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fr/2998.html.txt

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+République du Kenya
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+(sw) Jamhuri ya Kenya
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+(en) Republic of Kenya
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+1° 16′ S, 36° 48′ E
+
+modifier
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+Le Kenya, en forme longue la république du Kenya (en swahili : Kenya et Jamhuri ya Kenya, en anglais : Kenya et Republic of Kenya) est un pays d’Afrique de l'Est. Il est limitrophe du Soudan du Sud au nord-ouest, de l’Éthiopie au nord, de la Somalie à l’est, de l’Ouganda à l’ouest et de la Tanzanie au sud-sud-ouest. Il est baigné par l’océan Indien au sud-est.
+
+Son nom provient de celui de son plus haut sommet, le mont Kenya, que les Kamba appellent Kiinyaa, ce qui signifie « montagne de l'autruche ». Ce dernier nom renvoie à la couleur des pics, qui sont blancs avec la neige et noirs avec les rochers, ressemblant au plumage du mâle.
+
+L'orthographe actuelle dérive d'une série d'évolutions depuis que Johann Ludwig Krapf l'a observé en 1849. Déformant le mot Kiinyaa, il lui attribua le nom de Kegnia ([ˈkiːnjə] dans la prononciation phonétique en anglais[5]). Lorsque le Kenya obtient son indépendance, Jomo Kenyatta est élu premier président. La coïncidence sur l'orthographe de son nom de famille entraîne le changement de la prononciation de Kenya, qui devient [ˈkɛnjə] dans la prononciation phonétique anglaise.[réf. nécessaire]
+
+Voir aussi « Toponymie et étymologie ».
+
+Traversé par l'équateur, le Kenya se situe dans l’est du continent africain et a pour pays voisins, au nord le Soudan du Sud et l'Éthiopie, à l'est la Somalie, au sud la Tanzanie et à l'ouest l'Ouganda.
+Il est bordé, à l'est, par l'océan Indien sur 536 km et a une superficie de 580 367 km2. Son point culminant est le mont Kenya avec 5 199 m tandis que son plus long cours d'eau est le fleuve Tana (700 km). Sa capitale, et plus grande ville, est Nairobi.
+
+L'altitude croît selon un pendage faible et régulier depuis l'océan Indien, au sud-est, jusqu'à la chaine des monts Aberdare avant de décroitre en direction de l'ouest et du nord.
+
+Le pays est traversé par le grand rift oriental qui sépare la plaque nubienne à l'ouest, de la plaque somalienne à l'est, et coupe, du sud au nord, le tiers occidental du pays du reste du territoire. La largeur du rift varie entre 45 et 100 km. Si sa profondeur maximale est d'environ 1 510 m au gradin oriental bordant le lac Bogoria, il est difficile de le distinguer du désert avoisinant à hauteur du delta de la rivière Turkwel (lac Turkana).
+
+Dans ce rift, qui comporte un linéament occidental suivant — grosso-modo — le 0 .2e parallèle sud, se logent plusieurs lacs, du sud au nord : Magadi, Naivasha, Elementaita, Nakuru, Bogoria, Baringo, Turkana, etc. Comparativement aux lacs du rift occidental, ceux du rift oriental ont une profondeur maximale relativement faible avec un maximum de 109 m pour le lac Turkana. Le golfe de Winam constitue la partie ouest du linéament occidental (appelé rift de Kavirondo).
+
+Plusieurs volcans éteints bordent ce rift oriental, du sud au nord : mont Olengarua, mont Oloolkisailie, mont Suswa, mont Longonot, mont Kipipiri, lac Baringo, mont Lopokino. Les mont Londiani, Eldalat et Tinderet barrent l'entrée du rift Kavirondo tandis que les monts Homa, Nyamaji et la caldeira de Rangwe bordent le gradin sud de ce dernier.
+Les monts, et volcans éteints, Kenya et Elgon, désaxés par rapport au rift oriental, sont aussi les deux plus hauts sommets du pays.
