuit étoilée, vue depuis la chambre de son asile du monastère Saint-Paul-de-Mausole à Saint-Rémy-de-Provence en mai 1889[275],[276]. Une étude du ciel au pritemps de 1889 permet de confirmer qu'il s'agit bien de Vénus, entourée de blanc en bas à droite du grand cyprès, ce qui est aussi confirmé dans les lettres du peintre[277].
+La planète est également visible dans ses peintures Route avec un cyprès et une étoile[278] et La Maison blanche, la nuit, réalisées en 1890 et peu avant la mort de l'artiste[279].
+La Nuit étoilée, Vincent Van Gogh (1889)
+Route avec un cyprès et une étoile, Vincent Van Gogh (mai 1890)
+La Maison blanche, la nuit, Vincent Van Gogh (1890)
+Des poètes préromantiques et romantiques tels que William Blake, Robert Frost, Letitia Elizabeth Landon, Alfred Lord Tennyson et William Wordsworth ont écrit des poèmes au sujet de la planète[280].
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+Vénus est une des quatre planètes telluriques du Système solaire. Elle est la deuxième planète par ordre d'éloignement au Soleil, et la sixième par masse ou par taille décroissantes.
+La planète Vénus a été baptisée du nom de la déesse Vénus de la mythologie romaine.
+La planète Vénus est le troisième astre en termes de magnitude apparente, après le soleil et la lune. Elle a donc attiré l'attention des premiers astronomes.
+Vénus apparaît tantôt le matin (Astre du matin), tantôt le soir (Astre du soir), de nombreuses cultures et civilisations ont d'abord pensé à deux astres différents[1].
+Les anciens Égyptiens voyaient deux astres distincts, une étoile du matin et une étoile du soir. L'étoile du matin était appelée Tioumoutiri et l'étoile du soir Ouaiti[2].
+les Babyloniens semblent avoir compris très tôt que les « étoiles du matin et du soir » étaient le même objet céleste. C'est ce que l'on déduit d'un sceau-cylindre de la période de Djemdet Nasr et la tablette d'Ammisaduqa de la première dynastie de Babylone[3] [4].
+La civilisation babylonienne considérait la planète Vénus comme la représentation de la déesse Ninsi'anna (« dame divine, illumination du ciel » du fait de sa luminosité). Plus tard, elle sera nommée Dilbat[5].
+Les Chinois ont historiquement appelé la Vénus du matin « Grande Blanche » (Tài-bái 太白) ou « Ouvreuse de la Luminosité » (Qǐ-míng 啟明), et la Vénus du soir comme « Excellente de l'Ouest » (Cháng-gēng 長庚)[7].
+En chinois, la planète est appelée Jīn-xīng (金星), la planète dorée de l'élément métallique[réf. nécessaire].
+Ptolémée a émis l'hypothèse dans son traité d'astronomie Almageste que Mercure et Vénus sont situées entre le Soleil et la Terre.
+Les Mayas considéraient Vénus comme le corps céleste le plus important après le Soleil et la Lune. Ils l'ont appelé Chac ek ou Noh Ek, signifiant « la grande étoile » et savaient qu'elle n'était qu'un seul astre[8],[9].
+Les cycles de Vénus faisaient l'objet d'un calendrier retrouvé dans le Codex de Dresde et les Mayas suivaient les apparitions et conjonctions de Vénus[10],[11]. Ce calendrier reposait notamment sur leur observation que cinq périodes synodiques de la planète correspondent à huit années terrestres, cause du « pentagramme de Vénus »[2].
+Les astronomes modernes remettent en question l'observation des transits par les astronomes médiévaux arabes, ceux-ci ayant été potentiellement confondus avec des taches solaires[18],[20].
+Vénus est connue sous le nom de Kejora en indonésien et en malais[réf. nécessaire].
+Le physicien italien Galilée invente la lunette astronomique en 1609. En mai 1610, il se tourne vers la planète Vénus et constate qu'elle présente des phases, comme la Lune[23],[24]. Il note que Vénus est la planète la plus éloignée du Soleil dans le ciel ; elle montre une phase semi-éclairée, et lorsqu'elle est la plus proche du Soleil dans le ciel, elle apparaît comme un croissant ou une phase complète[23]. Il en déduit que cela ne pourrait être possible que si Vénus était en orbite autour du Soleil. Ce fut l'une des premières observations contredisant clairement le modèle géocentrique deClaude Ptolémée selon lequel le système solaire centré sur la Terre[25],[26].
+Le transit de Vénus en 1639 avait été prédit avec précision par Jeremiah Horrocks puis observé par lui et son ami, William Crabtree, dans leurs maisons respectives, le 4 décembre 1639 (soit le 24 novembre selon le calendrier julien utilisé à cette époque)[27]. Si l'on considère les observations des astronomes arabes comme contestées, il s'agit donc des premiers hommes à avoir observé un transit de Vénus[28].
+1645 : première observation d'un satellite supposé de Vénus, ultérieurement dénommé Neith. Les observations et discussions se poursuivront jusqu'en 1884, mais l'existence de Neith sera réfutée en 1887[29].
+1666 : Cassini estime à 23 heures 15 minutes la période de rotation de Vénus[29].
+Vers 1726, Francesco Bianchini observe, ou croît observer, grâce à une lunette particulièrement puissante des tâches sur la surface de la planète indiquant des étendues similaires aux mers lunaires[30]. Il réalise ainsi le premier planisphère de Vénus[30],[29].
+L'atmosphère de Vénus a été découverte en 1761 par le polymathe russe Mikhail Lomonosov puis observée en 1792 par l'astronome allemand Johann Schröter[31],[32]. Schröter a découvert que lorsque la planète était un mince croissant, ses pointes s'étendaient sur plus de 180°. Il a donc supposé que cela était dû à la dispersion de la lumière du soleil dans une atmosphère dense[33]. Plus tard, l'astronome américain Chester Lyman a observé un anneau complet autour de la planète alors qu'elle était à une conjonction inférieure, fournissant des preuves supplémentaires d'une atmosphère[34].
+1761, 1769, 1874, 1882 : grandes expéditions à travers le monde pour observer les transits suivants afin de mesurer la parallaxe du Soleil. Études de l'atmosphère vénusienne, lors des deux derniers de ces transits[29].
+L'atmosphère a compliqué les efforts pour déterminer une période de rotation pour la planète, des observateurs tels que Giovanni Cassini et Schröter l'ayant incorrectement estimée à environ 24 heures du fait de ses marques de mouvement sur la surface de la planète[35].
+En 1890, Schiaparelli et d'autres optent pour une rotation de 225 jours environ, ce qui aurait correspondu à une rotation synchrone avec le Soleil[36],[29].
+Le disque de Vénus, caché par une épaisse athmosphère, ne donnait aucune indication sur sa surface. Il a fallu attendre le développement des observations spectroscopiques, radar et ultraviolettes pour obtenir plus d'informations.
+Années 1900 : les observations spectroscopiques ont donné les premiers indices sur la rotation vénusienne. Vesto Slipher a essayé de mesurer le décalage Doppler de la lumière de Vénus, mais a constaté qu'il ne pouvait détecter aucune rotation. Il en a déduit que la planète devait avoir une période de rotation beaucoup plus longue qu'on ne le pensait auparavant[37].
+Années 1920 : les premières observations ultraviolettes. Frank E. Ross a a constaté que les photographies ultraviolettes révélaient d'importants détails absents dans  le rayonnement visible et infrarouge. Il a suggéré que cela était dû à une atmosphère inférieure dense et jaune avec de hauts nuages de cirrus[38].
+Années 1950 : on découvrit que la rotation était rétrograde.
+Années 1960 : les observations radar de Vénus, effectuées pour la première fois, ont fourni les premières mesures de la période de rotation, proches de la valeur connue soixante ans plus tard[39].
+Années 1970 : les observations radar ont révélé pour la première fois des détails de la surface vénusienne. Des impulsions d'ondes radio ont été diffusées sur la planète en utilisant le radio-télescope de 300 mètres à l'Observatoire Arecibo et les échos ont révélé deux régions hautement réfléchissantes, désignées Alpha Regio et Beta Regio. Les observations ont également révélé une région brillante attribuée à une montagne, qui a été appelée Maxwell Montes[40].  Ces trois caractéristiques sont désormais les seules sur Vénus à ne pas avoir de prénom féminin[41].
+La distance de Vénus au Soleil est comprise entre 0,718  et   0,728 UA, avec une période orbitale de 224,7 jours. Vénus est une planète tellurique, comme le sont également Mercure, la Terre et Mars. Elle possède un champ magnétique très faible et n'a aucun satellite naturel. Elle et Uranus sont les deux seules planètes du Système solaire dont la rotation est rétrograde. De plus, elle est la seule ayant une période de rotation (243 jours) supérieure à sa période de révolution. Vénus présente en outre la particularité d'être quasiment sphérique — son aplatissement peut être considéré comme nul — et de parcourir l'orbite la plus circulaire des planètes du Système solaire, avec une excentricité orbitale de 0,0068 (contre 0,0167 pour la Terre).
+Vénus est presque aussi grande que la Terre — son diamètre représente 95 % de celui de notre planète — et a une masse équivalente aux quatre cinquièmes de celle de la Terre. Sa surface est dissimulée sous d'épaisses couches de nuages très réfléchissants qui lui confèrent un albédo de Bond de 0,75 et une magnitude apparente dans le ciel pouvant atteindre -4,6, valeur dépassée uniquement par la Lune et le Soleil. Étant plus proche du Soleil que la Terre, elle présente des phases au même titre que la Lune et Mercure selon sa position relative par rapport au Soleil et à la Terre, son élongation ne dépassant jamais 47,8°.
+L'atmosphère de Vénus est la plus épaisse de celle de toutes les planètes telluriques, avec une pression au sol atteignant 9,3 MPa (91,8 atm) au niveau de référence des altitudes vénusiennes. Cette atmosphère est composée d'environ 96,5 % de dioxyde de carbone et 3,5 % d'azote, avec de faibles concentrations de dioxyde de soufre et de divers autres gaz. Elle contient d'épaisses couches nuageuses opaques constituées de gouttelettes de dioxyde de soufre et d'acide sulfurique surmontées d'une brume de cristaux de glace d'eau qui donne à la planète son aspect laiteux lorsqu'on l'observe depuis l'espace. Ces nuages réfléchissent l'essentiel du rayonnement solaire, de sorte que la puissance solaire parvenant au sol sur Vénus représente moins de 45 % de celle reçue au sol sur Terre, et est même inférieure d'un quart à celle reçue à la surface de la planète Mars[42].
+L'atmosphère de Vénus est près de cent fois plus massive que celle de la Terre et possède une dynamique propre, indépendante de la planète elle-même, avec une super-rotation dans le sens rétrograde en quatre jours terrestres, ce qui correspond à une vitesse linéaire au sommet des nuages d'environ 100 m/s (360��km/h) par rapport au sol. Compte tenu de sa composition et de sa structure, cette atmosphère génère un très puissant effet de serre à l'origine des températures les plus élevées mesurées à la surface d'une planète du Système solaire : près de 740 K (environ 467 °C) en moyenne à la surface — supérieures à celles de Mercure, pourtant plus proche encore du Soleil, où les températures culminent à 700 K (environ 427 °C) — et ceci bien que l'atmosphère ne laisse passer que le quart de l'énergie solaire incidente.
+À cette pression (9,3 MPa) et à cette température (740 K), le CO2 n'est plus un gaz, mais un fluide supercritique (intermédiaire entre gaz et liquide), d'une masse volumique voisine de 65 kg/m3.
+La topographie de Vénus présente peu de reliefs élevés, et consiste essentiellement en de vastes plaines a priori volcaniques géologiquement très jeunes — quelques centaines de millions d'années tout au plus. De très nombreux volcans ont été identifiés à sa surface — mais sans véritables coulées de lave, ce qui constitue une énigme — ainsi que des formations géologiques, parfois uniques dans le Système solaire telles que coronae, arachnoïdes et farra, attribuées à des manifestations atypiques de volcanisme. En l'absence de tectonique des plaques identifiée à la surface de la planète, on pense que Vénus évacue sa chaleur interne périodiquement lors d'éruptions volcaniques massives qui remodèlent entièrement sa surface, ce qui expliquerait que celle-ci soit si récente. Entre ces épisodes de volcanisme global, le refroidissement de la planète serait trop lent pour entretenir un gradient thermique suffisant dans la phase liquide du noyau pour générer un champ magnétique global par effet dynamo[43].
+Par ailleurs, des mesures d'émissivité à 1,18 µm réalisées en 2008[44] ont suggéré une relative abondance des granites et autres roches felsiques sur les terrains les plus élevés — qui sont généralement les plus anciens — de la planète, ce qui impliquerait l'existence passée d'un océan global assorti d'un mécanisme de recyclage de l'eau dans le manteau susceptible d'avoir produit de telles roches. À l'instar de Mars, Vénus aurait ainsi peut-être connu, il y a plusieurs milliards d'années, des conditions tempérées permettant l'existence d'eau liquide en surface, eau aujourd'hui disparue — par évaporation puis dissociation photochimique dans la haute atmosphère — au point de faire de cette planète l'une des plus sèches du Système solaire.
+Vénus est l'une des quatre planètes telluriques du système solaire, ce qui signifie qu'elle possède un corps rocheux comme la Terre. Elle est similaire à la Terre en taille et en masse, et est souvent décrite comme la «sœur» ou «jumelle» de la Terre[45],[46]. Son diamètre vaut 95 % de celui de la Terre, et sa masse un peu plus de 80 %[47]. Néanmoins, si sa géologie est sans doute proche de celle de la Terre, les conditions qui règnent à sa surface diffèrent radicalement des conditions terrestres[48]. Vénus est notamment la planète la plus chaude du Système solaire[49]. Les phénomènes géologiques affectant la croûte vénusienne semblent également spécifiques à cette planète.
+Vénus possède une atmosphère extrêmement dense. Elle se compose majoritairement de dioxyde de carbone (CO2) à 96,5 % et d'une faible quantité de diazote à 3,5 %[50]. Cette atmosphère est occupée par d'épais nuages de dioxyde de soufre[51]. La masse de son atmosphère est 93 fois supérieure à celle de la Terre, tandis que la pression à sa surface est environ 92 fois supérieure à celle de la Terre[52] - une pression équivalente à celle ressentie à une profondeur de près de 1 km sous la mer sur Terre. La densité en surface est de 65 kg/m3, ce qui représente 50 fois la densité de l'atmosphère terrestre à 293 K (20 °C) au niveau de la mer[52]. Cette atmosphère riche en dioxyde de carbone génère le plus fort effet de serre du système solaire, créant des températures de surface d'environ 735 K (462 °C)[53],[54]. Ainsi, la surface de Vénus est plus chaude que celle de Mercure, qui a une température de surface minimale de 53 K (- 220 °C) et maximale de 700 K pour la face exposée au soleil le plus longtemps (427 °C)[55],[56], bien que Vénus soit environ deux fois plus éloignée du Soleil et ne reçoive donc qu'environ 25 % de l'irradiance solaire de Mercure d'après la loi en carré inverse[57].
+Des études ont suggéré qu'il y a des milliards d'années l'atmosphère de Vénus ressemblait à celle entourant la Terre et qu'il pouvait y avoir des quantités importantes d'eau liquide à la surface[58]. Cependant, après une période pouvant s'étendre de 600 millions à plusieurs milliards d'années, un effet de serre grandissant a été causé par l'évaporation de cette eau originellement présente et aboutissant finalement au niveau critique actuel de gaz à effet de serre dans l'atmosphère[59].
+L'existence de la foudre dans l'atmosphère de Vénus est controversée[60] depuis les premières hypothèses du programme Veneraprogramme Venera soviétique[61],[62],[63].
+En 2006 et 2007, Venus Express a détecté des ondes de plasma, signature de la foudre[64]. Leur apparition intermittente suggère une association avec l'activité météorologique. D'après ces mesures, le taux de foudre serait d'au moins la moitié de celui de la Terre[65]. Cependant, d'autres instruments n'ont pas détecté de foudre.
+L'origine de la foudre reste également incertaine[66],[67].
+En décembre 2015 (et dans une moindre mesure en avril et mai 2016), des chercheurs travaillant sur la mission japonaise Akatsuki ont observé des formes d'arc dans l'atmosphère de Vénus. Cela a été considéré comme une preuve de l'existence des plus grandes ondes de gravité stationnaires du système solaire découvertes à ce jour[68],[69],[70].
+L'atmosphère vénusienne peut se diviser sommairement en trois parties : la basse atmosphère, la couche nuageuse et la haute atmosphère[71],[72].
+La basse atmosphère se situe entre 0  et   48 km d’altitude et est relativement transparente.
+La composition de la basse atmosphère est décrite dans le tableau ci-dessous[73]. Le dioxyde de carbone y domine largement, le gaz secondaire étant l'azote. Tous les autres sont des constituants mineurs (~300 ppm en tout)[74].
+L'effusivité thermique et le transfert de chaleur par les vents dans la basse atmosphère signifient que la température de la surface de Vénus ne varie pas de manière significative entre les hémisphères éclairé et obscur malgré la rotation extrêmement lente de la planète[75]. Les vents de surface sont lents, se déplaçant à quelques kilomètres par heure, mais en raison de la forte densité de l'atmosphère en surface, ils exercent une force importante contre les obstacles. Cette force, à elle seule rendrait difficile le déplacement d'un être humain[76].
+Au-dessus des couches denses de CO2 se trouvent, entre 45 km et 70 km de la surface[77], des couches de nuages épais d'acide sulfurique sous forme de gouttelettes, formé de dioxyde de soufre et d'eau (état solide et gazeux) par une réaction chimique entraînant l'hydrate d'acide sulfurique[57].
+L'atmosphère contient aussi environ 1% de chlorure ferrique[78],[79].
+D'autres constituants possibles pour la composition de ces nuages sont le sulfate de fer, le chlorure d'aluminium et le pentoxyde de phosphore.
+Ces nuages réfléchissent environ 90% de la lumière solaire dans l'espace, empêchent l'observation visuelle de la surface de Vénus[80]. Ceux-ci sont également la cause de sa brillance dans le ciel terrestre[81]. Cette couverture nuageuse permanente signifie que bien que Vénus soit plus proche que la Terre du Soleil, elle reçoit moins de lumière solaire au sol car seulement 5 % des rayons y parviennent[82].
+Cette couche se subdivise en trois sous-couches[71] :
+Les vents violents de plus de 300 km/h qui entraînent les plus hauts nuages font le tour de Vénus en quatre à cinq jours terrestres[84]. Ces vents se déplacent jusqu'à soixante fois la vitesse de la rotation de la planète (par comparaison, les vents les plus rapides de la Terre n'ont qu'une vitesse de rotation de 10 à 20% de la vitesse de rotation terrestre)[85].
+Bien que les conditions de surface sur Vénus ne soient pas propices à la vie, certains spéculent sur la possibilité de vie dans les couches supérieures des nuages de Vénus (où les températures varient entre 30 et 80 °C, ou 303 et 353 °K), malgré un environnement acide[86],[87],[88].
+Bien que Vénus n'ait pas de saisons en tant que telles, les astronomes ont identifié en 2019 une variation cyclique de l'absorption du rayonnement solaire par l'atmosphère, probablement causée par des particules opaques en suspension dans les nuages supérieurs. La variation provoque des changements observés dans la vitesse des vents de Vénus, et semble augmenter et diminuer avec le cycle de taches solaires du soleil s'écoulant sur onze ans[89].