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+Les deux principaux déserts sont le désert de Chalbi qui s'étend à l'est du lac Turkana et se prolonge en Éthiopie et le désert de Nyiri à l'est du lac Magadi.
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+La côte est bordée par plusieurs récifs coralliens qui, ensemble, ont une superficie de 621 km2.
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+Situé au niveau de l'équateur, le Kenya est soumis à un climat chaud où les températures varient peu au cours de l'année et qui est rythmé par deux saisons des pluies qui tombent dans les mois où le soleil passe au zénith, en particulier en fin de journée. La plus abondante est centrée sur mars et mai, la seconde sur le mois de novembre. Cependant, leur intensité et leur durée varient grandement d'une région à l'autre et le climat du Kenya est très diversifié[6]: au sud-est, le littoral de l'océan Indien bénéficie d'un climat humide de type Aw, selon la classification de Köppen correspondant à un climat de savane. À Mombasa, les températures maximales mensuelles sont comprises entre 28 et 32 °C pour 1 060 mm de précipitations[7]. À l'ouest, la région du lac Victoria est encore plus arrosée avec un climat équatorial (Af) qui permet le développement de la forêt. À l'opposé, les précipitations sont de plus en plus faibles en allant vers le nord ; la savane laisse d'abord la place à un environnement semi-aride et même désertique à l'est du lac Turkana et à proximité de la frontière somalienne.
+
+L'altitude joue aussi un rôle : avec elle, les températures diminuent alors que les précipitations ont tendance à augmenter.
+Ainsi, dans les hauts plateaux du centre, Nairobi (1 700 m) dispose d'un climat tempéré avec des matinées fraîches (10 à 13 °C) et des températures maximales oscillant entre 21 et 26 °C[8]. Avec ses 5 199 mètres d'altitude, le sommet du mont Kenya atteint l'étage nival, celui des neiges éternelles.
+
+La vallée du Grand Rift est souvent désignée comme le « berceau de l'humanité » en raison des nombreux fossiles d'hominidés qui y ont été trouvés. Les plus anciens, des Proconsuls datant du Miocène, ont été découverts sur l'île d'origine volcanique de Rusinga par Louis Leakey. D'autres découvertes indiquent que des hominidés comme Homo habilis et Homo ergaster vécurent au Kenya il y a 2,5 millions d'années (Plaisancien).
+
+Des peuples venus du nord, parlant une langue couchitique, arrivèrent dans la région aux alentours de 2000 av. J.-C. À la fin du Ier millénaire, arrivèrent, de l'ouest, des peuples bantous. Enfin, à partir de 1500 apr. J.-C. arrivèrent les peuples de langues nilotiques venus du nord-ouest.
+
+L'histoire coloniale du Kenya débuta dès le VIIIe siècle avec l'établissement de colonies arabes et perses le long des côtes.
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+Au début du XVIe siècle arrivent, dans le sillage de Vasco de Gama, les Portugais dont la domination sera éclipsée par celle des sultans d'Oman en 1698. Cependant, ces colonisations restent confinées à la côte du Zanguebar sans désirs d'exploration vers l'intérieur du continent ; le but étant le contrôle de la route maritime des Indes.
+
+À la suite des explorateurs, comme Emin Pacha, la colonisation complète du Kenya débuta par ce qui fut un protectorat allemand sur ce qui était auparavant une partie des possessions du sultan de Zanzibar. En 1895, elle est cédée par Berlin au Royaume-Uni à la suite de l'arrivée dans l'intérieur des terres, en 1888, de la Compagnie britannique impériale d'Afrique de l'Est. La famine survenue en 1899 tue, selon les estimations, entre 50 % et 90 % de la population[réf. nécessaire] de la région qui deviendra l'ex-province centrale du Kenya.