+La haute atmosphère se situe entre 68  et   90 km d’altitude. Elle est principalement composée de dioxyde de carbone qui y est majoritaire à plus de 96 % ; le reste étant principalement du diazote (~3,5 %). On trouve aussi des traces de monoxyde de carbone[57].
+En 2007, Venus Express a découvert l'existence d'un vortex atmosphérique double au pôle sud[90],[91].
+En 2011, Venus Express a également découvert l'existence d'une couche d'ozone dans les hautes couches de l'atmosphère de Vénus[92]. Cependant, cette couche étant très faible, on considère que Vénus ne possède aucune stratosphère[54].
+En janvier 2013, l'ESA rapporte que l'ionosphère de Vénus ruisselle vers l'extérieur d'une manière similaire à celle de la queue d'une comète[93],[94].
+La surface vénusienne a fait l'objet de spéculations, du fait de ses épais nuages renvoyant la lumière visible, jusqu'à ce que l'envoi de sonde spatiales ne permette de l'étudier. Les missions Venera en 1975 et 1982 ont renvoyé des images d'une surface couverte de sédiments et de roches relativement anguleuses[97]. La surface a été cartographiée en détail par Magellan en 1990–91[98],[99]. Le sol montre des signes de volcanisme important, et le soufre relevé dans l'atmosphère semble indiquer des éruptions récentes[100],[101].
+Vénus ayant un aplatissement nul, les altitudes y sont définies par rapport au rayon moyen volumétrique de la planète, qui vaut 6 051,8 km. C'est une planète au relief assez peu accidenté : les quatre cinquièmes de sa surface sont recouverts de plaines volcaniques à faible pente[102]. La surface vénusienne est principalement occupée à hauteur de 70 % par de vastes plaines sans grand relief[102]. Baptisées planitiae en géomorphologie planétaire, les principales d'entre elles sont Atalanta Planitia, Guinevere Planitia ou encore Lavinia Planitia. Elles sont parsemées  de cratères[103]. Ces plaines, de nature a priori volcanique, se creusent par endroits jusqu'à 2 900 m sous le niveau moyen de la surface, au niveau de dépressions couvrant environ un cinquième de la surface de la planète. Les 10% de plaines restantes sont lisses ou lobées[104].
+Les plateaux (aussi appelés Hautes Terres "Highlands"), reliefs élevés parfois comparés aux continents terrestres[105], représentent ainsi moins de 15 % de la surface de la planète (contrairement aux 30% de surface occupées par des continents sur Terre)[105]. Deux sont particulièrement remarquables par leurs dimensions, l'un se trouvant dans l'hémisphère nord de la planète et l'autre juste au sud de l'équateur :
+D'autres régions élevées, de moindre importance, existent également. C'est le cas d’Alpha Regio, une série de cuvettes, d'arêtes, et de plis qui s'agencent dans toutes les directions avec une altitude moyenne de 1  à   2 km ; ou encore de Beta Regio, remarquable puisqu'on y aurait trouvé de hautes formations volcaniques dont certains sommets, récents, dépasseraient 5 000 m d'altitude. Avec l'Ovda Regio et les Maxwell Montes, du nom de James Clerk Maxwell, ce sont les seules caractéristiques de la surface vénusienne à être nommées d'après un nom masculin, avant l'adoption du système actuel par l'Union astronomique internationale[108]. La nomenclature planétaire actuelle est de nommer les  caractéristiques vénusiennes d'après des femmes historiques et mythologiques[109].
+La planète a peu de cratères d'impact, ce qui montre que la surface est relativement jeune, vieille d'environ 300 à 600 millions d'années[110],[111]. Vénus possède des caractéristiques de surface uniques en plus des cratères d'impact, des montagnes et des vallées que l'on trouve couramment sur les planètes rocheuses. Parmi ceux-ci se trouvent des éléments volcaniques à sommet plat appelés "farra", ressemblants à des pancakes, et dont le diamètre varie de 20 à 50 km et la hauteur de 100 à 1000 mètres. On y trouve aussi des fractures concentriques ressemblant à des toiles d'araignées appelées « arachnoïdes » et des anneaux de fractures parfois entourés d'une dépression, nommées « coronae ». Ces caractéristiques sont d'origine volcanique[112].
+La longitude des caractéristiques physiques de Vénus est exprimée par rapport à son méridien principal. Celui-ci était à l'origine défini comme traversant une tache lumineuse appelée Eve, située au sud d'Alpha Regio[113]. Une fois les missions Venera terminées, le méridien principal a été redéfini pour passer par le pic central du cratère Ariadne[114],[108].
+La température de surface de Vénus varie peu selon les latitudes et longitudes (elle est isotherme). La température est constante non seulement entre les deux hémisphères mais aussi entre l'équateur et les pôles[115],[116]. L'inclinaison de l'axe très faible de Vénus - moins de 3°, contre 23° sur Terre - minimise également les variations saisonnières de température[117]. Ainsi, l'altitude est donc l'un des rares facteurs qui puisse affecter la température vénusienne. Le point culminant de Vénus, Maxwell Montes, est le point le plus froid de Vénus, avec une température d'environ 655 K (380 °C) et une pression atmosphérique de 4.5 MPa (45 bar)[118],[119].
+En 1995, la sonde spatiale Magellan a pris en image une substance très réfléchissante au sommet des plus hauts sommet montagneux, ressemblant à la neige qu'on trouve aux sommets des montages terrestres[120]. Cette substance s'est probablement formée à partir d'un processus similaire à la neige, bien que celui-ci se déroule à une température beaucoup plus élevée. Trop volatile pour se condenser à la surface de la planète, elle se serait ainsi élevée sous forme gazeuse à des altitudes plus élevées pour finalement y précipiter du fait des températures moins élevées. La composition de cette substance n'est pas connue avec certitude, mais il est supposé qu'elle puisse être du tellure ou du galène (sulfure de plomb)[121].
+Une grande partie de la surface vénusienne semble avoir ��té façonnée par l'activité volcanique. Vénus compte beaucoup plus de volcans que la Terre, dont 167 grands volcans de plus de 100 km de diamètre tandis que seul complexe volcanique terrestre ayant au moins ce diamètre est la grande île d'Hawaï[112]. Ceci n'est pas la conséquence d'une plus grande activité volcanique sur Vénus, mais surtout de l'ancienneté de sa croûte. La croûte océanique, sur Terre, est continuellement recyclée par subduction aux limites des plaques tectoniques et a une moyenne d'âge d'environ 100 millions d'années[122] tandis que la surface vénusienne est estimée à 300–600 millions d'années[110] .
+Plusieurs éléments indiquent une activité volcanique en cours sur Vénus. Les concentrations de dioxyde de soufre dans l'atmosphère ont diminué d'un facteur 10 entre 1978 et 1986 puis ont bondi en 2006 avant de, de nouveau, diminuer d'un facteur 10 entre 2006 et 2012[123]. Cela peut signifier que les niveaux avaient augmenté suite à de grandes éruptions volcaniques[124],[125]. Il reste ainsi sur Vénus un volcanisme résiduel, entraînant parfois la présence de lave en fusion au sol[126]. Il a également été suggéré que la foudre vénusienne pourrait provenir de l'activité volcanique, et donc être de la foudre volcanique. En janvier 2020, les astronomes ont rapporté des preuves suggérant que Vénus était actuellement volcaniquement active[127].
+En 2008 et 2009, la première preuve directe d'un volcanisme en cours a été observée par Venus Express, sous la forme de quatre points chauds infrarouges localisés dans la zone de rift Ganis Chasma[128], près du volcan bouclier Maat Mons culminant à 8 km. Trois des taches ont été observées lors de plusieurs orbites successives. Les géologues pensent ainsi que ces taches représentent de la lave fraîchement libérée par des éruptions volcaniques[129],[130]. Les températures réelles ne sont pas connues, car la taille des points chauds n'a pas pu être mesurée, mais devait être contenue dans un intervale de 800 à 1100 K (527 à 980°C) tandis que la température normale est évaluée à 740 K (467 °C)[131].
+D'autres Montes sont remarquables, avec par exemple le volcan bouclier Gula Mons atteignant une altitude de 3 000 m dans l'ouest d'Eistla Regio ou encore Theia Mons et Rhea Mons dans la Beta Regio. Séparés de 800 km, ces deux derniers ont été formés par le panache du manteau lors de l'apparition de Devana Chasma[132].
+Les sondes soviétiques Venera 15 et Venera 16 ont répertorié des cratères d'impact à la surface de Vénus[133]. Il en existe près d'un millier, ceux-ci étant répartis uniformément sur la planète. Sur d'autres corps cratérisés, comme la Terre et la Lune, les cratères montrent une gamme d'états de dégradation. Sur la Lune, la dégradation est causée par des impacts ultérieurs, tandis que sur Terre, elle est causée par l'érosion éolienne et pluviale. Cependant, sur Vénus, environ 85% des cratères sont en parfait état. Le nombre de cratères, ainsi que leur état préservé, indique que la planète a subi un événement de resurfaçage global (c'est-à-dire le renouvellement quasi complet de sa surface) il y a environ 300 à 600 millions d'années[110],[111] suivi d'une décroissance du volcanisme[134]. Aussi, alors que la croûte terrestre est en mouvement continu, Vénus serait incapable de soutenir un tel processus. Sans tectonique des plaques pour dissiper la chaleur de son manteau, Vénus subit plutôt un processus cyclique dans lequel les températures du manteau augmentent jusqu'à atteindre un niveau critique qui affaiblit la croûte. Puis, sur une période d'environ 100 millions d'années, la subduction se produit à grande échelle, recyclant complètement la croûte[112].
+Les cratères vénusiens ont un diamètre pouvant aller de 3 à 280 km. Aucun cratère n'est plus petit que 3 km, en raison de l'atmosphère dense de la planète : les objets n'ayant pas suffisamment d'énergie cinétique sont tellement ralentis par l'atmosphère qu'ils ne créent pas de cratère d'impact[135]. Ainsi les projectiles entrants ayant un diamètre inférieur à 50 mètres se fragmenteront avant d'atteindre le sol[136].
+Sans données sismiques ou connaissance de son moment d'inertie, peu d'informations directes sont disponibles sur la structure interne et la géochimie de Vénus[137].  Cependant, Vénus ressemblant à la Terre par sa taille (6 051 km de rayon contre 6 378 km pour la Terre) et par sa densité (5,26 contre 5,52), plusieurs auteurs supposent que les deux planètes ont une structure interne comparable : un noyau, un manteau et une croûte[138],[139],[140],[141].
+La croûte silicatée, de 20 km d'épaisseur environ, serait plus épaisse que la croûte océanique terrestre (moyenne de 6 km), mais plus fine que la croûte continentale terrestre (moyenne de 30 km). La taille de la croûte vénusienne a été déduite des nombreux épanchements de lave constatés autour des cratères d'impact. Cette croûte ne représenterait que 0,34 % du rayon de la planète et les analyses faites par les différentes sondes Venera ont prouvé que le matériau extérieur de Vénus est semblable au granite et au basalte terrestre (roches riches en silice et ferromagnésiennes). Le système de plaques continentales y serait moins complexe que sur Terre : les roches plus plastiques absorbent fortement les effets de la dérive des continents. Ainsi, Vénus n'a pas de plaques tectoniques[140] comme celles de la Terre.
+Cette différence fondamentale entre la géologie des deux planètes telluriques les plus ressemblantes peut être attribuée à leur évolution climatique divergente. En effet, le climat vénusien empêche l'eau de se conserver à la surface, desséchant irréversiblement les roches de la croûte. Or, l'eau interstitielle des roches joue un grand rôle dans la subduction sur Terre où elle est conservée dans ses océans. Les roches terrestres contiennent toutes un minimum d'eau résiduelle, ce qui n'est pas le cas dans les conditions du climat à hautes températures de Vénus.
+Vénus posséderait un manteau rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète[142], composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux. Ce manteau pourrait comporter encore aujourd'hui (comme la Terre pendant 2 ou 3 Ga) un océan magmatique (en), d'une épaisseur de 200 à 400 km[143].
+Comme celui de la Terre, le noyau vénusien est au moins partiellement liquide car les deux planètes se sont refroidies à peu près au même rythme[144]. La taille légèrement plus petite de Vénus signifie que les pressions sont inférieures d'environ 24% dans son noyau par rapport à celles régnant le noyau terrestre[145].  La principale différence entre les deux planètes est le manque de preuves d'une tectonique des plaques sur Vénus, peut-être parce que sa croûte est trop dure pour qu'il y ait une subduction sans eau pour la rendre moins visqueuse. Il en résulte que la perte de chaleur est réduite sur la planète, l'empêchant de se refroidir. Cela fournit une explication à son absence de champ magnétique interne[146]. A la place, Vénus pourrait surtout réduire sa chaleur interne lors d'événements de resurfaçage majeurs[110].
+Le noyau de Vénus serait constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus[142]. Mais cela reste spéculatif car, contrairement à la Terre, il n'y a pas eu de mesures sismiques. Il n'est pas impossible que le noyau de Vénus soit entièrement liquide. Certains indices pourraient aller dans ce sens, comme le très faible champ magnétique.
+En 1967, Venera a découvert que le champ magnétique de Vénus était beaucoup plus faible que celui de la Terre[147],[148] . Ce champ magnétique est créé par une interaction entre la ionosphère et le vent solaire[149] plutôt que par un effet dynamo interne comme dans le noyau terrestre[150],[151]. La magnétosphère presque inexistante de Vénus offre une protection négligeable de l'atmosphère contre le rayonnement cosmique. Il traîne dans le sillage de ce champ une queue de plasma longue de 45 millions de kilomètres, observée pour la première fois par la sonde SoHO en 1997.
+L'absence d'un champ magnétique intrinsèque à Vénus fut surprenant au moment de cette découverte, la grande similarité de la planète avec la Terre laissant présager un effet dynamo dans son noyau. Pour qu'il y ait une dynamo, il est nécessaire qu'il y ait présence d'un liquide conducteur, d'une rotation et d'une convection. On pense que le noyau est électriquement conducteur et, bien qu'elle soit très lente, les simulations montrent que la rotation de Vénus est suffisante pour produire une dynamo[152],[153]. Cela implique qu'il manque une convection dans le noyau de Vénus pour faire apparaître la dynamo[154].
+Sur Terre, la convection se produit dans la couche externe liquide du noyau car le bas de la couche liquide est beaucoup plus élevé en température que le haut. Sur Vénus, un des événements de resurfaçage global peut avoir arrêté la tectonique des plaques et conduit à une baisse flux de chaleur à travers la croûte. Ce plus faible gradient thermique entraînerait une augmentation de la température du manteau, réduisant ainsi le flux de chaleur hors du noyau[147]. En conséquence, aucune convection n'est réalisée pour entraîner un champ magnétique. Au lieu de cela, la chaleur du noyau est utilisée pour réchauffer la croûte[155].
+D'autres possibilités sont que Vénus n'ait pas de noyau interne solide, limitant grandement la séparation des divers constituants et impuretés, et de là les mouvements internes du fluide métallique du noyau qui génèrent le champ magnétique[156], ou que son noyau ne se refroidisse pas, de sorte que toute la partie liquide du noyau est à peu près à la même température, empêchant une nouvelle fois toute convection. Une autre possibilité est que son noyau s'est déjà complètement solidifié. L'état du noyau dépend fortement de sa concentration de soufre, qui est actuellement inconnue et empêche donc de lever les incertitudes[155]. Malgré son faible champ magnétique, des aurores ont été observées[157].
+La faible magnétosphère autour de Vénus signifie que le vent solaire interagit directement avec les couches supérieures de son atmosphère. À cet endroit, des ions hydrogène et oxygène sont créés par la dissociation de molécules neutres par le rayonnement ultraviolet. Le vent solaire fournit alors une énergie suffisante pour que certains de atteignent une vitesse permettant d'échapper au champ de gravité de Vénus. Ce processus d'érosion entraîne une perte constante d'ions de faible masse (hydrogène, hélium et oxygène) dans l'atmosphère, tandis que les molécules de masse plus élevée, telles que le dioxyde de carbone, sont plus susceptibles d'être retenues. L'érosion atmosphérique par le vent solaire a probablement entraîné la perte de la plupart de l'eau de Vénus au cours du premier milliard d'années après sa formation[158].  L'érosion a également augmenté la proportion de l'isotope deutérium par rapport à l'hydrogène protium sans neutron (donc de masse inférieure et plus facilement emporté), aboutissant à un ratio de deutérieum sur protium dans l'atmosphère supérieur à 100 fois au reste du système solaire[159].
+Par sa taille et sa masse, Vénus est très similaire à la Terre et a souvent été décrite comme la sœur jumelle de cette dernière[160]. Les deux planètes sont semblables, autant par les aspects physiques qu'orbitaux :
+Certains spécialistes ont longtemps pensé que, sous ses nuages denses, Vénus pourrait être très similaire à la Terre et peut-être même abriter la vie. Certaines études émettent l'hypothèse qu'il y a quelques milliards d'années, Vénus aurait été bien plus semblable à la Terre qu'elle ne l'est actuellement[161]. Il y aurait eu probablement des quantités importantes d'eau à sa surface. Cette eau se serait évaporée à la suite d'un important effet de serre[162]
+Vénus orbite autour du Soleil à une distance moyenne d'environ 108 millions de kilomètres (0,7 AU) et complète une orbite tous les 224,7 jours terrestres, soit environ 1,6 fois plus vite que la Terre[166]. Bien que toutes les orbites planétaires soient elliptiques, l'orbite de Vénus est celle qui est la plus proche d'une orbite circulaire, avec une excentricité inférieure à 0,01[166],[167].  Lorsque Vénus se situe entre la Terre et le Soleil en conjonction inférieure, elle a la distance à la Terre la plus faible de toutes les planètes en conjonction inférieure, à une distance moyenne de 41 millions de kilomètres. Cependant, en moyenne, c'est Mercure et non Vénus la planète la plus proche de la Terre du fait de sa plus faible distance au Soleil[168],[169]. La planète atteint en moyenne sa conjonction inférieure tous les 584 jours, ce qu'on appelle sa période synodique[166].
+Toutes les planètes du système solaire tournent autour du Soleil dans le sens antihoraire vu depuis le pôle nord de la Terre. Aussi, la plupart des planètes tournent également sur leurs axes dans le sens antihoraire/direct. Ce n'est pas le cas de Vénus (on peut également citer Uranus), qui tourne dans le sens horaire : on parlera de rotation rétrograde. Sa période de rotation est de 243 jours terrestres — la rotation la plus lente de toutes les planètes du système solaire[167]. Celle-ci n'est connue que depuis 1962, date à laquelle des observations radar menées par le Jet Propulsion Laboratory ont permis d'observer la surface de la planète au travers de l'épaisse atmosphère[170].
+Un jour sidéral vénusien dure donc plus longtemps qu'une année vénusienne (243 contre 224,7 jours terrestres)[171]. Du fait de cette rotation rétrograde, un observateur à la surface de Vénus verrait le Soleil se lever à l'ouest et se coucher à l'est[172]. En pratique, les nuages opaques de Vénus empêchent d'observer le Soleil depuis la surface de la planète[173].
+En raison de la rotation rétrograde, la durée d'un jour solaire sur Vénus est significativement plus courte que le jour sidéral, durant 116,75 jours terrestres, alors qu'ils sont plus longs pour les planètes avec une rotation dans le sens direct[174]. Une année vénusienne représente donc environ 1,92 jours solaires vénusiens[175] et les journées et les nuits vénusiennes s'étendent sur près de deux mois terrestres : 58 j 9 h.
+Parce que sa rotation est si lente, Vénus est très proche d'une sphère avec un aplatissement presque nul[176]. Aussi, l'équateur de Vénus tourne à 6,52 km/h tandis que celui de la Terre tourne à 1674 km/h[177]. La rotation de Vénus a ralenti pendant les 16 ans s'étant écoulés entre les visites des véhicules spatiaux Magellan et Venus Express : le jour sidéral vénusien a augmenté de 6,5 minutes dans ce laps de temps[178],[179].
+Les causes de la rotation rétrograde de Vénus sont encore mal comprises et elle peut s'être formée à partir de la nébuleuse solaire avec une période de rotation et une obliquité différentes de celles qu'elle connaît actuellement. L'explication la plus souvent avancée est une collision gigantesque avec un autre corps de grande taille, pendant la phase de formation des planètes du Système solaire[180],[181],[182].
+Une autre explication met en jeu l'atmosphère vénusienne qui, du fait de sa forte densité, a pu influencer la rotation de la planète. Des travaux de Jacques Laskar et Alexandre C. M. Correia prenant en compte les effets de marée thermique atmosphérique montrent le comportement chaotique de l'obliquité et de la période de rotation de Vénus[183],[184]. Vénus aurait donc pu évoluer naturellement sur plusieurs milliards d'années vers une rotation rétrograde sans avoir à faire intervenir de collision avec un corps massif. La période de rotation observée aujourd'hui pourrait ainsi être un état d'équilibre entre un verrouillage par effet de marée dû à la gravitation du Soleil, qui a tendance à ralentir la rotation, et une marée atmosphérique créée par le chauffage solaire de l'atmosphère vénusienne épaisse qui l’accélérerait[185],[186]. Il n'est cependant pas possible de savoir si l'obliquité de Vénus est passée brusquement de 0° à 180° au cours de son histoire ou si sa vitesse de rotation s'est ralentie jusqu'à une vitesse nulle pour ensuite devenir négative. Les deux scénarios sont possibles et aboutissent au même état d'équilibre actuel[b].
+Vénus est quasiment en rotation synchrone avec la Terre, de sorte que toutes les fois où Vénus est en conjonction inférieure, Vénus présente presque exactement la même face à la Terre. Cela est dû au fait que l'intervalle moyen de 583,92 jours terrestres entre les approches rapprochées successives de la Terre (période synodique) est presque égal à 5 jours solaires vénusiens (car 583,92/116,75 ≈ 5,0015)[166],[187].
+Ainsi, il a été discuté d'une synchronisation Terre-Vénus. Cependant, ce ratio n'est pas exactement égal à 5, tandis que le verrouillage gravitationnel de la Lune sur la Terre (1:1) ou de celui de la rotation de Mercure sur sa révolution (3:2) sont exacts et stabilisés[188]. Aussi, les forces de marée impliquées dans la synchronisation Vénus-Terre sont extrêmement faibles. L'hypothèse d'une résonance spin-orbite avec la Terre a donc été écartée[189], la synchronisation observée pouvant être une coïncidence uniquement observable à notre époque astronomique[188].
+Vénus ne possède pas de satellites naturels[190]. Elle possède cependant plusieurs astéroïdes troyens : le quasi-satellite 2002 VE68 avec une orbite en fer à cheval[191],[192],[193] et deux troyens temporaires, 2001 CK32[194] et 2012 XE133[195].
+En 1645, Francesco Fontana[196] puis Giovanni Cassini rapportent la présence d'une lune en orbite autour de Vénus, qui a ensuite été nommée Neith[197],[198]. De nombreuses observations ont été rapportées au cours des deux siècles suivants, dont d'astronomes réputés tels que Joseph-Louis Lagrange en 1761, et Johann Heinrich Lambert calcule son orbite en 1773. Cependant, la plupart de ces observations ont ensuite été correctement attribuées à des étoiles voisines ou à des illusions d'optique[197],[199].
+Une étude de modélisation réalisée en 2006 au California Institute of Technology par Alex Alemi et David Stevenson sur l'origine du système solaire montre que Vénus a probablement eu au moins une lune créée par un grand impact cosmique il y a plusieurs milliards d'années[200],[201].  Puis, environ 10 millions d'années plus tard, selon l'étude, un autre impact aurait inversé la direction de rotation de la planète et a provoqué une accélération par effet de marée de la lune vénusienne vers Vénus jusqu'à ce qu'elle entre en collision avec elle[201]. Si des impacts ultérieurs créaient des lunes, celles-ci étaient supprimées de la même manière. Une autre explication du manque de satellites est l'effet de fortes marées solaires, qui peuvent déstabiliser les gros satellites en orbite autour des planètes terrestres intérieures, comme c'est également le cas pour Mercure[202],[203].
+À l'œil nu, Vénus est le troisième objet naturel le plus brillant du ciel (après le Soleil et la Lune)[204],[205]. Elle apparaît comme un point blanc brillant avec une magnitude apparente variant entre -4,6 et -3,7 (moyenne de -4,14 et écart-type de 0,31)[206],[207], et un diamètre apparent compris entre 9,7 et 66 secondes d'arc. La magnitude la plus brillante se produit pendant la phase de croissant environ un mois avant ou après la conjonction inférieure. La planète est suffisamment brillante pour être vue dans un ciel clair en journée[208] mais est plus facilement visible lorsque le soleil est bas à l'horizon ou en train de se coucher. En tant que planète inférieure de la Terre, son élongation (c'est-à-dire l'angle marqué entre la planète et le Soleil dans le ciel terrestre) connaît une valeur maximale, à savoir 47°[209].
+Vénus dépasse la Terre tous les 584 jours en ce qui concerne leur orbite autour du Soleil[210]. Ce faisant, elle passe de "l'étoile du soir", visible après le coucher du soleil, à "l'étoile du matin", visible avant le lever du soleil. À l'inverse de Mercure, l'autre planète inférieure qui possède elle une élongation maximale de 28° et qui est souvent difficile à discerner au crépuscule, Vénus est très facilement visible, surtout lorsqu'elle est à son plus fort. Le crépuscule astronomique (moment où le Soleil est suffisamment sous l'horizon pour qu'il y ait un ciel totalement sombre) étant d'environ 18°, elle peut atteindre jusqu'à un angle de 47-18 = 29° dans un ciel noir et rester visible jusqu'à plusieurs heures après le coucher du soleil[211].
+Ces caractéristiques ont contribué à surnom dans la culture populaire d’« étoile du berger » (quant bien même le terme « étoile » soit impropre car il s'agit d'une planète) car elle peut être facilement visible dans le ciel, ce qui historiquement permettait de guider les gardiens de troupeaux pour aller aux pâturages ou en revenir[212]. En tant qu'objet ponctuel le plus brillant du ciel, Vénus est également communément prise pour un objet volant non identifié[213],[214],[215].
+Au cours de son orbite autour du Soleil, Vénus affiche des phases comme celles de la Lune lorsque vue au télescope[216]. La planète apparaît comme un petit disque "plein" lorsqu'elle est située de l'autre côté du Soleil par rapport à la Terre (à une conjonction supérieure). Vénus montre un disque plus grand et une "phase quart" à ses allongements maximaux par rapport au Soleil, et apparaît alors à son plus brillant dans le ciel nocturne. La planète présente un croissant mince beaucoup plus grand en vue télescopique lorsqu'elle passe le long du côté proche entre la Terre et le Soleil. Enfin, Vénus affiche sa plus grande taille et sa "nouvelle phase" lorsqu'elle se situe entre la Terre et le Soleil (à conjonction inférieure). Son atmosphère est visible au télescope du fait du halo de lumière solaire réfractée autour d'elle[209].
+Leur observation a été faite pour la première fois au début du XVIIe siècle par Galilée à l'aide de sa lunette astronomique. Elles ont été un argument utilisé par ce dernier pour se rallier à la théorie héliocentrique de Copernic[217].
+On appelle « transit de Vénus » le passage de la planète Vénus entre la Terre et le Soleil, où l'ombre de Vénus apparaît devant le disque solaire. L'orbite vénusienne étant légèrement inclinée par rapport à l'orbite terrestre, lorsque la planète passe entre la Terre et le Soleil elle ne traverse généralement pas la face du Soleil. Ainsi, les transits de Vénus se produisent alors lorsque la conjonction inférieure la planète coïncide avec sa présence dans le plan de l'orbite terrestre, plus précisément quand elles croisent la ligne d'intersection de leurs plans orbitaux. Cet événement est rare à l'échelle de temps humaine du fait des critères nécessaires à cette observation : les transits de Vénus se produisent par cycles de 243 ans, le schéma actuel étant des paires de transit séparée de huit ans et se produisant à des intervalles d'environ 105.5 ans ou 121.5 ans[218]. Ce modèle fut découvert pour la première fois en 1639 par l'astronome anglais Jeremiah Horrocks[219].
+Au cours du transit de Vénus, il apparaît un effet d'optique appelé « phénomène de la goutte noire ». Lors du deuxième contact et juste avant le troisième contact, une petite larme noire semble connecter le disque de la planète avec la frontière du limbe solaire, rendant difficile de dater précisément lesdits contacts[220].
+Historiquement, l'observation des transits de Vénus est importante car ils permettaient aux astronomes de déterminer la la valeur de la distance Terre-Soleil (l'unité astronomique) par la méthode de la parallaxe, comme l'a fait Horroks en premier lors du transit de 1639[221]. Le XVIIIe siècle a ainsi vu de grandes expéditions de la part des astronomes européens pour mesurer les deux transits de 1761 et 1769[222],[223], auxquels le nom de l'astronome français Guillaume Le Gentil est resté attaché en raison de la malchance qui l'empêcha d'effectuer les observations auxquelles il avait consacré des années de préparation[224],[225]. Aussi, l'exploration du capitaine Cook de la côte est de l'Australie intervint après qu'il ait navigué jusqu'à Tahiti en 1768 pour observer le transit de Vénus de 1769[226],[227].
+La paire de transits suivante s'est produite en décembre 1874 et décembre 1882. Le transit de 1874[228] a fait l'objet de la plus ancienne expérimentation de film connue, le Passage de Vénus par l'astronome français Pierre Janssen[229],[230].
+La dernière paire de transit s'est produite les 8 juin 2004 et 5-6 juin 2012. Le transit pouvait à cette occasion être regardé en direct sur Internet à partir de nombreux streaming ou observé localement avec le bon équipement et les bonnes conditions[231]. Le prochain transit aura lieu le 11 décembre 2117[232],[233].
+Des observations à l'œil nu de Vénus en journée sont notées dans plusieurs anecdotes et enregistrements.
+L'astronome Edmund Halley a calculé sa luminosité maximale à l'œil nu en 1716, lorsque de nombreux Londoniens ont été alarmés par son apparition en plein jour[234]. L'empereur français Napoléon Bonaparte a été témoin d'une apparition diurne de la planète lors d'une réception au Luxembourg[234].  Une autre observation historique diurne célèbre de la planète a eu lieu lors de la cérémonie d'inauguration pour du second terme du président américain Abraham Lincoln à Washington, DC, le 4 mars 1865[208],[235],[236]. Pendant la Seconde Guerre mondiale, le navire de guerre américain USS Houston (CA-30) tira 250 coups vers le ciel le 9 décembre 1941 (deux jours après l'attaque de Pearl Harbor) pour tenter d'abattre Vénus, la prenant pour un avion ennemi[234],[237].
+Bien que la visibilité à l'œil nu des phases de Vénus soit contestée, il existe des enregistrements d'observations de son croissant[238].
+Le pentagramme de Vénus est le chemin que Vénus trace comme observé depuis la Terre. Il résulte du fait que les conjonctions inférieures successives de Vénus se répètent très près d'un rapport de 13:8 (la Terre faisant 8 révolutions quand Vénus en fait 13), donnant ainsi un angle constant de 144 ° sur les conjonctions inférieures séquentielles, c'est-à-dire à chaque période synodique[239],[c]. Ce ratio est une approximation : en réalité 8/13 vaut 0.61538 tandis que Vénus orbite autour du Soleil en 0,61519 années terrestres[240]. Comme il faut 5 périodes synodiques de Vénus pour former le pentagramme, cela se produit toutes les 8 années terrestres[241].
+Aussi, le pentagramme fut également utilisé comme symbole de Vénus et de la féminité en général, en lien avec la Déesse mère[242].
+Un mystère de longue date des observations de Vénus est la soi-disante lumière cendrée. Il s'agit d'un phénomène lumineux évanescent qui se présenterait sous la forme d'une lueur diffuse à peine discernable éclairant la partie sombre du disque de Vénus lorsque la planète est en phase de croissant[217],[160]. La première observation revendiquée de la lumière cendrée a été faite en 1643, mais l'existence de l'illumination n'a jamais été confirmée de manière fiable. Les observateurs ont émis l'hypothèse que cela pourrait résulter d'une activité électrique dans l'atmosphère vénusienne, mais cela pourrait également être une illusion d'optique, résultant de l'effet physiologique de l'observation d'un objet brillant en forme de croissant[243],[244].
+L'exploration de Vénus à l'aide de sondes spatiales commence au début des années 1960. Une vingtaine d'entre elles ont depuis visité la planète, que ce soit pour de simples survols, pour des séjours plus longs en orbite autour de Vénus, ou encore pour larguer des modules d'observation dans l'atmosphère et à la surface de Vénus.
+La première mission d'envoi de sonde spatiale sur Vénus, et d'une façon générale sur une autre planète que la Terre, commence avec le programme soviétique Venera en 1961[245]. Cependant, ce sont les États-Unis qui connaissent le premier succès avec la mission Mariner 2 le 14 décembre 1962, devenant la première mission interplanétaire réussie de l'histoire, passant à près de 35 km au-dessus de la surface de Vénus et collectant des données sur l'atmosphère de la planète et sa température de surface évaluée à près de  700 K (427 °C). [246],[247]. La sonde ne détecte pas de champ magnétique au voisinage de la planète et met en évidence la quasi-absence d'eau dans l'atmosphère vénusienne[248],[249]. Les informations envoyées par Mariner 2 complètent les observations radar réalisées depuis le sol terrestre la même année, notamment à l'observatoire Goldstone en Californie, qui ont permis d'estimer la période de rotation de la planète, inconnue jusqu'alors[250].
+Le 18 octobre 1967, Venera 4 entre avec succès dans l'atmosphère vénusienne et réalise des expériences. La sonde montre que la température de surface est plus chaude que ce que Mariner 2 avait calculé, à près de 500 °C, détermine que l'atmosphère est composé à 95% de dioxyde de carbone et découvre que l'atmosphère de Vénus était considérablement plus dense que ce que les concepteurs de la sonde n'avaient prévu[251]. La sonde Venera 4 parvient à lancer une capsule vers le sol vénusien, et celle-ci transmit des données sur la composition de l'atmosphère vénusienne jusqu'à une altitude de 24 km. En parallèle, les américains lancent Mariner 5 dont les données seront analysées conjointement avec celles de Venera 4 par une équipe scientifique soviéto-américaine dans une série de colloques au cours de l'année suivante[252], ce qui consistue un premier exemple de coopération spatiale en pleine Guerre Froide[253].
+En 1974, Mariner 10 transite par Vénus lors d'une manœuvre d'assistance gravitationnelle lui permettant de se diriger vers Mercure. La sonde a pu prendre des photographies ultraviolettes des nuages pendant le survol, révélant des vitesses de vent très élevées dans l'atmosphère vénusienne.
+En 1975, les atterrisseurs soviétiques Venera 9 et 10 transmettent les premières images de la surface de Vénus, qui étaient alors en noir et blanc. En mars 1982, les premières images couleur de la surface ont été obtenues par les atterrisseurs soviétiques Venera 13 et 14 à quelques jours d'intervalle[248].
+La NASA obtient des données supplémentaires en 1978 avec le projet Pioneer Venus qui comprend deux missions distinctes : Pioneer Venus Orbiter et Pioneer Venus Multiprobe[254],[255].  Le programme soviétique Venera prend en octobre 1983, lorsque les sondes Venera 15 et 16 sont placées en orbite pour effectuer une cartographie détaillée de 25% du terrain de Vénus (du pôle nord à 30 ° de latitude nord)[256].
+Par la suite, Vénus est de nouveau régulièrement survolée afin de réaliser des maneuvres d'assistance gravitationnelle, notamment Vega 1 et Vega 2 (1985) avant d'aller visiter la Comète de Halley, Galileo (1990) avant d'aller sur Jupiter, Cassini – Huygens (1998) avant d'aller sur Saturne et MESSENGER (2006) avant d'aller sur Mercure. Lors de son survol, la sonde Galileo fait des observations en proche infrarouge[257].
+En orbite pendant 4 ans autour de Vénus, entre 1990 et 1994, la sonde Magellan réalise une cartographie complète et très précise (avec une résolution horizontale inférieure à 100 m) de la surface de la planète. La sonde spatiale a utilisé pour cela un radar, seul instrument capable de percer l'épaisse atmosphère de Vénus. Un relevé altimétrique est également effectué. Cette cartographie détaillée montre un sol remarquablement jeune géologiquement parlant (de l'ordre de 500 millions d'années), la présence de milliers de volcans[248],[258] et une absence de tectonique des plaques telle qu'on la connait sur Terre mais de nouvelles analyses suggèrent que la surface est divisée en blocs rocheux, « ramollis » par la chaleur intense de l'environnement et semblent se déplacer entre eux à la manière des blocs de glace de la banquise terrestre[259].
+La sonde Vénus Express de l'Agence spatiale européenne est lancée en novembre 2005 et a observé Vénus depuis avril 2006 jusqu'au 16 décembre 2014. Elle permet de réaliser plusieurs découvertes importantes dont une possible activité volcanique récente, le ralentissement de sa vitesse de rotation ou encore la présence d'une « queue magnétique »[260].
+En 2007, une mission européenne Venus Entry Probe est prévue pour permettre l'exploration in situ de l'atmosphère vénusienne grâce entre autres à un ballon naviguant à une altitude de 55 km, mais elle n'aboutit finalement pas[261].
+En 2014, des chercheurs de la NASA présentent le projet High Altitude Venus Operational Concept qui vise à établir une colonie humaine installée dans des dirigeables à 50 kilomètres d'altitude où la température n'est que de 75 °C et la pression proche de celle de la Terre[262],[263]. À la fin des années 1960, la NASA avait déjà étudié la possibilité d'utiliser des éléments du programme Apollo afin de réaliser un survol habité de Vénus avec un équipage de trois astronautes qui auraient effectué le voyage aller-retour en une année environ[264].
+En 2016, le programme Institute for Advanced Concepts de la NASA commence à étudier un rover (astromobile), l'Automaton Rover for Extreme Environments, conçu pour survivre longtemps dans les conditions environnementales de Vénus. Il serait contrôlé par un ordinateur mécanique et alimenté par l'énergie éolienne[265].
+Depuis 2016, une sonde de la JAXA, Akatsuki, est sur une orbite très elliptique autour de Vénus[266],[267]. Lancée en 2010 mais arrivée avec cinq ans de retard à cause d'une panne de propulseur lors de son insertion initiale, il s'agit de la seule sonde en orbite autour de Vénus en 2020. Elle a pour objectif de mieux comprendre ce qui a mené la planète à son état actuel, notamment son effet de serre[268]. L'engin a permis de découvrir la présence, à 64 km d'altitude, d'une onde de gravité longue de 10 000 km et 65 km de large, stationnaire par rapport au sol et pouvant perdurer plusieurs jours (contrairement aux ondes de gravité sur Terre qui disparaissent très vite)[269]. Akatsuki a également pris des clichés dans l'infrarouge de la face nocturne de Vénus[270].
+La planète Vénus doit son nom à la déesse Vénus, déesse de l'amour dans la mythologie romaine (assimilée à l'Aphrodite de la mythologie grecque).