+
+Sur le modèle de l'Afrique du Sud, l’administration coloniale britannique impose en 1915 l'obligation pour tous les noirs de plus de quinze ans de porter en permanence autour du cou un certificat prouvant leur identité et leur emploi. En 1920, le gouverneur fait augmenter l’impôt par tête pour contraindre les Kikuyus à s'engager comme salariés agricoles auprès des colons et ainsi pouvoir payer. Toutefois, quand en 1921 les colons réduisent les salaires des ouvriers indigènes d'un tiers, des manifestations et des grèves se déclenchent. Le 16 mars, 57 manifestants sont abattus et les dirigeants des associations nationalistes sont arrêtés puis déportés[9].
+
+Le nouveau protectorat est appelé Afrique orientale britannique. En 1902, les colons blancs sont autorisés à accéder aux hautes plaines fertiles. Ces colons eurent une influence dans le gouvernement avant même qu'il ne soit officiellement déclaré colonie de la Couronne en 1920, mais les Africains furent exclus de participation politique directe jusqu'en 1944. En 1926, un accord entre les gouvernements britannique et italien prévoit le rattachement de la région du Jabaland, jusqu'alors au Kenya, à la Somalie sous colonisation italienne[10].
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+D'octobre 1952 à décembre 1959, la révolte des Mau Mau combat la loi coloniale britannique. Les décideurs britanniques firent alors participer de plus en plus des Africains aux processus gouvernementaux, afin de couper les rebelles de leur soutien. Les premières élections directes pour Africains au Conseil législatif eurent lieu en 1957. La guerre s’achève avec 100 000 morts côté africain et 320 000 détenus dans des camps, dont plus d'un millier seront exécutés et des milliers d'autres torturés[9].
+
+Les Britanniques libèrent Jomo Kenyatta et quelques autres prisonniers politiques en 1961 afin de permettre, dans l'optique de l'indépendance imminente du Kenya, la constitution d'un gouvernement « modéré » favorable à leurs intérêts.
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+Bien que les Britanniques espérassent transmettre le pouvoir à un groupe modéré, ce fut le Kenya African National Union (KANU) de Jomo Kenyatta, membre de la tribu des Kikuyu et ancien prisonnier sous la loi martiale, qui forma le premier gouvernement peu après l'indépendance du pays le 12 décembre 1963. D'abord monarchie constitutionnelle, le Kenya devient un an plus tard une république, Kenyatta devenait le premier Président de la République.
+
+En 1964 le parti minoritaire, le Kenya African Democratic Union (KADU), coalition de petites tribus craignant la domination des plus grandes, s'auto-dissout et rejoint le KANU.
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+En 1966 est créé le Kenya People's Union (KPU), parti gauchisant petit mais jouant un grand rôle. Il était dirigé par Jaramogi Oginga Odinga, ex vice-président et sage Luo. Après une visite mouvementé de Kenyatta dans la province de Nyanza, le KPU est interdit et son chef emprisonné.
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+À la mort de Kenyatta le 22 août 1978, le vice-président Daniel arap Moi devient président par intérim, puis officiellement président le 14 octobre après avoir été élu à la tête du KANU et désigné comme son seul candidat.
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+En juin 1982 l'Assemblée nationale inscrit dans la Constitution le parti unique, mais cette clause est rejetée par le Parlement en décembre 1991. En décembre 1992 des élections multi-partis donnent au KANU et son chef la majorité des sièges, et Moi est ré-élu pour un mandat de cinq ans, tandis que les partis d'opposition s'emparent de 45 % environ des sièges parlementaires.
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+Le nombre de partis politiques passa de 11 à 26 à la suite d'une libéralisation en novembre 1997. Après une courte victoire aux élections de décembre 1997, le KANU conserva sa majorité parlementaire, et Moi fut à nouveau élu.