+La représentation la plus célèbre de Vénus reste celle de Vincent Van Gogh dans La Nuit étoilée, vue depuis la chambre de son asile du monastère Saint-Paul-de-Mausole à Saint-Rémy-de-Provence en mai 1889[275],[276]. Une étude du ciel au pritemps de 1889 permet de confirmer qu'il s'agit bien de Vénus, entourée de blanc en bas à droite du grand cyprès, ce qui est aussi confirmé dans les lettres du peintre[277].
+La planète est également visible dans ses peintures Route avec un cyprès et une étoile[278] et La Maison blanche, la nuit, réalisées en 1890 et peu avant la mort de l'artiste[279].
+La Nuit étoilée, Vincent Van Gogh (1889)
+Route avec un cyprès et une étoile, Vincent Van Gogh (mai 1890)
+La Maison blanche, la nuit, Vincent Van Gogh (1890)
+Des poètes préromantiques et romantiques tels que William Blake, Robert Frost, Letitia Elizabeth Landon, Alfred Lord Tennyson et William Wordsworth ont écrit des poèmes au sujet de la planète[280].
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+Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant éliminé tout corps « rival » se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire.
+Ptolémée fut l'un des premiers à essayer de comprendre la formation et le fonctionnement des planètes. Celui-ci en était venu à la conclusion que toutes étaient en orbite autour de la Terre selon un mouvement déférent et épicyclique. Bien que l'idée que les planètes tournent autour du Soleil ait été suggérée à plusieurs reprises, il a fallu attendre le XVIIe siècle pour que cette opinion soit corroborée par les tout premiers télescopes d'observations astronomiques, réalisés par Galilée. Par la suite, une analyse minutieuse des données d'observation mène Johannes Kepler à trouver que les orbites des planètes ne sont pas circulaires, mais bien elliptiques.
+Il n'existe pas de définition officielle générale du mot « planète » hormis une définition de travail de l'Union astronomique internationale (UAI) datant de 2002 et modifiée en 2003. En bref, celle-ci définit la limite supérieure des planètes par la limite de fusion nucléaire du deutérium (au-delà on parle de naine brune) et exclut les objets libres de masse planétaire (appelées sous-naines brunes). La limite inférieure est définie comme pour les planètes du système solaire. Cette limite date de 2006 et précise, en termes simples, que l'objet doit, en plus de tourner autour du Soleil, être relativement sphérique et avoir éliminé tout corps rival se déplaçant sur une orbite proche (cela peut signifier soit en faire un de ses satellites, soit provoquer sa destruction par collision). De fait, ce dernier critère ne s'applique pas aujourd'hui aux exoplanètes pour des raisons technologiques[1]. On estime que le nombre d'exoplanètes dans notre seule galaxie est d'au moins 100 milliards[2].
+Selon la définition de 2006, il y a huit planètes confirmées[3] dans le Système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (sans Pluton, cf. ci-dessous).
+En même temps que la définition d'une planète était clarifiée, l'UAI définissait comme étant une planète naine un objet céleste répondant à tous les critères, sauf l'élimination des corps sur une orbite proche. Contrairement à ce que suggère l'usage habituel d'un adjectif, une planète naine n'est pas une planète, puisque l'un des critères de la définition des planètes n'est par définition jamais rempli par les planètes naines ; ceci explique qu'il n'y ait, comme listé ci-dessus, que huit planètes dans le Système solaire. On compte actuellement cinq planètes naines dans le Système solaire : Cérès, Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris[4]. Cependant il est possible et même probable qu'à l'avenir cette liste devienne plus longue que celle des planètes.
+La liste des planètes a fortement varié au gré des découvertes et nouvelles définitions de l'astronomie. La Terre n'est considérée comme une planète que depuis la reconnaissance de l'héliocentrisme (position centrale du Soleil), Pluton et Cérès furent classées comme planètes en premier lieu lors de leur découverte, mais la définition de l'UAI a conduit à exclure de manière claire de tels objets.
+Le substantif féminin[5],[6],[7] « planète » est emprunté[5],[6], par l'intermédiaire[5] du latin planeta[6],[7],[note 1], au grec ancien πλανήτης, planếtês, pris de l'expression πλανήτης ἀστήρ, planếtês astêr, qui désigne un « astre en mouvement » ou « astre errant », par opposition aux étoiles (les « étoiles fixes ») qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.
+Ce mouvement apparent, repéré en suivant la planète dans le ciel d'une nuit à l'autre, a été observé très tôt par les hommes de toutes les civilisations, mais sa complexité est longtemps restée un mystère pour les astronomes jusqu'à son identification à la résultante des courses elliptiques de la Terre et des autres planètes autour du Soleil.
+Si les planètes du Système solaire sont visibles la nuit dans le ciel, c'est parce qu'elles réfléchissent la lumière du Soleil, contrairement aux étoiles qui brillent par elles-mêmes.
+La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5 × 1020 kg et un diamètre d'au moins 800 km pour être considéré comme une planète[8].
+Pour le dictionnaire, dont les définitions n'ont qu'une valeur académique et non scientifique, une planète est un « objet céleste compact, dépourvu de réactions thermonucléaires (ou anciennement : sans lumière propre), gravitant autour du Soleil ou, par extension, d'une étoile ».
+En 2003, Sedna avait déjà été décrétée par les médias comme étant la dixième planète du Système solaire, mais beaucoup d'astronomes étaient réticents pour lui accorder ce statut. En fait, les astronomes n'étaient pas unanimes sur la définition d'une planète et l'UAI a donc tranché la question.
+Jusqu'en 2006, la National Academy of Sciences américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de deux masses joviennes gravitant autour d'une étoile. Mais cette définition ne tenait pas compte des récentes découvertes, dont celles de (136199) Éris (en 2005), de (90377) Sedna et autres objets de la Ceinture de Kuiper.
+Classiquement, le terme « planète » s'oppose à celui d'« étoile ». Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie lumineuse rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite (toute planète émet des rayonnements électromagnétiques, généralement dans l'infrarouge en raison de sa faible température). Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.
+Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planète et celui d'étoile est le mode de formation :
+Bien qu'elles n'émettent pas de lumière visible, les planètes produisent un peu d'énergie détectable en infrarouge (IR). Pour la Terre, vu de l'espace, ceci est environ 4 000 fois moins que ce qui est reçu du Soleil. Le phénomène est plus important pour Jupiter, Saturne et Neptune. Dans l'infrarouge, elles renvoient 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil[9].
+Théoriquement, il existe des planètes qui n'orbitent autour d'aucune étoile. Formées autour de ces dernières, elles peuvent être libérées de leur lien gravitationnel par diverses interactions gravitationnelles. De telles planètes, dites « planètes flottantes » ne reflètent la lumière d'aucune étoile. Le 14 novembre 2012, l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble a annoncé la découverte probable d'une planète de cette catégorie, appelée CFBDSIR 2149-0403[10].
+Au sein du Système solaire, les planètes ont une orbite elliptique qui est, à l'exception de Mercure, quasi circulaire et dont le Soleil est situé à l'un des foyers. En première approximation, les planètes orbitent toutes dans un même plan nommé écliptique. L'écliptique est inclinée de sept degrés par rapport au plan de l'équateur du Soleil. Les planètes orbitent toutes dans la même direction, dans le sens contraire de celui des aiguilles d'une montre lorsque regardées du dessus du pôle nord du Soleil[11].
+Les étoiles les plus petites, les naines brunes, n'ont jamais été assez massives pour engendrer un processus de fusion thermonucléaire en leur sein, à part les plus massives qui brûlent le deutérium de leur enveloppe pendant quelques dizaines de millions d'années avant de se refroidir. Les naines brunes rayonnent un grand nombre de milliards d'années mais pas selon le processus classique (proton/proton ou CNO) ; elles n'appartiennent pas de ce fait à la séquence principale.
+Tout astronome a besoin de construire une définition scientifique qui peut s'avérer parfois assez éloignée de la définition communément admise.
+Quatre définitions ont été proposées en 2005 par l'astronome Michael E. Brown qui permettent d'avoir une idée plus claire sur la question :
+Michael Brown et son équipe reconnaissent qu'il n'existe pas de définition scientifique qui épouse à la fois les conditions rencontrées dans le Système solaire et notre culture. Comme il l'a écrit « pour une fois j'ai décidé de laisser gagner la culture. Nous, scientifiques, pouvons continuer nos débats, mais j'espère que nous serons globalement ignorés ». Pour lui, la question est donc entendue : en 2005, il existe donc dix planètes dans le Système solaire et une kyrielle d'autres populations de petits corps.
+À l'inverse, beaucoup d'astronomes préfèrent considérer qu'il existe huit planètes (de Mercure à Neptune), et qu'en raison de leurs caractéristiques, Pluton et les autres corps de la ceinture de Kuiper, qu'ils soient petits ou gros, sont des objets d'un autre type (qu'on désigne d'ailleurs sous le terme générique de transneptuniens).
+On connaît avec certitude l'existence de huit planètes dans le Système solaire. En Occident elles sont chacune nommées d'après un dieu romain, sauf la Terre, et on leur associe un symbole astronomique, voire astrologique. Par ordre croissant d'éloignement du Soleil, ce sont :
+Une neuvième planète pourrait également exister, à une distance très supérieure aux autres planètes connues[3].
+Les planètes du système solaire peuvent être divisées en trois catégories :
+Pour se souvenir de l'ordre, une méthode courante est de mémoriser une phrase mnémotechnique comme « Me Voici Toute Mignonne, Je Suis Une Nébuleuse »[13], les initiales de chaque mot suivant celles des planètes, classées par distance en partant du Soleil. Celle donnée ici est une adaptation de la phrase « Me Voici Toute Mignonne : Je Suis Une Nouvelle Planète », écrite à l'époque où on considérait Pluton comme une planète.
+En effet, historiquement, Pluton, comme (1) Cérès, a été considérée comme une planète depuis sa découverte. Puis les astronomes ont reconsidéré ce statut en constatant qu'il s'agissait d'un objet d'un type relativement courant découvert depuis les années 2000. Ils ont requalifié Pluton le 24 août 2006 car on a découvert d'autres objets transneptuniens de taille comparable dans la ceinture d'astéroïdes extérieurs, comme (136199) Éris (paradoxalement on hésitait alors à qualifier cet objet de dixième planète, et on le désignait alors par son nom de code Xéna car la décision sur le nom était trop lourde de responsabilité au cas où il serait qualifié de planète).
+Les deux planètes les plus proches du soleil, Mercure et Vénus, n'ont pas de satellite[14]. Parmi les planètes telluriques, seules Mars et la Terre en possèdent : deux satellites tournent autour de Mars, et la Terre n'a que la Lune comme satellite naturel. Les géantes gazeuses, plus volumineuses et ayant une masse plus importante, sont susceptibles d'attirer des objets célestes. Ainsi, Saturne possède officiellement 82 satellites après la découverte courant 2019 de 20 nouvelles lunes, ce qui la place devant Jupiter avec ses 79 lunes[15]. Uranus et Neptune, géantes de glace beaucoup moins massives que les géantes gazeuses, possèdent respectivement, aux erreurs d'observation près, 29 et 14 satellites.
+Depuis 1990, année de la découverte des premières planètes extrasolaires par Aleksander Wolszczan, on sait qu'il existe des planètes autour d'autres étoiles. Il est même probable que leur présence soit très courante étant donné le nombre de planètes identifiées depuis lors[16], alors que les techniques dont on dispose pour le moment ne permettent de détecter que les planètes massives et proches de leur étoile. Même si celles qui ont été détectées jusqu'ici sont presque toutes des planètes géantes (au moins de la taille de Jupiter ou Saturne), les astronomes ne désespèrent pas de mettre en évidence des planètes similaires à la Terre, ce qui pourrait justifier certaines recherches d'une vie extraterrestre. Entre 1995 et 2005, près de 170 exoplanètes ont été ainsi découvertes.
+En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en constatant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'une éclipse.
+Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps.
+Le 13 juin 2005, une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la 155e exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :
+Dans la revue Nature du 14 juillet 2005, l'astrophysicien polonais Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a révélé qu'il avait découvert une géante gazeuse, autour de HD 188753, une étoile triple (un système binaire gravitant autour d'une étoile primaire de type solaire). La planète, HD 188753 Ab, gravite autour de l'étoile principale et est du type Jupiter chaude, c'est-à-dire une géante gazeuse comme Jupiter, mais beaucoup plus proche de son étoile que ne l'est Jupiter du Soleil — plus proche de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil, en fait ! Les modèles actuels (juillet 2005) de formation de telles planètes supposaient une formation à une distance appropriée pour une planète géante, suivie d'un rapprochement vers l'étoile centrale, ce qui n'est pas possible dans le cas particulier de HD 188753.
+La première photographie optique d'une exoplanète a été publiée le 13 novembre 2008. D'une masse probablement proche de celle de Jupiter, cette planète, baptisée Fomalhaut b, est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscus austrinus), à une distance d'environ quatre fois celle séparant Neptune du soleil.
+On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivie par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.
+Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivie d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour la formation planétaire.
+Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3) et froides (typiquement 10 à 100 K) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à 10 000 K et presque vides avec 10 atomes/cm3 ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter) : l'effondrement gravitationnel.
+Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.
+Mais le processus ne peut perdurer que si l'énergie thermique peut s'évacuer. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui-même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, en partie non-élastiques.
+Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz (« modèle de nucléation »), alors appelé proto-étoile, sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale à la vitesse de libération de cet astre. Elle augmente rapidement au-delà de 10 km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et constitue une quantité d'énergie rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à ce qu'elle deviendra après stabilisation en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto-étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.
+Cette transparence est contrecarrée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.
+En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.
+Les pôles étant déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) limite le processus d'effondrement et l'arrête complètement en l'absence de mécanisme qui dissipe son énergie de rotation.
+Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière observable sur Terre. Il s'agit pourtant d'une zone très dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.
+C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.
+Au départ, le nuage possède une opacité non négligeable sur une épaisseur de l'ordre de 10 à 30 UA. La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de un à dix mètres par seconde, au sein du gaz ténu, vers le plan de révolution. En 10 000 ans environ, la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques kilomètres d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde presque son épaisseur initiale. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent, forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (10 000 fois plus gros que les poussières). L'agrégation résulte des simples forces de contacts entre grains.
+Avant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique, ils génèrent une traînée hydrodynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps d'un mètre situé à une unité astronomique). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de cinq ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisables, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capable d'encaisser les chocs ultérieurs.
+En raison de sa masse supérieure, un des corps parvient à attirer par gravitation des poussières du sillon planétaire dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'issue de ce stade, il peut atteindre le kilomètre et est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en termes de traînée. Il se forme alors un planétésimal, dont le diamètre peut atteindre cinq à dix kilomètres et la masse est de l'ordre de mille milliards de tonnes. Il deviendra un petit corps (astéroïde ou comète) ou une planète.
+À ce stade, le système est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides de tailles échelonnées du micromètre au kilomètre.
+La formation de planète à partir des planétésimaux dure environ 100 000 ans et a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante :
+Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par la force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.
+Dans un disque circumstellaire d'environ un millième de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 millions d'années et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.
+Expliquer la formation des planètes gazeuses — quelque 100 000 ans à 1 million d'années — comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique.
+Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui entrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de quinze masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.
+Cette masse critique a été atteinte car ces planètes sont au-delà de la ligne des glaces où la quantité de matière solide disponible était plus importante grâce à la condensation de l'hélium et de l'hydrogène qui forment des glaces (méthane CH4, ammoniac NH3, neige carbonique CO2, glace d'eau H2O, etc.)[17].
+Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrête qu'après épuisement du gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. Ainsi se forment des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).
+Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de millions d'années.
+Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de trois à cinq fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des planètes telluriques et doit les former en un temps limité par la durée de vie du disque.
+Les noms des planètes du Système solaire sont attribués par les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI). Celles-ci adoptent de manière cohérente les noms des dieux de la mythologie romaine qui ont été imposés par l'astrolâtrie de la mythologie grecque[18]. En raison de sa couleur rouge, on dénomma la quatrième planète Mars en référence au dieu romain de la guerre (et donc du sang) et, plus récemment, la planète (136199) Éris, déesse de la discorde pour la planète naine dont la découverte a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète au détriment de Pluton, qui ne respecte pas le nouveau critère d'« élimination des rivales ».
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+Une plante carnivore est une plante capable d'attirer et de capturer des proies (insectes, acariens et autres petits invertébrés essentiellement) puis de les assimiler, entièrement ou en partie, afin de subvenir (partiellement) à ses propres besoins. Il existe un peu plus de 700 espèces de plantes carnivores au sens strict connues au début du XXIe siècle[1], mais en moyenne 3 espèces de plantes carnivores sont découvertes ou décrites chaque année depuis l'an 2000[2].
+En 1763, Arthur Dobbs (en), alors gouverneur de la Caroline du Nord, attire pour la première fois l'attention du public et des scientifiques européens sur une plante qu'il appelle « attrape-mouches sensible ». C'est à lui qu'on doit l'appellation « plante carnivore »[3].
+Des spécimens vivants sont envoyés en 1768 en Angleterre où le botaniste John Ellis est le premier à soupçonner son mode de nutrition. Il lui donne la dénomination officielle de l'espèce, la Dionée attrape-mouche et adresse à Carl von Linné un spécimen desséché et une description détaillée de la plante. Mais le naturaliste suédois, doutant de son carnivorisme, préfère classer le phénomène en « miraculum Naturae », le considérant comme extraordinaire et accidentel. Il nomme la plante « Venus flytrap » (« Vénus attrape-mouche ») en s'inspirant de Vénus, déesse de l'amour et de la beauté dans la mythologie romaine[4].
+La carnivorité de la « Vénus attrape-mouche » n'est démontrée par Charles Darwin que vers 1865[5] et il écrit à propos du mécanisme de capture de cette plante, dans son traité Les plantes insectivores (en), que la dionée est « l'une des plantes les plus merveilleuses au monde »[6].
+Les plantes carnivores se distinguent du reste du règne végétal par leur capacité à attirer, capturer et digérer leurs proies. Une plante capable uniquement de capture, éventuellement de dégradation, mais incapable d'assimiler sa proie, est qualifiée précarnivore, en référence à sa potentielle évolution vers la carnivorité. Les bactéries aidant à l'assimilation sont qualifiées de protocarnivores. Chez les plantes carnivores, le régime carnivore est apparu six fois dans cinq ordres différents au cours de l'évolution[7].
+Si un grand nombre d’espèces de plantes carnivores se situent dans des régions tropicales, on peut néanmoins trouver des spécimens sous presque toutes les latitudes. Ces plantes poussent la plupart du temps dans des sols pauvres en azote et en phosphore, comme dans les tourbières. La carnivorie est une adaptation à des environnements pauvres et qui leur confère un avantage écologique leur permettant de les coloniser. L'apparition et la spécialisation de la carnivorie est un exemple riche en écologie évolutive, au même titre, sinon plus, que l'apparition progressive de l’œil (voir Richard Dawkins, Stephen Jay Gould).
+La qualification de « plantes insectivores » ou « plantes entomophages » n'est pas toujours valable : si elle précise le régime alimentaire majoritaire d'un grand nombre de plantes carnivores, certaines ne se nourrissent pas du tout d'insectes (c'est le cas notamment des Utriculaires, qui ciblent des protozoaires ou de certaines espèces de népenthès qui consomment des geckos, des scinques, des oisillons et des souris[8]). De plus, il est toujours possible que des arachnides, des mollusques (petites limaces), voire des vertébrés soient victimes de pièges réputés « insectivores ».
+Les pièges sont, dans la plupart des cas, des feuilles modifiées. La diversité morphologique et fonctionnelle de ces pièges est remarquable. L’outre de capture des Utriculaires, l’urne des Népenthès, les mâchoires des Dionées, les poils gluants des Rossolis, etc. sont des adaptations indépendantes à la fonction carnivore.
+Le régime insectivore des népenthès est constitué à 80 % de fourmis. Ces plantes émettent des composés volatils (acides gras, terpènes, benzénoïdes) qui donnent une odeur mielleuse attirant les insectes, leurrant les phéromones sexuelles des coléoptères ou les phéromones de recrutement ou de trace chez les fourmis[9].
+La nutrition carbonée et la production de sucres se font par la voie classique de la photosynthèse, comme chez la plupart des végétaux dit supérieurs. Les plantes carnivores fixent ainsi le dioxyde de carbone de l’air, en présence de lumière, et absorbent l’eau et sels minéraux par leurs racines. Les proies qu’elles capturent ne sont, bien souvent, que des sources complémentaires d’azote et de phosphore.
+Les pièges des plantes carnivores sont caractérisés par leur mobilité et leur rapidité pour quelques-unes. S'ils sont mobiles ils sont dits « actifs », s'ils ne le sont pas, on parle de pièges « passifs ». Certains mouvements sont visibles à l'œil nu, comme la fermeture du piège de la Dionée.
+Ici, une partie de la plante exerce un mouvement pour la capture des proies, les genres suivants utilisent des pièges définis comme « actifs » :
+Les genres suivants ont des systèmes de pièges considérés comme passifs car immobiles :
+De nombreux genres sont carnivores, on peut citer :
+Dans le monde entier, les plantes carnivores sont en régression pour plusieurs raisons connues :
+Les plantes carnivores ont été en grande partie ignorées dans l'Antiquité et au Moyen Âge. Les premiers récits sur le sujet datent du début du XVIIe siècle, et l'imagination y a souvent joué un grand rôle.
+En avril 1874, un journaliste anonyme du New York World publie un article appelé à un retentissement immense, Crinoida Dajeeana. The Man-Eating Tree of Madagascar, où un supposé botaniste allemand, Karl Leche (déformé par la suite sous le nom de Carl Liche), serait censé avoir publié dans un journal scientifique de Karlsruhe une relation d'un voyage à Madagascar contenant le récit et la description d'un supposé sacrifice humain par l'intermédiaire d'un arbre anthropophage (mythe de l'arbre anthropophage (en) de Madagascar au XIXe siècle)[1]. Réduit au récit du sacrifice (le tiers du texte initial), cette description fera le tour du monde en passant notamment par un journal australien (octobre 1874, déformant le nom du découvreur en Carl Liche) et sera à son tour répercutée dans une publication des missionnaires protestants établis à Madagascar, en 1878, pour en dénoncer la fausseté. Mais cette reproduction de 1878 sera à son tour reproduite dans d'innombrables journaux et accréditera ce qui n'est au départ qu'un canular de journaliste. Un mythe moderne était né, qui essaimera dans toute la culture populaire.
+L'auteur anonyme du récit de 1874 sera identifié en 1888, à l'occasion d'une réédition intégrale de son récit dans Current Literature (New York), par le rédacteur en chef de ce périodique, comme étant un certain Edmund Spencer, obscur journaliste du World mort plusieurs années auparavant. Pendant les années suivantes, plusieurs variantes de plantes anthropophages seront propagées par les journaux des États-Unis en manque de sensationnalisme, telle la "vigne vampire du Nicaragua" (qui dévore le chien d'un certain Dunstan, chasseur et naturaliste de la Nouvelle-Orléans, se promenant près du lac Nicaragua), apparue dans la presse nord-américaine en 1889. Les types de végétaux et les localisations varient, toujours dans des régions difficiles d'accès (Guyane, Mexique, Bornéo, Philippines, Afrique centrale, Australie, etc.)[11].
+Il faut noter que la diffusion en 1874 de cet article grossissant et caricaturant les propriétés des plantes carnivores a eu lieu avant la publication des recherches de Charles Darwin sur ce sujet, qui ne seront publiée que l'année suivante, sous le titre Insectivorous Plants (1875). D'ailleurs, la correspondance de Darwin en mai-juin 1874 avec le botaniste Asa Gray prouve que ce dernier lui a envoyé copie de l'article du World (et d'articles publiés dans The Nation au sujet des plantes carnivores) et que donc Darwin a lu, et a réagi à cet article[12], en le trouvant bien écrit et bien imaginé, et qu'il a cru avoir affaire à une véritable relation de voyage, jusqu'à ce qu'il lise le passage où une femme de la tribu (imaginaire) des Mkodos est sacrifiée à l'arbre fantastique et qu'il comprenne alors qu'il avait affaire à un canular[13].
+En France, le récit initial inspirera un article similaire au romancier Louis Boussenard, dès 1876-77, mais c'est sa traduction en 1878, d'une part dans le Musée des familles (avec une gravure de Paul Kauffmann représentant avec une grande fidélité tous les détails de la morphologie du végétal légendaire tel que décrit dans l'article de 1874) et d'autre part une adaptation ou plutôt un plagiat dans le Journal des voyages[14]  (avec une gravure d'Horace Castelli, peu fidèle à la description du végétal du récit initial) qui lanceront le mythe dans notre langue. En 1885, le romancier Jules Lermina est ainsi l'un des premiers auteurs à s'inspirer de cet article pour écrire ce qui est sans doute le premier conte fantastique mettant en scène une plante anthropophage cultivée en serre (explicitement "gavée") par un savant (donc en dehors de tout cadre naturel), Titane, publié dans le Supplément littéraire du Figaro le 25 avril 1885. Cette parution est précédée par les premières transpositions littéraires de ce mythe par des romanciers populaires de langue anglaise, dont celle due à Arthur Conan Doyle en 1880, "The American's Tale". Toutefois, ce dernier ne met pas en scène un "arbre anthropophage" mais une Vénus attrape-mouche géante[15].
+Au XXe siècle, les auteurs de romans d'aventures, les écrits des premiers explorateurs, le cinéma, la télévision, les jeux vidéo et la publicité utiliseront fréquemment le côté sensationnel des plantes carnivores.
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+Plantae
+Règne
+Synonymes
+Classification phylogénétique
+Les plantes (Plantae) sont des organismes photosynthétiques et autotrophes, caractérisés par des cellules végétales. Elles forment l'un des règnes des eucaryotes[1]. Ce règne est un groupe monophylétique comprenant les plantes terrestres, les algues vertes, les algues rouges et les glaucophytes.
+Le nombre d'espèces de plantes est difficile à déterminer, mais il existerait (en 2015) plus de 400 000 espèces décrites, dont la grande majorité sont des plantes à fleurs (369 000 espèces répertoriées), sachant que près de 2 000 nouvelles espèces sont découvertes chaque année[4]. Depuis le début du XXe siècle, trois espèces de plantes disparaissent chaque année, principalement victimes de la déforestation. Une plante sur cinq serait menacée d'extinction[5].
+Les plantes ont été jusqu'au milieu du XXe siècle l'un des trois grands groupes dans lesquels les êtres vivants étaient traditionnellement répartis, les deux autres groupes étant celui des animaux et celui des fungi plus connus sous le nom de champignons. La division remonte aux environs du temps d'Aristote (384 av. J.-C. – 322 av. J.-C.) qui différenciait les plantes, celles-ci ne se déplaçant pas, et les animaux souvent en mouvement pour attraper leurs proies. Dans son Historia Plantarum, Théophraste (371-288 av. J.-C.) décrit près de 480 plantes et est le premier à proposer une classification basée sur des caractères propres aux végétaux et non sur des caractères anthropocentriques. Il en envisage d'ailleurs plusieurs : selon lui, les végétaux peuvent être répartis en quatre groupes selon leur hauteur : les arbres (dendron, d'où la dendrologie), arbrisseaux (thamnos), sous-arbrisseaux (phruganon) et plantes herbacées (poa) parmi lesquelles il classe les plantes potagères et les céréales. Le savant grec considère également possible de distinguer à l'intérieur de ces grandes catégories les espèces domestiques et les espèces sauvages ou encore les espèces terrestres et les espèces aquatiques[6]. Il désigne le végétal et la plante de la même manière, avec le terme grec phytos (d'où la phytologie) alors que les Romains emploient les termes latins d'arbores et herbae[7].
+Au cours du Moyen Âge apparaissent des usages botaniques pour les termes planta et vegetabilis : le premier désigne les végétaux selon leur usage, c'est-à-dire à des fragments que l’on « plante », le second faisant référence au verbe vegetare utilisé dans le vocabulaire religieux au sens de fortifier, vivifier, faire croître (d’un point de vue spirituel). À partir du XVIe siècle, les deux termes sont utilisés indistinctement ou alternativement pour désigner ce qui est vivant et immobile, par opposition à animalia (vivant et mobile) et à mineralia (non vivant et immobile)[7]. À cette époque, des botanistes, notamment les frères Jean et Gaspard Bauhin, entament une réflexion sur le classement des plantes[8]. Ils cherchent à établir des groupes naturels de plantes à partir de leur ressemblance mais c’est le botaniste Andrea Cesalpino qui fait progresser la classification des plantes. Dans son livre intitulé De plantis libri, paru en 1583, il propose quinze classes qui se basent sur des critères stables, tels que le caractère ligneux ou herbacé de la tige (« Arbores, Fructices, Suffructices et Herbae », les arbres, arbustes, arbrisseaux et herbes), la présence ou l'absence de graines, la forme du fruit, la présence ou l'absence d'une enveloppe autour d'elle, la forme de la racine. Cette classification commode est employée durant deux siècles[9].
+John Ray (1628-1705), naturaliste anglais, propose d'établir un nouveau système de classification ayant pour fondement le plus grand nombre possible de caractères de la fleur, du fruit ou de la feuille[10]. Puis, Pierre Magnol (1638-1715), inventeur du terme famille, répertorie 76 familles de plantes. Joseph Pitton de Tournefort (1656-1708) établit un classement des végétaux suivant la structure des fleurs et introduit les notions d'espèce et de genre. Enfin, Carl von Linné (1707-1778), botaniste du roi de Suède, crée la base du système moderne de classification scientifique et codifie la nomenclature binominale des végétaux et des animaux. Ces deux groupes deviennent des règnes, végétal et animal. Sa classification des plantes basée sur le « système sexuel » (nombre d'étamines) divise les groupes naturels, et est encore un obstacle au progrès en systématique[9]. En 1763, Michel Adanson publie Familles des Plantes, dans laquelle il présente une classification naturelle basée sur « l'ensemble de toutes les parties de la plante » (65 caractères végétaux). Cette classification naturelle est poursuivie par les de Jussieu et par la classification de Candolle qui améliore le système de Jussieu, en introduisant notamment les caractères anatomiques, qui permettent de distinguer les végétaux vasculaires qui présentent un système de circulation de la sève, des végétaux cellulaires[9].
+Un certain nombre d'espèces anciennement considérées comme des plantes, tels les champignons, les algues unicellulaires voire les algues pluricellulaires, commencent à être exclus de ce groupe pour former des catégories propres dès la fin du XIXe siècle[7].
+Les premières classifications semi-phylogénétiques (basées sur une appréciation subjective d'ancienneté des caractères selon un postulat aujourd'hui abandonné[11]) sont l'œuvre de l'école allemande (classification d'Eichler (en) en 1883, classification d'Engler en 1924) et de l'école anglo-saxonne (classification de Bessey (en) en 1915, classification d'Hutchinson (en) en 1926)[12].
+Les classifications modernes prémoléculaires des Angiospermes (classification de Takhtajan en 1943, classification de Cronquist en 1957, classification de Thorne en 1968, classification de Dahlgren en 1975) sont régulièrement révisées en fonction de progrès de la connaissance permettant de proposer de nouvelles hypothèses évolutives. Ces classifications complètent les classifications phylogénétiques moléculaires actuelles, notamment les classifications phylogéniques moléculaires en clades de l'Angiosperm Phylogeny Group. Au début du XXIe siècle, la systématique est ainsi basée sur une organisation phylogénétique rendue plus concrète par la mise en évidence de synapomorphies morphologiques ou biochimiques[13].
+Aujourd'hui la communauté scientifique francophone privilégie le terme végétaux plutôt que celui de plante, mais dans le même temps ces deux termes ne désignent plus vraiment un groupe homogène dans les classifications phylogénétiques[7].
+Le biologiste Marc-André Selosse estime la définition du terme végétal discutable et arbitraire. Si on réunit tous les eucaryotes capables de photosynthèse, alors ce terme « flou » correspond à un groupe polyphylétique dans lequel sont rassemblées des espèces de nombreuses lignées évolutives diverses qui ont acquis (parfois par convergence) un plaste photosynthétique[15]. Chez plusieurs de ces lignées, la distinction animal/végétal est d'ailleurs ténue. Le système des cinq règnes de Whittaker[16] comprend les « Plantae » comme des eucaryotes photosynthétiques pluricellulaires (notion de métaphytes, conception non valide mais présente encore dans les manuels scolaires)[17]. Selon une autre conception fonctionnelle macrocentrée, on peut resteindre cette définition à la lignée verte, tels les végétaux terrestres, les algues vertes et les algues rouges, ou plus restrictivement encore n'y inclure que les plantes vertes, la limiter aux plantes terrestres voire aux plantes à fleurs[18].
+En classification classique, traditionnellement, seules les algues vertes ou Chlorophytes étaient considérées comme plantes, et ne formaient donc pas un sous-règne. La classification des autres algues dans le règne des plantes est une introduction de la classification scientifique amorcée depuis le XIXe siècle. Auparavant, elles ont été classées de façon variable avec les protistes. Les progrès de la phylogénie ont fait récemment disparaître certaines classes et des rapprochements morphologiquement étonnants s'opèrent dans la classification.
+En classification classique ou traditionnelle, le sous-règne des Bryophytes (Bryophyta lato sensu) comprend trois divisions (ou embranchements) ou de végétaux terrestres non vasculaires : la division des Hépaticophytes (Hepaticophyta) : 6 000 espèces de plantes hépatiques ; la division des Anthocérotophytes (Anthocerotophyta) : 100 espèces d’anthocérotes ; et la division des Bryophytes (Bryophyta stricto sensu) : 9 500 espèces de mousses.
+Le sous-règne des Trachéobiontes (Tracheobionta ou Tracheophyta) est composé, selon une classification traditionnelle :
+Les chiffres montrent la domination qu’exercent aujourd’hui les Angiospermes (Magnoliophyta) parmi les plantes.
+L'image ci-contre représente un arbre phylogénétique des plantes vivantes, montrant les éléments suivants :
+Voir aussi les articles Archaeplastida (classification phylogénétique) et Chlorophyta (classification phylogénétique).
+En agriculture, une grande division est souvent faite entre les plantes herbacées et les plantes ligneuses (celles qui forment du bois).
+Dans le cadre des théories sur l’optimisation de l’exploitation de ressources minérales disponibles ponctuellement dans le temps et l’espace, la compétition qu'on observe entre les modules[22] d'une même plante à la recherche de nourriture, présente des similitudes avec les comportements de fourrageage chez les animaux[23]. Mais au niveau général, elle présente de fortes divergences. L'autotrophie de la plante la rend immobile (ce qui lui permet de souder les cellules végétales entre elles par leur paroi pectocellulosique qui confère rigidité mécanique[24] et résistance à l'ensemble)[25], ce qui l'oppose à l'animal, hétérotrophe, au corps plus mou et mobile. À nutrition égale, l'investissement énergétique alloué à la mobilité (au coût énergétique élevé) est important chez les animaux, alors que les plantes investissent surtout dans leur croissance, leur repousse (modules) et dans leurs défenses chimiques contre les herbivores et contre les pathogènes[26].
+Les associations symbiotiques avec des mycorhizes concernent environ 90 % des plantes vasculaires. Ces champignons mycorhiziens assurent l'essentiel de la nutrition hydrominérale des plantes. Par provocation, il est tentant de dire que « les plantes, dans leur état naturel, ont des mycorhizes plutôt que des racines »[27].
+Une hypothèse est que les plantes ont évolué morphologiquement et physiologiquement pour purger l'excès de carbone atmosphérique par le processus de photosynthèse[28].
+Il existe des plantes presque partout sur la Terre - dans le désert, sous l'eau, dans les forêts tropicales et même en Arctique. Toutefois, leur répartition à la surface de la Terre est fonction des conditions climatiques. Ainsi, pour rendre compte des principaux groupes de végétaux, le climatologue et botaniste allemand Wladimir Köppen a établi une classification des climats. Cette classification, publiée pour la première fois en 1901 et remaniée à plusieurs reprises depuis, est la plus ancienne et la plus connue.
+La classification de Köppen comprend cinq groupes de climats eux-mêmes divisés en cinq types climatiques. Le contour de chaque groupe correspond à la satisfaction d'un critère lié à la température de l'air ou combinant à la fois la température de l'air et le niveau des précipitations.
+La zone tropicale s'étend de part et d'autre de l'équateur entre le tropique du Cancer (23° 27' de latitude nord) et le tropique du Capricorne (23° 27' de latitude sud). Elle représente l'une des grandes zones climatiques nées de la circulation générale de l'atmosphère et de son déplacement saisonnier. Cette zone couvre environ 45 % de la surface globale des forêts. La température moyenne du mois le plus froid est supérieure à + 18 degrés Celsius. La végétation correspondante est la forêt tropicale ou la savane.
+Ces régions sont essentiellement caractérisées par la présence d'arbustes et d'herbes qui se sont adaptés à l'environnement désertique et qui, par un système de racines souterraines peu profond mais étendu à proximité de la surface (fasciculé), arrivent à récolter une quantité d'eau suffisante à leur croissance. La végétation est très peu développée et recouvre peu d'espace. Les espèces sont appelées xérophytes (du grec xero = sec, et phytos = plante), il existe des cactus, des plantes à cuticule épaisse pour limiter l'évapotranspiration, des plantes en coussinets, des succulentes (exemple famille des Crassulassées, dont le Sedum ou la joubarbe). La plupart des plantes chlorophylliennes de ces régions fonctionnent grâce à la photosynthèse en C4.
+En Europe, cette forêt s'étend de la forêt boréale à la forêt méditerranéenne (entre 40° et 55° nord). Le régime thermique est modéré avec en hiver un peu de gel sur la partie supérieure des sols, et un été modérément chaud. Il existe trois espèces dominantes.
+Il existe deux grands types de végétation en milieu polaire et subpolaire incluant la toundra, située entre 55° et 70° nord, une végétation dominée par les herbes et les mousses, souvent associées à divers arbustes. C'est une formation végétale continue et basse avec l'absence d'arbres à cause d'un sol gelé en profondeur en permanence, le pergélisol (température inférieure à 0 °C). L'absence d'arbres est aussi due à un raccourcissement de la période de végétation (l'été ne dure parfois qu'un à deux mois) ; et la taïga, une forêt boréale de grands conifères, typique de la Sibérie et du Canada. Les hivers sont plus longs et plus rigoureux et les mois d'été sont plus chauds (température supérieure à 10 °C). Cela devrait représenter la limite entre la taïga et la toundra. Le sous-bois est constitué de plusieurs conifères à aiguilles et de fougères. Dans l'hémisphère sud, cette formation végétale est plus réduite (dans les îles de l'Antarctique, la toundra en touffes domine la région).
+La classification des types biologique, selon Christen Christiansen Raunkiær, est une classification écologique, qui classe les plantes selon la manière dont elles protègent leurs bourgeons à la mauvaise saison (froide ou sèche) ; elle distingue cinq groupes ou types biologiques de végétaux :
+Yinon et ses collègues ont en 2018 publié[29] une évaluation quantitative du carbone stocké dans le vivant, montrant que si les plantes comptent bien moins d'espèce que le règne animal (moins que le seul groupe des arthropodes par exemple), en revanche elles constituent au sein du Vivant le « règne » qui domine largement en termes de poids de carbone, puisqu'elles sont constituées de 80 % de tout le carbone stocké par des organismes. Le carbone de tout le Vivant terrestre et marin pèserait aujourd'hui environ 550 gigatonnes (Gt) dont 450 Gt sont des plantes, loin devant les bactéries (70 Gt) et les champignons (12 Gt), et très loin devant la faune. En effet, la faune dont l'Homme fait partie ne compte que pour 2 Gt de Carbone (dont 50 % sont sous forme d'arthropodes), loin devant les humains qui avec 0,06 gigatonnes sont comparables aux termites ou au krill et des termites ; cependant ajoutent les auteurs, la pression de l'Homme sur le reste de la biomasse terrestre et marine est depuis 10 000 ans énorme : L'humanité a beaucoup déforesté et elle utilise une grande quantité de végétaux pour nourrir ses troupeaux de bovins, porcs et autres animaux domestiques ou de compagnie dont le poids en carbone est aujourd'hui environ 20 fois plus élevé que celui que tous les mammifères sauvages (tout comme nos volailles domestiquées dépassent en poids l'ensemble des autres oiseaux). L'humanité aurait déjà divisé par deux la biomasse végétale[30],[29] (qui joue aussi un rôle majeur pour le climat local et global, comme puits de carbone et source d'évapotranspiration).
+Les plantes vivant dans les milieux où l’eau est une source limitante ont dû développer plusieurs mécanismes afin de limiter leur perte d’eau. Certaines sont en dormance lors de la saison sèche et en germination lors de la saison de pluie, tandis que d’autres perdent une partie de leurs feuilles pendant la saison sèche, conservant ainsi quelques feuilles pour la photosynthèse. Les racines des plantes utilisant des stratégies d’évitement de la sécheresse sont plus profondes et plus épaisses et certaines possèdent des tiges souterraines leur permettant de stocker de la nourriture (principalement les hydrates de carbone) et de l’eau pendant de longues périodes. Leurs feuilles sont souvent épaisses et coriaces et possèdent peu de stomates. Ceux-ci sont habituellement situés sur la face abaxiale (dorsale) de la feuille, ce qui ralentit la vitesse de transpiration. Certaines feuilles possèdent des trichomes laineux réfléchissant ainsi la lumière et empêchant les feuilles de s’échauffer et de perdre leur eau trop vite. Les stomates des plantes adaptées dans les milieux arides ou semi-arides sont souvent dans des cryptes de la surface foliaire, ce qui réduit la vitesse de transpiration[31].
+On appelle xérophytes les plantes capables de vivre et grandir dans des conditions de sécheresse marquée.
+Les
+plantes de montagne ont développé plusieurs stratégies face à un milieu où
+la neige persiste longtemps au sol, où il y a une courte saison végétative, une extrême sécheresse, du vent, de fortes amplitudes thermiques, etc. Le refroidissement ralentit notamment la photosynthèse et la croissance[32]. Ces plantes, ainsi que ceux vivant dans la toundra, ont alors développé des adaptations afin d’éviter le froid et d’en limiter ses effets. Tout d’abord, certaines sont de petites tailles, leur permettent de profiter de la chaleur à la surface du sol et d’une protection contre le vent par le recouvrement de la neige. D’autres végétaux, dans la toundra notamment, comme le bouleau et le saule, forment une couverture au sol, c’est-à-dire qu’ils poussent à l’horizontale et non à la verticale[33]. La forme des plantes peut aussi être différente. Un motif en coussinet réduit l’évaporation et emprisonne la chaleur des rayons du soleil. Les feuilles de certaines plantes peuvent être réduites et épaisses et leur surface épaisse et cireuse empêchant la perte d’eau par des vents desséchants. D’autres plantes poussent comme une rosette, un tapis épais ou tout simplement blotties ensemble pour conserver leur chaleur et les aider à croître. Un duvet peut aussi les protéger du froid. Cette pilosité forme un écran qui limite la déshydratation provoquée par les vents et réfléchit une partie des rayonnements solaires en excès. Les plantes adaptées au froid ont habituellement un cycle de
+reproduction rapide pour contrer le fait que l’été soit court et que l’hiver soit long et un système racinaire peu profond.
+Toute plante qui est en contact avec des concentrations anormalement fortes en sel se nomme halophyte[34]. Afin de pouvoir survivre dans ces conditions, les racines de ces plantes ont un potentiel osmotique très faible pour pouvoir maintenir un gradient entre la plante et les racines. De plus, le sel peut se concentrer dans les feuilles les plus basses, celles qui tombent avant les autres, ce qui permet d’éviter les effets toxiques du sel. Il peut aussi s’accumuler dans des organes, tels que des glandes à sels ou des vésicules, qui s’occupent de l’excréter.
+Un autre type de plante peut se développer dans les milieux salés, il s’agit des glycophytes. Ceux-ci excluent les ions de leurs feuilles et les accumulent dans les racines et les tiges[35].
+Les hydrophytes représentent le groupe de végétaux vivant entièrement ou partiellement dans l’eau[35]. L’ensemble de leur appareil végétatif est donc en contact avec l’eau. Comme la concentration du dioxygène dans ce milieu ne se retrouve pas à la même concentration que dans l’air, ces plantes ont développé des stratégies d’acquisitions. Entre autres, elles possèdent des aérenchymes, un tissu parenchymateux (constitué de cellules vivantes) comportant de larges espaces intercellulaires remplis d’air, servant à transporter le dioxygène des parties hors de l’eau vers celles sous l’eau[36]. De plus, ces plantes absorbent l’eau directement du milieu extérieur grâce à la surface de leur feuille qui n’est pas ou peu cutinisée (substance prévenant les pertes d’eau). Il n’y a alors aucune transpiration effectuée[35].
+La plupart des végétaux possèdent des adaptations qui leur permettent de survivre ou de se défendre contre les agressions. Une étude de 2018 a conclu que leur système de signalisation était très proche[évasif] du système nerveux des animaux[37]. Ces dernières sont adoptées en réponse à une agression ou à un agresseur afin d’en minimiser les dégâts, voire de les éliminer. Toutefois, il faut savoir qu’ériger des structures de défense a un coût. En effet, par exemple, à la suite de l’apparition d’un polluant atmosphérique, une plante présentera des signes de faiblesse allant d’une baisse de rendement aux nécroses, puisqu’elle a dû consacrer beaucoup d’énergie à la construction de structures de défense[38].
+Les plantes présentent diverses défenses contre les herbivores. Ces dernières peuvent être physiques, chimiques, mais également symbiotiques. Elles peuvent ériger des structures qui préviendront l’herbivorie telles que des épines, des trichomes, ou posséder des parois cellulaires composées de lignine, une substance n’étant pas digestible par les mammifères[39]. Elles peuvent aussi produire des composés qui auront mauvais goût, qui seront toxiques ou qui attireront les prédateurs des herbivores (surtout pour les insectes). La production de canavanine par les plantes, par exemple, peut être toxique pour les insectes qui l’ingèrent car cet acide aminé prend la place de l’arginine dans les protéines de la victime, altérant ainsi leurs fonctions. Avec le temps, cette stratégie limite l’herbivorie de ces insectes qui trouvent de nouvelles sources de nourriture, ce qui protège les plantes[40].
+Certaines plantes sont aussi capables de s’adapter à l’apparition d’un polluant dans leur environnement. Parmi ces polluants, on retrouve entre autres l’acide fluorhydrique, qui perturbe le métabolisme du calcium des végétaux, ainsi que l’ozone, qui oxyde les composés des plantes et donc, qui leur est très néfaste. En réponse à cette dernière substance, une plante peut produire des composés phénoliques ou augmenter la production de cire cuticulaires pour se défendre[38].
+Les plantes se protègent de la sécheresse en limitant leur perte d’eau par transpiration en fermant leurs stomates. Par contre, lorsque la plante requiert un apport de CO2, elle se doit d’ouvrir ses stomates. Elle peut alors avoir des défenses physiques limitant les pertes d’eau par les stomates comme des cryptes contenant des trichomes. Ces petits poils se joignent aux cryptes pour limiter l’accès aux courants d’air qui assèchent la plante en diminuant sa couche limite. Ils peuvent aussi se retrouver en surface des feuilles où ils auront la même utilité. Aussi, dans certains cas, lorsqu’on retrouve des conditions asséchantes, les feuilles des végétaux peuvent se replier de façon à ne pas exposer leurs stomates. Ces plantes, en conditions humides, se déplieront pour ainsi exposer leurs stomates à l’air ambiant. Une plante vivant dans des conditions très asséchante pourra aussi survivre en constituant des réserves d’eau lors de pluies et en les utilisant lors de périodes de sécheresse. C’est le cas, entre autres, chez les plantes grasses ou plantes succulentes[41].
+Les plantes ne sont pas toutes exposées aux mêmes conditions. Certaines ont développé des adaptations leur permettant de résister au froid. L’une d’entre elles consiste à avoir une très petite taille et donc à se situer le plus près du sol possible où la température est habituellement de quelques degrés plus élevée. De plus, lorsqu’il y a de la neige, ces plantes se retrouvent protégées du froid et du vent par cette dernière. Une autre façon de réduire les dommages causés par le froid est d’adapter une forme circulaire. Non seulement cette forme procure une meilleure protection contre le froid, elle permet aussi de limiter les pertes d’eau puisque c’est celle qui a le plus petit rapport surface/volume[42].
+Il existe, selon leur degré de différenciation, quatre grands types d'organisation incluant les thallophytes, plantes vivant en milieux humides, caractérisées par un thalle, appareil végétatif peu différencié en forme de lame - algues ; les bryophytes : ce sont les mousses et les hépatiques, dont l’appareil végétatif commence à se différencier en tige et feuille. Ils constituent une nouvelle étape vers le passage de la vie aquatique à la vie terrestre ; les tracheophyta (anciennement appelées cormophytes ou « végétaux supérieurs ») : ce sont les plantes vasculaires ou plantes à racines (rhizophytes), qui comprennent les ptéridophytes (fougères) et les spermaphytes (plantes à graines). L’appareil végétatif est maintenant bien différencié en racine, tige, feuille et surtout vaisseaux conducteurs de sève (phloème et xylème). C’est grâce à ces vaisseaux conducteurs et à leur port dressé et rigide (par synthèse de la cellulose dans l’espace intercellulaire de ces vaisseaux, pour la construction d’un squelette de bois) que ces plantes sont adaptées au milieu terrestre.
+La pathologie végétale étudie les maladies dont souffrent les végétaux. Le terme phytopathologie sous-entend des maladies causées par des agents infectieux externes à la plante. Il peut s’agir de micro organismes (bactéries et champignons), de virus, ou encore d’insectes. Ainsi, il existe différents types de maladies (bactériennes, virales, cryptogamiques, à phytoplasmes, à nématodes…) qui dépendent de l’agent infectieux de départ. Les maladies parasitaires des végétaux sont aussi générées par des problèmes environnementaux, la pollution ou encore par la destruction de certaines biodiversités qui génèrent des modifications de notre écosystème.
+Toutes les espèces végétales peuvent être sujet à des phytopathologies. Par conséquent, les cultures exposées peuvent développer des symptômes très différents tels que :
+Les phytovirus ont la particularité de pénétrer la cellule végétale de leur hôte afin de tirer profit des mécanismes de la cellule et donc pouvoir, par la suite, se reproduire.
+C’est notamment le cas du virus de la mosaïque du tabac qui s’attaque aux plants de tabac. Constitué d’un brin d’ARN spiralé autour duquel se développe des sous-unités protéiques, il a été le premier virus identifié. Cet ensemble de protéines constitue la capside du virus. Une fois la plante infectée, les feuilles de cette-dernière vont prendre l’apparence d’une mosaïque, d'où le nom du virus. Il est généralement transmis par voie mécanique notamment grâce aux vêtements ou aux structures de serres, voie qui s'avère être très efficace. Pour limiter la propagation de ce virus, il est recommandé de pratiquer la prophylaxie poussée.
+Les bactéries peuvent être à l’origine de nombreuses phytopathologies et engendrer différents symptômes tels que des pourritures, des chancres, des nécroses, des jaunissements… Pour s’introduire dans la plante, les bactéries se faufilent par des ouvertures naturelles (stomates) ou bien par des blessures.
+Il résulte de la colonisation de la plante par différentes bactéries telles que Clavibacter michiganensis sepedonicus ou Ralstonia solanacearum. Ce type d’infection fait des ravages sur les cultures de pommes de terre, de tomates ou encore de riz.
+Par exemple, chez la tomate, l’agent pathogène est Ralstonia solanacearum. Cette bactérie vit enfouie dans le sol à une profondeur d’environ 30 cm. Elle peut donc être disséminée par les pratiques d’irrigation ou encore par les pratiques culturales pouvant blesser la plante et faciliter son infiltration. Son mode d’action est d’empêcher la circulation de la sève brute, constituée d’eau et de sels minéraux. Les feuilles de la plante sont alors privées de nutriments et se flétrissent. Lorsque la charge bactérienne est élevée, le flétrissement affecte toute la plante qui se rabougrit et meurt[44].
+Il résulte de la colonisation des arbres fruitiers par des bactéries du genre Pseudomonas. Notamment Pseudomonas syringae, une bactérie Gram négative, qui produit une protéine permettant à l’eau de geler malgré des températures supérieures à 0 °C. Les plantes infectées sont alors plus sensibles au gel et reconnaissable par l’apparition d'une tâche brune de forme concave qui se répand sur les branches et le tronc de l’arbre. Puis survient une déformation de l’écorce, due au développement de boursouflures et de crevasses. Enfin, l’altération de l’écorce provoque un écoulement de gomme. Durant l’été, la bactériose végétale peut toucher les organes verts et les feuilles âgées de la plante[45].
+C'est une maladie qui est générée par un manque de fer ou de magnésium et qui se manifeste par un manque de coloration sur les feuilles dû à un déficit en chlorophylle, mais une coloration très prononcée sur les nervures.
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+Australopithecus
+Genre
+Les Australopithèques (Australopithecus) forment un genre éteint d'hominines ayant vécu en Afrique entre environ 4,2 et 2 millions d'années (Ma) avant le présent (AP). Le genre Australopithecus (du latin australis, « du sud », et du grec ancien πίθηκος, píthēkos, « singe ») a été créé en 1925 par Raymond Dart après la découverte de l'Enfant de Taung en 1924 en Afrique du Sud[1].
+Les Australopithèques présentent à la fois des caractères ancestraux (cerveau peu volumineux) et des caractères dérivés (denture proche de celle du genre Homo). Leur locomotion est mixte et associe la bipédie à une capacité à grimper encore marquée[2]. Les Australopithèques ont connu une radiation évolutive au cours du Pliocène et jusqu'au début du Pléistocène, avant de céder la place aux Paranthropes. Il est possible que l'une des espèces d'Australopithèques soit à l'origine du genre Homo, qui apparait en Afrique entre 3 et 2 Ma[2].
+Les découvertes successives d'ossements fossiles dans plusieurs pays d'Afrique et d'Eurasie, ainsi que les progrès réalisés dans le sequençage et l'analyse des génomes, permettent de faire avancer la compréhension de l'évolution des grands singes et donc de l'Homme.
+Il y a environ 16 millions d'années, les Ponginae (lignée asiatique des orang-outans) se séparèrent des Homininae (lignée euro-africaine des gorilles, chimpanzés, et humains). Il y a plus de 7 millions d'années, les hominines (lignée des humains) et les panines (lignée des chimpanzés) ont divergé pour donner naissance aux préhumains et aux préchimpanzés[3].
+Les hominines anciens du Miocène supérieur (Sahelanthropus tchadensis dont l'âge est estimé à 7 Ma, Orrorin tugenensis âgé d'environ 5,9 Ma, et Ardipithecus kadabba âgé de 5,8 à 5,5 Ma, tous probablement bipèdes et associés à des milieux boisés ou mixtes[a]) ont donné naissance vers 4,2 Ma aux Australopithèques, dont Australopithecus anamensis est la plus ancienne espèce connue[4].
+Phylogénie des genres actuels et fossiles d'homininés :
+Gorilla (les gorilles)
+Pan (les chimpanzés)
+Ardipithecus † (Ardi)
+Australopithecus † (Little Foot, Lucy, etc.)
+Paranthropus † (Crâne noir)
+Homo (les humains)
+Jusqu'à aujourd'hui, les découvertes de fossiles d'hominines pré-Homo ont eu lieu exclusivement en Afrique. Leurs traces ont été relevées principalement dans la vallée du Grand Rift, de l'Éthiopie au Malawi, ainsi qu'en Afrique du Sud.
+Les fossiles d'Afrique de l'Est proviennent de Tanzanie (sites d'Olduvaï, de Laetoli, explorés par Louis et Mary Leakey), d'Éthiopie (vallée de l'Omo, vallée de l'Awash, explorées par Donald Johanson, Timothy White, et de nombreuses équipes américano-éthiopiennes), et du Kenya (Kanapoï, Lothagam, alentours du lac Turkana : Koobi Fora, Ileret, Allia Bay, explorés par Richard et Meave Leakey, ainsi que par des équipes kenyo-américaines).
+La région de l'Afar éthiopien a été le cadre, depuis 1973, de quelques-unes des plus importantes découvertes, dont le squelette complet à 40 % d'un individu féminin de l'espèce Australopithecus afarensis, auquel on a donné le surnom de Lucy[5]. En 1979, on a mis au jour dans la même localité d'Hadar un gisement contenant les fossiles d'une dizaine d'individus avec des fragments de crâne, des dents, des mandibules, ainsi que des os du bassin et des os longs d'australopithèques, datant de 3,2 millions d'années.
+En 1995, Michel Brunet a découvert au Tchad le premier fossile d'australopithèque situé à l'ouest de la vallée du Grand Rift, qu'il a attribué à la nouvelle espèce Australopithecus bahrelghazali. Cette découverte a affaibli la théorie de l'East Side Story, avancée en 1982 par Yves Coppens. Le site tchadien est resté le seul site de l'ouest trouvé à ce jour.
+En 1997, les premiers ossements de Little Foot ont été découverts dans la grotte de Sterkfontein, en Afrique du Sud. Les fouilles ont permis de reconstituer à 90 % le squelette d'un individu daté de 3,67 millions d'années, attribué à l'espèce Australopithecus prometheus[6].
+Le nombre élevé de restes fossiles dont on dispose aujourd'hui a permis de reconstituer plusieurs individus presque complets. Jusqu'à environ 2 millions d'années avant le présent, le genre Australopithecus se ramifie en différentes espèces qui conservent une architecture générale du crâne somme toute assez ancestrale. À partir du début du Pléistocène, ce groupe semble céder progressivement la place aux Paranthropes, plus spécialisés.
+Les Australopithèques possédaient la locomotion bipède, mais celle-ci n'était pas exclusive : d'après les phalanges courbées des doigts de la main et l'anatomie de l'épaule, ils avaient apparemment conservé une capacité arboricole[7]. Leur marche bipède a cependant été confirmée par la découverte en 1976 par Mary Leakey, près de Laetoli (plaine du Serengeti), en Tanzanie, d'une double série d'empreintes de pas conservées depuis 3,66 millions d'années.
+La structure des mains des Australopithèques est proche de celle des humains. Cependant, le pouce est plus court et l'articulation de la première phalange du pouce ne permet pas tous les mouvements d'une main d'homme moderne. Cette structure analogue indique néanmoins que les Australopithèques étaient peut-être capables de façonner des outils rudimentaires.
+Il existait d'autres différences morphologiques avec les premiers Homo connus. Avant tout, la capacité crânienne de l'Australopithèque reste faible (environ 450 cm3, alors que celle d'Homo habilis atteint environ 600 cm3), mais elle est cependant proportionnée à la masse corporelle de ces hominines dont la taille était de l'ordre de 130 cm.
+La locomotion bipède avérée est le caractère clé de ce groupe d'hominines. Australopithecus est la preuve que l'apparition de la bipédie a largement précédé celle d'un cerveau plus volumineux et plus complexe. On débat toujours pour savoir comment la bipédie est apparue il y a plus de 7 millions d'années dans la lignée des hominines. Il semble que des formes de bipédie existaient auparavant chez d'autres lignées d'hominidés européens, comme l'Oréopithèque, il y a quelque 8 millions d'années (Italie), et Danuvius guggenmosi, il y a 11,6 millions d'années (Allemagne)[8]. La bipédie avait notamment pour avantages de libérer les mains pour pouvoir attraper des objets, tandis que les yeux pouvaient mieux examiner au-dessus des grandes herbes pour trouver des sources d'aliments possibles ou repérer des prédateurs.
+Les changements radicaux dans la morphologie sont survenus avant la séparation entre Australopithèques et Homo. La structure du bassin et des pieds les distinguent en effet à peine des hommes modernes. Les dents présentent aussi le même aspect général avec de petites canines. Pourtant, l'évolution vers les Paranthropes a donné naissance à une denture plus grande et plus robuste. Les Australopithèques devaient faire face à un défi particulier en vivant dans la savane. Ils étaient les primates les plus lents à se déplacer de leur temps et beaucoup d'entre eux ont fini au menu des carnivores africains (comme les lions, et Dinofelis aujourd'hui éteint).
+On s'est rendu compte que les chimpanzés utilisent des instruments simples : ils ouvrent des noix avec des pierres et ils introduisent de petites branches dans les termitières. On a plus récemment fait la même découverte avec les gorilles. Certains chercheurs pensent qu'Australopithecus garhi aurait déjà fabriqué des outils en pierre, antérieurement aux premiers représentants connus du genre Homo, Homo habilis et Homo rudolfensis. Les restes retrouvés d'Australopithecus garhi étaient en effet accompagnés d'outils et de restes d'animaux découpés, ce qui suggère le début d'une fabrication d'outils[9]. Une découverte faite en 2009 à Dikika, en Éthiopie[10],[11], apporte une preuve indirecte de l'utilisation d'outils par Australopithecus afarensis ou l'un de ses contemporains, qui reporterait à 3,4 millions d'années l'âge des plus vieux outils de pierre connus.
+Les restes fossiles semblent indiquer que le genre Australopithèque serait l'ancêtre du genre distinct d'hominines appelé Paranthrope, et probablement du genre Homo. Selon certains chercheurs, Australopithecus anamensis (de 4,2 à 3,8 Ma) pourrait être l'ancêtre commun des Australopithèques et du genre Homo. Cette hypothèse est contestée par d'autres, qui estiment que la séparation entre les deux genres pourrait avoir eu lieu à une époque antérieure.
+Huit espèces d'australopithèques ont été décrites à ce jour. Leurs fossiles sont datés entre 4,2 et 2 Ma. Les plus fameux d'entre eux sont indiqués ci-dessous après l'espèce à laquelle ils sont rattachés.
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+Le parasitisme (du grec παρά / para, « à côté » et σῖτος sitos, « grain, blé, pain, nourriture », signifiant littéralement « qui prend la nourriture à côté de » et désignant à l'origine une fonction honorifique, celle de l’officier chargé de l'alimentation au prytanée d'Athènes[1]) est une relation biologique durable entre deux êtres vivants hétérospécifiques où un des protagonistes — le parasite — tire profit d'un organisme hôte pour se nourrir, s'abriter ou se reproduire[2]. Cette relation aura un effet négatif pour l’hôte. Les organismes qui ne sont pas parasites sont qualifiés de « libres ».
+On trouve des parasites dans l'ensemble du monde vivant. Certains groupes sont composés quasi exclusivement de parasites (exemples : les plathelminthes monogènes), bien que la plupart comportent à la fois des espèces parasites et libres (exemple : les nématodes). Les vertébrés comportent très peu d'espèces parasites : les chauves souris hématophages se nourrissent du sang d'autres espèces, les lamproies rongent la peau de poissons pélagiques, les poissons-vampires (ou candirús) sucent le sang de gros siluridés amazoniens, certains poissons-perles (ou aurins) parasitent des holothuries. De nombreux parasites peuvent modifier le comportement de leur hôte, à l'avantage du parasite[3], phénomène maintenant classé parmi les interactions durables.
+Bien que plus rarement utilisée, la définition du parasitisme correspond parfaitement aux interactions qui existent entre un virus ou une bactérie pathogène et son hôte. Les parasites sont parfois eux-mêmes victimes d'autres parasites, qui sont alors dits hyperparasites[4]. On appelle parasitoïdes les organismes qui, au cours de leur développement, tuent systématiquement leur hôte, ce qui les fait sortir du cadre du parasitisme au sens strict.
+M. Van Beneden, auteur d'un gros ouvrage[5] Commensaux et parasites, publié en 1876, traitant uniquement des parasites des animaux, a une définition parfois nuancée du parasitisme. Il rapporte par exemple que la présence de plusieurs ténias dans les intestins des abyssiniens constitue un état de santé enviable, phrase critiquée par le médecin naturaliste P. Mégnin qui rappelle que « le Sarcoptes scabiei, entre autres tue en quelques mois les plus grands et les plus terribles carnassiers ». Ce dernier distingue clairement les parasites commensaux, les mutualistes et les parasites vrais (selon la définition du naturaliste Amédée Louis Michel Lepeletier « le parasite est celui qui vit aux dépens d'autrui en mangeant son bien et non sa nourrice même ». Il distingue aussi les parasites dangereux de ceux qu'il estime inoffensifs, en critiquant Van Beneden sur ce point[6][source secondaire nécessaire].
+Jusqu'au milieu du XXe siècle, en théorie, une espèce était considérée comme « parasite » uniquement lorsque le bénéfice de la relation était manifestement unilatéral (parasitisme destructeur, voire rapidement mortel) pour l'hôte parasité. Certains parasitismes ont ensuite été considérés comme des cas particuliers de prédation (le parasite se nourrissant aux dépens de son hôte, sans « intention » de le tuer). Puis des études plus fines, faites dans une perspective plus systémique, ont montré que de nombreuses formes de parasitisme étaient également « utiles » à l'hôte et/ou à son espèce ou à la biocénose[7] ; par exemple, dans la nature, de nombreux parasites interviennent efficacement dans le rétrocontrôle de la démographie de populations dont les individus – sans parasitisme – pulluleraient rapidement, jusqu'à faire disparaître leurs ressources alimentaires[8]. On parle d'interactions durables pour décrire les relations complexes qui unissent la plupart des couples hôte-parasite.
+Le parasitisme est un mode de vie ou survie, parfois défini par l'exploitation du vivant par le vivant (the conquest of life by life). On considère différents types de parasitisme selon la position du parasite dans l'hôte :
+Le crustacé Cymothoa exigua a été découvert dans les années 1920 au Pérou dans la gueule de poissons capturés au filet. Dans une étude faite de janvier à décembre 1984 ; 236 Cymothoa exigua adultes ont été trouvés parasitant 165 des 691 poissons Lutjanus peru de la famille des Lutjanidae[9]. C'est le seul parasite connu capable de remplacer fonctionnellement un organe de son hôte, en l'occurrence la langue du Lithognathus mormyrus (illustration ci-contre)[9]. Son développement est de type marsupial[9]. Selon Nichols et Murphy qui l'ont étudié[9], ce parasite ne semble que légèrement « nocif » pour son hôte, mais il augmente probablement le taux de mortalité naturelle, notamment durant les premières années de vie du poisson.
+Certains champignons parasitent les fourmis, les transformant en « zombies » qui abandonnent leur colonie pour mordre une feuille ou une branche près du sol et s'y suspendre. Ce processus permet au champignon de prospérer. Cette forme de parasitisme existe au moins depuis 48 millions d'années[10]. Cette interaction hôte-parasite est très spécifique. Ainsi, une espèce de champignon ne peut induire ce comportement que chez une seule espèce de fourmi qui lui est propre[11].
+D'autres formes de parasitisme sont décrites chez les animaux, par exemple le parasitisme alimentaire appelé cleptoparasitisme, ou le parasitisme de couvée chez les oiseaux.
+Il existe également plusieurs types de parasitisme chez les plantes et de champignons parasites.
+La plupart des parasites semblent jouer un rôle important dans la sélection naturelle et l'évolution. On parle même de coévolution à leur égard, car la sélection naturelle favorise l'apparition constante de moyens de défense chez les hôtes ; le parasite évolue afin de posséder des adaptations qui lui permettent de rencontrer son hôte et de survivre sur ou dans l'hôte si la rencontre a eu lieu. Inversement, l'hôte évolue vers des adaptations qui lui permettent de ne pas rencontrer le parasite, de s'en débarrasser ou s'en défendre (y compris via le système immunitaire chez l'animal, ou la production de phytotoxines chez la plante). De là découlent une sorte de « courses aux armements » défensifs / offensifs, expression qui évoque les pressions de sélection réciproques que l'espèce-parasite et l'espèce-hôte exercent l'une contre l'autre sur de très longues périodes qui peuvent se chiffrer en millions d'années[12]. Si l'hôte est véritablement gagnant (par exemple, en produisant des toxines spécifiques ou en fuyant dans un habitat refuge, à l'abri du stade infestant), le parasite peut disparaître.
+La plupart des parasites se sont si spécialisés au cours du temps qu'ils ne peuvent parasiter qu'une ou quelques espèces parmi les millions qui existent. Le parasitisme est un mode de vie néanmoins très courant. Certains auteurs considèrent même qu'il est pratiqué par la majorité des espèces[13].
+Les parasites sont caractérisés par une évolution réductrice des génomes[14] (perte de gènes) qui se traduit par des simplifications morpho-anatomiques (régression d'organes, notamment ceux des appareils locomoteurs en lien avec leur mode de fixation, des appareils digestifs ou végétatifs en lien avec la spécificité parasitaire qui est fonction de leur spécialisation physiologique et de l'ancienneté du parasitisme) ou biochimiques (inactivation/disparition de voies métaboliques, réduction de la biosynthèse d'acides aminés, d'enzymes, d'hormones, de vitamines, autant de métabolites fournis par l'hôte)[15].
+Ce tableau résume les possibilités d'interactions, en termes d'effets, entre une espèce A et une espèce B.
+Les interactions liant un prédateur et sa proie, ainsi qu'un parasite et son hôte sont de même nature, avec néanmoins certaines différences :
+Par convention, en médecine humaine et vétérinaire, on appelle parasite un métazoaire ou un protozoaire parasitant l'organisme et entraînant une parasitose (n'incluant donc ni virus (virose), ni bactérie (infection bactérienne), ni champignon (mycose)).
+La présence du parasite dans l’organisme est appelée parasitose. Lors de la parasitose, il y a action des leucocytes polynucléaires éosinophiles: l’hyper éosinophilie qui correspond à une augmentation de ces cellules de défense  dans le sang.
+L’action des cristalloïdes (protéines majeures) sont responsables de cette action antiparasitaire.
+Exemples : plasmodiums, tænias, leishmanias, sarcoptes, acanthobdelliformes etc. Voir parasitologie médicale.
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+Plantae
+Règne
+Synonymes
+Classification phylogénétique
+Les plantes (Plantae) sont des organismes photosynthétiques et autotrophes, caractérisés par des cellules végétales. Elles forment l'un des règnes des eucaryotes[1]. Ce règne est un groupe monophylétique comprenant les plantes terrestres, les algues vertes, les algues rouges et les glaucophytes.
+Le nombre d'espèces de plantes est difficile à déterminer, mais il existerait (en 2015) plus de 400 000 espèces décrites, dont la grande majorité sont des plantes à fleurs (369 000 espèces répertoriées), sachant que près de 2 000 nouvelles espèces sont découvertes chaque année[4]. Depuis le début du XXe siècle, trois espèces de plantes disparaissent chaque année, principalement victimes de la déforestation. Une plante sur cinq serait menacée d'extinction[5].
+Les plantes ont été jusqu'au milieu du XXe siècle l'un des trois grands groupes dans lesquels les êtres vivants étaient traditionnellement répartis, les deux autres groupes étant celui des animaux et celui des fungi plus connus sous le nom de champignons. La division remonte aux environs du temps d'Aristote (384 av. J.-C. – 322 av. J.-C.) qui différenciait les plantes, celles-ci ne se déplaçant pas, et les animaux souvent en mouvement pour attraper leurs proies. Dans son Historia Plantarum, Théophraste (371-288 av. J.-C.) décrit près de 480 plantes et est le premier à proposer une classification basée sur des caractères propres aux végétaux et non sur des caractères anthropocentriques. Il en envisage d'ailleurs plusieurs : selon lui, les végétaux peuvent être répartis en quatre groupes selon leur hauteur : les arbres (dendron, d'où la dendrologie), arbrisseaux (thamnos), sous-arbrisseaux (phruganon) et plantes herbacées (poa) parmi lesquelles il classe les plantes potagères et les céréales. Le savant grec considère également possible de distinguer à l'intérieur de ces grandes catégories les espèces domestiques et les espèces sauvages ou encore les espèces terrestres et les espèces aquatiques[6]. Il désigne le végétal et la plante de la même manière, avec le terme grec phytos (d'où la phytologie) alors que les Romains emploient les termes latins d'arbores et herbae[7].
+Au cours du Moyen Âge apparaissent des usages botaniques pour les termes planta et vegetabilis : le premier désigne les végétaux selon leur usage, c'est-à-dire à des fragments que l’on « plante », le second faisant référence au verbe vegetare utilisé dans le vocabulaire religieux au sens de fortifier, vivifier, faire croître (d’un point de vue spirituel). À partir du XVIe siècle, les deux termes sont utilisés indistinctement ou alternativement pour désigner ce qui est vivant et immobile, par opposition à animalia (vivant et mobile) et à mineralia (non vivant et immobile)[7]. À cette époque, des botanistes, notamment les frères Jean et Gaspard Bauhin, entament une réflexion sur le classement des plantes[8]. Ils cherchent à établir des groupes naturels de plantes à partir de leur ressemblance mais c’est le botaniste Andrea Cesalpino qui fait progresser la classification des plantes. Dans son livre intitulé De plantis libri, paru en 1583, il propose quinze classes qui se basent sur des critères stables, tels que le caractère ligneux ou herbacé de la tige (« Arbores, Fructices, Suffructices et Herbae », les arbres, arbustes, arbrisseaux et herbes), la présence ou l'absence de graines, la forme du fruit, la présence ou l'absence d'une enveloppe autour d'elle, la forme de la racine. Cette classification commode est employée durant deux siècles[9].
+John Ray (1628-1705), naturaliste anglais, propose d'établir un nouveau système de classification ayant pour fondement le plus grand nombre possible de caractères de la fleur, du fruit ou de la feuille[10]. Puis, Pierre Magnol (1638-1715), inventeur du terme famille, répertorie 76 familles de plantes. Joseph Pitton de Tournefort (1656-1708) établit un classement des végétaux suivant la structure des fleurs et introduit les notions d'espèce et de genre. Enfin, Carl von Linné (1707-1778), botaniste du roi de Suède, crée la base du système moderne de classification scientifique et codifie la nomenclature binominale des végétaux et des animaux. Ces deux groupes deviennent des règnes, végétal et animal. Sa classification des plantes basée sur le « système sexuel » (nombre d'étamines) divise les groupes naturels, et est encore un obstacle au progrès en systématique[9]. En 1763, Michel Adanson publie Familles des Plantes, dans laquelle il présente une classification naturelle basée sur « l'ensemble de toutes les parties de la plante » (65 caractères végétaux). Cette classification naturelle est poursuivie par les de Jussieu et par la classification de Candolle qui améliore le système de Jussieu, en introduisant notamment les caractères anatomiques, qui permettent de distinguer les végétaux vasculaires qui présentent un système de circulation de la sève, des végétaux cellulaires[9].
+Un certain nombre d'espèces anciennement considérées comme des plantes, tels les champignons, les algues unicellulaires voire les algues pluricellulaires, commencent à être exclus de ce groupe pour former des catégories propres dès la fin du XIXe siècle[7].
+Les premières classifications semi-phylogénétiques (basées sur une appréciation subjective d'ancienneté des caractères selon un postulat aujourd'hui abandonné[11]) sont l'œuvre de l'école allemande (classification d'Eichler (en) en 1883, classification d'Engler en 1924) et de l'école anglo-saxonne (classification de Bessey (en) en 1915, classification d'Hutchinson (en) en 1926)[12].
+Les classifications modernes prémoléculaires des Angiospermes (classification de Takhtajan en 1943, classification de Cronquist en 1957, classification de Thorne en 1968, classification de Dahlgren en 1975) sont régulièrement révisées en fonction de progrès de la connaissance permettant de proposer de nouvelles hypothèses évolutives. Ces classifications complètent les classifications phylogénétiques moléculaires actuelles, notamment les classifications phylogéniques moléculaires en clades de l'Angiosperm Phylogeny Group. Au début du XXIe siècle, la systématique est ainsi basée sur une organisation phylogénétique rendue plus concrète par la mise en évidence de synapomorphies morphologiques ou biochimiques[13].
+Aujourd'hui la communauté scientifique francophone privilégie le terme végétaux plutôt que celui de plante, mais dans le même temps ces deux termes ne désignent plus vraiment un groupe homogène dans les classifications phylogénétiques[7].
+Le biologiste Marc-André Selosse estime la définition du terme végétal discutable et arbitraire. Si on réunit tous les eucaryotes capables de photosynthèse, alors ce terme « flou » correspond à un groupe polyphylétique dans lequel sont rassemblées des espèces de nombreuses lignées évolutives diverses qui ont acquis (parfois par convergence) un plaste photosynthétique[15]. Chez plusieurs de ces lignées, la distinction animal/végétal est d'ailleurs ténue. Le système des cinq règnes de Whittaker[16] comprend les « Plantae » comme des eucaryotes photosynthétiques pluricellulaires (notion de métaphytes, conception non valide mais présente encore dans les manuels scolaires)[17]. Selon une autre conception fonctionnelle macrocentrée, on peut resteindre cette définition à la lignée verte, tels les végétaux terrestres, les algues vertes et les algues rouges, ou plus restrictivement encore n'y inclure que les plantes vertes, la limiter aux plantes terrestres voire aux plantes à fleurs[18].
+En classification classique, traditionnellement, seules les algues vertes ou Chlorophytes étaient considérées comme plantes, et ne formaient donc pas un sous-règne. La classification des autres algues dans le règne des plantes est une introduction de la classification scientifique amorcée depuis le XIXe siècle. Auparavant, elles ont été classées de façon variable avec les protistes. Les progrès de la phylogénie ont fait récemment disparaître certaines classes et des rapprochements morphologiquement étonnants s'opèrent dans la classification.
+En classification classique ou traditionnelle, le sous-règne des Bryophytes (Bryophyta lato sensu) comprend trois divisions (ou embranchements) ou de végétaux terrestres non vasculaires : la division des Hépaticophytes (Hepaticophyta) : 6 000 espèces de plantes hépatiques ; la division des Anthocérotophytes (Anthocerotophyta) : 100 espèces d’anthocérotes ; et la division des Bryophytes (Bryophyta stricto sensu) : 9 500 espèces de mousses.
+Le sous-règne des Trachéobiontes (Tracheobionta ou Tracheophyta) est composé, selon une classification traditionnelle :
+Les chiffres montrent la domination qu’exercent aujourd’hui les Angiospermes (Magnoliophyta) parmi les plantes.
+L'image ci-contre représente un arbre phylogénétique des plantes vivantes, montrant les éléments suivants :
+Voir aussi les articles Archaeplastida (classification phylogénétique) et Chlorophyta (classification phylogénétique).
+En agriculture, une grande division est souvent faite entre les plantes herbacées et les plantes ligneuses (celles qui forment du bois).
+Dans le cadre des théories sur l’optimisation de l’exploitation de ressources minérales disponibles ponctuellement dans le temps et l’espace, la compétition qu'on observe entre les modules[22] d'une même plante à la recherche de nourriture, présente des similitudes avec les comportements de fourrageage chez les animaux[23]. Mais au niveau général, elle présente de fortes divergences. L'autotrophie de la plante la rend immobile (ce qui lui permet de souder les cellules végétales entre elles par leur paroi pectocellulosique qui confère rigidité mécanique[24] et résistance à l'ensemble)[25], ce qui l'oppose à l'animal, hétérotrophe, au corps plus mou et mobile. À nutrition égale, l'investissement énergétique alloué à la mobilité (au coût énergétique élevé) est important chez les animaux, alors que les plantes investissent surtout dans leur croissance, leur repousse (modules) et dans leurs défenses chimiques contre les herbivores et contre les pathogènes[26].
+Les associations symbiotiques avec des mycorhizes concernent environ 90 % des plantes vasculaires. Ces champignons mycorhiziens assurent l'essentiel de la nutrition hydrominérale des plantes. Par provocation, il est tentant de dire que « les plantes, dans leur état naturel, ont des mycorhizes plutôt que des racines »[27].
+Une hypothèse est que les plantes ont évolué morphologiquement et physiologiquement pour purger l'excès de carbone atmosphérique par le processus de photosynthèse[28].
+Il existe des plantes presque partout sur la Terre - dans le désert, sous l'eau, dans les forêts tropicales et même en Arctique. Toutefois, leur répartition à la surface de la Terre est fonction des conditions climatiques. Ainsi, pour rendre compte des principaux groupes de végétaux, le climatologue et botaniste allemand Wladimir Köppen a établi une classification des climats. Cette classification, publiée pour la première fois en 1901 et remaniée à plusieurs reprises depuis, est la plus ancienne et la plus connue.
+La classification de Köppen comprend cinq groupes de climats eux-mêmes divisés en cinq types climatiques. Le contour de chaque groupe correspond à la satisfaction d'un critère lié à la température de l'air ou combinant à la fois la température de l'air et le niveau des précipitations.
+La zone tropicale s'étend de part et d'autre de l'équateur entre le tropique du Cancer (23° 27' de latitude nord) et le tropique du Capricorne (23° 27' de latitude sud). Elle représente l'une des grandes zones climatiques nées de la circulation générale de l'atmosphère et de son déplacement saisonnier. Cette zone couvre environ 45 % de la surface globale des forêts. La température moyenne du mois le plus froid est supérieure à + 18 degrés Celsius. La végétation correspondante est la forêt tropicale ou la savane.
+Ces régions sont essentiellement caractérisées par la présence d'arbustes et d'herbes qui se sont adaptés à l'environnement désertique et qui, par un système de racines souterraines peu profond mais étendu à proximité de la surface (fasciculé), arrivent à récolter une quantité d'eau suffisante à leur croissance. La végétation est très peu développée et recouvre peu d'espace. Les espèces sont appelées xérophytes (du grec xero = sec, et phytos = plante), il existe des cactus, des plantes à cuticule épaisse pour limiter l'évapotranspiration, des plantes en coussinets, des succulentes (exemple famille des Crassulassées, dont le Sedum ou la joubarbe). La plupart des plantes chlorophylliennes de ces régions fonctionnent grâce à la photosynthèse en C4.
+En Europe, cette forêt s'étend de la forêt boréale à la forêt méditerranéenne (entre 40° et 55° nord). Le régime thermique est modéré avec en hiver un peu de gel sur la partie supérieure des sols, et un été modérément chaud. Il existe trois espèces dominantes.
+Il existe deux grands types de végétation en milieu polaire et subpolaire incluant la toundra, située entre 55° et 70° nord, une végétation dominée par les herbes et les mousses, souvent associées à divers arbustes. C'est une formation végétale continue et basse avec l'absence d'arbres à cause d'un sol gelé en profondeur en permanence, le pergélisol (température inférieure à 0 °C). L'absence d'arbres est aussi due à un raccourcissement de la période de végétation (l'été ne dure parfois qu'un à deux mois) ; et la taïga, une forêt boréale de grands conifères, typique de la Sibérie et du Canada. Les hivers sont plus longs et plus rigoureux et les mois d'été sont plus chauds (température supérieure à 10 °C). Cela devrait représenter la limite entre la taïga et la toundra. Le sous-bois est constitué de plusieurs conifères à aiguilles et de fougères. Dans l'hémisphère sud, cette formation végétale est plus réduite (dans les îles de l'Antarctique, la toundra en touffes domine la région).
+La classification des types biologique, selon Christen Christiansen Raunkiær, est une classification écologique, qui classe les plantes selon la manière dont elles protègent leurs bourgeons à la mauvaise saison (froide ou sèche) ; elle distingue cinq groupes ou types biologiques de végétaux :
+Yinon et ses collègues ont en 2018 publié[29] une évaluation quantitative du carbone stocké dans le vivant, montrant que si les plantes comptent bien moins d'espèce que le règne animal (moins que le seul groupe des arthropodes par exemple), en revanche elles constituent au sein du Vivant le « règne » qui domine largement en termes de poids de carbone, puisqu'elles sont constituées de 80 % de tout le carbone stocké par des organismes. Le carbone de tout le Vivant terrestre et marin pèserait aujourd'hui environ 550 gigatonnes (Gt) dont 450 Gt sont des plantes, loin devant les bactéries (70 Gt) et les champignons (12 Gt), et très loin devant la faune. En effet, la faune dont l'Homme fait partie ne compte que pour 2 Gt de Carbone (dont 50 % sont sous forme d'arthropodes), loin devant les humains qui avec 0,06 gigatonnes sont comparables aux termites ou au krill et des termites ; cependant ajoutent les auteurs, la pression de l'Homme sur le reste de la biomasse terrestre et marine est depuis 10 000 ans énorme : L'humanité a beaucoup déforesté et elle utilise une grande quantité de végétaux pour nourrir ses troupeaux de bovins, porcs et autres animaux domestiques ou de compagnie dont le poids en carbone est aujourd'hui environ 20 fois plus élevé que celui que tous les mammifères sauvages (tout comme nos volailles domestiquées dépassent en poids l'ensemble des autres oiseaux). L'humanité aurait déjà divisé par deux la biomasse végétale[30],[29] (qui joue aussi un rôle majeur pour le climat local et global, comme puits de carbone et source d'évapotranspiration).
+Les plantes vivant dans les milieux où l’eau est une source limitante ont dû développer plusieurs mécanismes afin de limiter leur perte d’eau. Certaines sont en dormance lors de la saison sèche et en germination lors de la saison de pluie, tandis que d’autres perdent une partie de leurs feuilles pendant la saison sèche, conservant ainsi quelques feuilles pour la photosynthèse. Les racines des plantes utilisant des stratégies d’évitement de la sécheresse sont plus profondes et plus épaisses et certaines possèdent des tiges souterraines leur permettant de stocker de la nourriture (principalement les hydrates de carbone) et de l’eau pendant de longues périodes. Leurs feuilles sont souvent épaisses et coriaces et possèdent peu de stomates. Ceux-ci sont habituellement situés sur la face abaxiale (dorsale) de la feuille, ce qui ralentit la vitesse de transpiration. Certaines feuilles possèdent des trichomes laineux réfléchissant ainsi la lumière et empêchant les feuilles de s’échauffer et de perdre leur eau trop vite. Les stomates des plantes adaptées dans les milieux arides ou semi-arides sont souvent dans des cryptes de la surface foliaire, ce qui réduit la vitesse de transpiration[31].
+On appelle xérophytes les plantes capables de vivre et grandir dans des conditions de sécheresse marquée.
+Les
+plantes de montagne ont développé plusieurs stratégies face à un milieu où
+la neige persiste longtemps au sol, où il y a une courte saison végétative, une extrême sécheresse, du vent, de fortes amplitudes thermiques, etc. Le refroidissement ralentit notamment la photosynthèse et la croissance[32]. Ces plantes, ainsi que ceux vivant dans la toundra, ont alors développé des adaptations afin d’éviter le froid et d’en limiter ses effets. Tout d’abord, certaines sont de petites tailles, leur permettent de profiter de la chaleur à la surface du sol et d’une protection contre le vent par le recouvrement de la neige. D’autres végétaux, dans la toundra notamment, comme le bouleau et le saule, forment une couverture au sol, c’est-à-dire qu’ils poussent à l’horizontale et non à la verticale[33]. La forme des plantes peut aussi être différente. Un motif en coussinet réduit l’évaporation et emprisonne la chaleur des rayons du soleil. Les feuilles de certaines plantes peuvent être réduites et épaisses et leur surface épaisse et cireuse empêchant la perte d’eau par des vents desséchants. D’autres plantes poussent comme une rosette, un tapis épais ou tout simplement blotties ensemble pour conserver leur chaleur et les aider à croître. Un duvet peut aussi les protéger du froid. Cette pilosité forme un écran qui limite la déshydratation provoquée par les vents et réfléchit une partie des rayonnements solaires en excès. Les plantes adaptées au froid ont habituellement un cycle de
+reproduction rapide pour contrer le fait que l’été soit court et que l’hiver soit long et un système racinaire peu profond.
+Toute plante qui est en contact avec des concentrations anormalement fortes en sel se nomme halophyte[34]. Afin de pouvoir survivre dans ces conditions, les racines de ces plantes ont un potentiel osmotique très faible pour pouvoir maintenir un gradient entre la plante et les racines. De plus, le sel peut se concentrer dans les feuilles les plus basses, celles qui tombent avant les autres, ce qui permet d’éviter les effets toxiques du sel. Il peut aussi s’accumuler dans des organes, tels que des glandes à sels ou des vésicules, qui s’occupent de l’excréter.
+Un autre type de plante peut se développer dans les milieux salés, il s’agit des glycophytes. Ceux-ci excluent les ions de leurs feuilles et les accumulent dans les racines et les tiges[35].
+Les hydrophytes représentent le groupe de végétaux vivant entièrement ou partiellement dans l’eau[35]. L’ensemble de leur appareil végétatif est donc en contact avec l’eau. Comme la concentration du dioxygène dans ce milieu ne se retrouve pas à la même concentration que dans l’air, ces plantes ont développé des stratégies d’acquisitions. Entre autres, elles possèdent des aérenchymes, un tissu parenchymateux (constitué de cellules vivantes) comportant de larges espaces intercellulaires remplis d’air, servant à transporter le dioxygène des parties hors de l’eau vers celles sous l’eau[36]. De plus, ces plantes absorbent l’eau directement du milieu extérieur grâce à la surface de leur feuille qui n’est pas ou peu cutinisée (substance prévenant les pertes d’eau). Il n’y a alors aucune transpiration effectuée[35].
+La plupart des végétaux possèdent des adaptations qui leur permettent de survivre ou de se défendre contre les agressions. Une étude de 2018 a conclu que leur système de signalisation était très proche[évasif] du système nerveux des animaux[37]. Ces dernières sont adoptées en réponse à une agression ou à un agresseur afin d’en minimiser les dégâts, voire de les éliminer. Toutefois, il faut savoir qu’ériger des structures de défense a un coût. En effet, par exemple, à la suite de l’apparition d’un polluant atmosphérique, une plante présentera des signes de faiblesse allant d’une baisse de rendement aux nécroses, puisqu’elle a dû consacrer beaucoup d’énergie à la construction de structures de défense[38].
+Les plantes présentent diverses défenses contre les herbivores. Ces dernières peuvent être physiques, chimiques, mais également symbiotiques. Elles peuvent ériger des structures qui préviendront l’herbivorie telles que des épines, des trichomes, ou posséder des parois cellulaires composées de lignine, une substance n’étant pas digestible par les mammifères[39]. Elles peuvent aussi produire des composés qui auront mauvais goût, qui seront toxiques ou qui attireront les prédateurs des herbivores (surtout pour les insectes). La production de canavanine par les plantes, par exemple, peut être toxique pour les insectes qui l’ingèrent car cet acide aminé prend la place de l’arginine dans les protéines de la victime, altérant ainsi leurs fonctions. Avec le temps, cette stratégie limite l’herbivorie de ces insectes qui trouvent de nouvelles sources de nourriture, ce qui protège les plantes[40].
+Certaines plantes sont aussi capables de s’adapter à l’apparition d’un polluant dans leur environnement. Parmi ces polluants, on retrouve entre autres l’acide fluorhydrique, qui perturbe le métabolisme du calcium des végétaux, ainsi que l’ozone, qui oxyde les composés des plantes et donc, qui leur est très néfaste. En réponse à cette dernière substance, une plante peut produire des composés phénoliques ou augmenter la production de cire cuticulaires pour se défendre[38].
+Les plantes se protègent de la sécheresse en limitant leur perte d’eau par transpiration en fermant leurs stomates. Par contre, lorsque la plante requiert un apport de CO2, elle se doit d’ouvrir ses stomates. Elle peut alors avoir des défenses physiques limitant les pertes d’eau par les stomates comme des cryptes contenant des trichomes. Ces petits poils se joignent aux cryptes pour limiter l’accès aux courants d’air qui assèchent la plante en diminuant sa couche limite. Ils peuvent aussi se retrouver en surface des feuilles où ils auront la même utilité. Aussi, dans certains cas, lorsqu’on retrouve des conditions asséchantes, les feuilles des végétaux peuvent se replier de façon à ne pas exposer leurs stomates. Ces plantes, en conditions humides, se déplieront pour ainsi exposer leurs stomates à l’air ambiant. Une plante vivant dans des conditions très asséchante pourra aussi survivre en constituant des réserves d’eau lors de pluies et en les utilisant lors de périodes de sécheresse. C’est le cas, entre autres, chez les plantes grasses ou plantes succulentes[41].
+Les plantes ne sont pas toutes exposées aux mêmes conditions. Certaines ont développé des adaptations leur permettant de résister au froid. L’une d’entre elles consiste à avoir une très petite taille et donc à se situer le plus près du sol possible où la température est habituellement de quelques degrés plus élevée. De plus, lorsqu’il y a de la neige, ces plantes se retrouvent protégées du froid et du vent par cette dernière. Une autre façon de réduire les dommages causés par le froid est d’adapter une forme circulaire. Non seulement cette forme procure une meilleure protection contre le froid, elle permet aussi de limiter les pertes d’eau puisque c’est celle qui a le plus petit rapport surface/volume[42].
+Il existe, selon leur degré de différenciation, quatre grands types d'organisation incluant les thallophytes, plantes vivant en milieux humides, caractérisées par un thalle, appareil végétatif peu différencié en forme de lame - algues ; les bryophytes : ce sont les mousses et les hépatiques, dont l’appareil végétatif commence à se différencier en tige et feuille. Ils constituent une nouvelle étape vers le passage de la vie aquatique à la vie terrestre ; les tracheophyta (anciennement appelées cormophytes ou « végétaux supérieurs ») : ce sont les plantes vasculaires ou plantes à racines (rhizophytes), qui comprennent les ptéridophytes (fougères) et les spermaphytes (plantes à graines). L’appareil végétatif est maintenant bien différencié en racine, tige, feuille et surtout vaisseaux conducteurs de sève (phloème et xylème). C’est grâce à ces vaisseaux conducteurs et à leur port dressé et rigide (par synthèse de la cellulose dans l’espace intercellulaire de ces vaisseaux, pour la construction d’un squelette de bois) que ces plantes sont adaptées au milieu terrestre.
+La pathologie végétale étudie les maladies dont souffrent les végétaux. Le terme phytopathologie sous-entend des maladies causées par des agents infectieux externes à la plante. Il peut s’agir de micro organismes (bactéries et champignons), de virus, ou encore d’insectes. Ainsi, il existe différents types de maladies (bactériennes, virales, cryptogamiques, à phytoplasmes, à nématodes…) qui dépendent de l’agent infectieux de départ. Les maladies parasitaires des végétaux sont aussi générées par des problèmes environnementaux, la pollution ou encore par la destruction de certaines biodiversités qui génèrent des modifications de notre écosystème.
+Toutes les espèces végétales peuvent être sujet à des phytopathologies. Par conséquent, les cultures exposées peuvent développer des symptômes très différents tels que :
+Les phytovirus ont la particularité de pénétrer la cellule végétale de leur hôte afin de tirer profit des mécanismes de la cellule et donc pouvoir, par la suite, se reproduire.
+C’est notamment le cas du virus de la mosaïque du tabac qui s’attaque aux plants de tabac. Constitué d’un brin d’ARN spiralé autour duquel se développe des sous-unités protéiques, il a été le premier virus identifié. Cet ensemble de protéines constitue la capside du virus. Une fois la plante infectée, les feuilles de cette-dernière vont prendre l’apparence d’une mosaïque, d'où le nom du virus. Il est généralement transmis par voie mécanique notamment grâce aux vêtements ou aux structures de serres, voie qui s'avère être très efficace. Pour limiter la propagation de ce virus, il est recommandé de pratiquer la prophylaxie poussée.
+Les bactéries peuvent être à l’origine de nombreuses phytopathologies et engendrer différents symptômes tels que des pourritures, des chancres, des nécroses, des jaunissements… Pour s’introduire dans la plante, les bactéries se faufilent par des ouvertures naturelles (stomates) ou bien par des blessures.
+Il résulte de la colonisation de la plante par différentes bactéries telles que Clavibacter michiganensis sepedonicus ou Ralstonia solanacearum. Ce type d’infection fait des ravages sur les cultures de pommes de terre, de tomates ou encore de riz.
+Par exemple, chez la tomate, l’agent pathogène est Ralstonia solanacearum. Cette bactérie vit enfouie dans le sol à une profondeur d’environ 30 cm. Elle peut donc être disséminée par les pratiques d’irrigation ou encore par les pratiques culturales pouvant blesser la plante et faciliter son infiltration. Son mode d’action est d’empêcher la circulation de la sève brute, constituée d’eau et de sels minéraux. Les feuilles de la plante sont alors privées de nutriments et se flétrissent. Lorsque la charge bactérienne est élevée, le flétrissement affecte toute la plante qui se rabougrit et meurt[44].
+Il résulte de la colonisation des arbres fruitiers par des bactéries du genre Pseudomonas. Notamment Pseudomonas syringae, une bactérie Gram négative, qui produit une protéine permettant à l’eau de geler malgré des températures supérieures à 0 °C. Les plantes infectées sont alors plus sensibles au gel et reconnaissable par l’apparition d'une tâche brune de forme concave qui se répand sur les branches et le tronc de l’arbre. Puis survient une déformation de l’écorce, due au développement de boursouflures et de crevasses. Enfin, l’altération de l’écorce provoque un écoulement de gomme. Durant l’été, la bactériose végétale peut toucher les organes verts et les feuilles âgées de la plante[45].
+C'est une maladie qui est générée par un manque de fer ou de magnésium et qui se manifeste par un manque de coloration sur les feuilles dû à un déficit en chlorophylle, mais une coloration très prononcée sur les nervures.
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