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+Ne pouvant constitutionnellement se représenter en décembre 2002, Moi tenta sans succès de faire de Uhuru Kenyatta, fils du premier président du Kenya, son successeur. Une coalition disparate de partis d'opposition remporte les élections, et son chef, Mwai Kibaki, ancien vice-président de Moi, est élu Président à une large majorité : 62,2 % des suffrages devant Uhuru Kenyatta (31,3 %) et trois autres candidats. Cette élection marque ainsi une alternance démocratiquement décidée dans les urnes[11].
+
+Un premier projet de nouvelle constitution est rejeté en 2005 par un référendum. À l'élection présidentielle de décembre 2007, Mwai Kibaki est déclaré vainqueur face au principal opposant, Raila Odinga[12] contrairement aux tendances observées. Controversée par les observateurs de l'Union européenne qui demande un recomptage des bulletins de vote, cette annonce est immédiatement contestée par le camp de Raila et entraine les plus grandes violences postélectorales survenue au Kenya. Fin février 2008, grâce à la médiation de Kofi Annan, l'ancien Secrétaire général des Nations unies, un accord de partage du pouvoir entre le président Kibaki et Raila est signé, et entériné à l'unanimité par le Parlement le 18 mars, pour résoudre la crise[13]. Il se matérialise par la nomination de Raila Odinga au poste de Premier ministre le 13 avril suivant. Quatre jours plus tard, il prête serment et un gouvernement de coalition est constitué.
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+Le 4 août 2010, un référendum valide le texte de réforme de la Constitution, incluant une Charte des droits et libertés chère à Raila, et maintenant soutenu par Kibaki [14], par une majorité de 72,1 % de Kényans ayant participé au référendum populaire (70 % de votes favorables contre 30 % de défavorables). Cette constitution est promulguée par le président Mwai Kibaki le 27 août 2010[14].
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+Lors de l'élection présidentielle de 2013, Uhuru Kenyatta est déclaré vainqueur dès le premier tour, le 4 mars 2013}avec 50,07 % des suffrages devant Raila Odinga avec 43,31 %. Ce dernier conteste les élections et, conformément à la possibilité donnée par l'article 140.1 de la Constitution, dépose, en date du 16 mars 2013 une pétition à la Cour suprême pour contester la validité du scrutin présidentiel, arguant d'irrégularités[15],[16]. La Cour rend son jugement le 30 mars suivant en déclarant que « l'élection générale fut libre et impartiale » et que « Uhuru et son colistier Ruto ont été valablement élus »[17],[18].
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+Uhuru Kenyatta est investi en tant que 4e président du Kenya le 9 avril 2013 au centre sportif international Moi de Kasarani (Nairobi)[19].
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+L'organisation État islamique et les chebabs multiplient les attaques au Kenya dans les années 2010, mettant en échec la politique sécuritaire du gouvernement[20]. À ces attaques, s'ajoute une instabilité politique interne dans les mois qui précèdent les élections générales d'août 2017[21].  Le président sortant, Uhuru Kenyatta, est finalement réélu et affiche un score électoral de 54,28 % des suffrages exprimés. Son rival Raila Odinga parle à nouveau de fraudes[22]. Des émeutes éclatent avant un appel au calme par Raila Odinga, qui s'en remet une fois encore à la Cour suprême[23]. Celle-ci, à la surprise générale, lui donne cette fois raison et invalide les élections, qui sont réorganisés en octobre 2017[24]. Cette décision montre une consolidation progressive des contre-pouvoirs au Kenya à la suite de la constitution de 2010[25]. À la suite des modifications de la loi électorale avant ce nouveau scrutin, Raila Odinga se retire et appelle au boycott de l'élection. Finalement, le président sortant Uhuru Kenyatta remporte le nouveau scrutin avec 98,26 % des voix, mais la participation le 26 octobre 2017 n'est que de 38,8 % des électeurs inscrits, à comparer à 79 % le 8 août 2017, date de la première élection présidentielle annulée par la Cour suprême[26].
+
+Le Kenya compte 70 groupes tribaux issus de trois ethnies différents[41]. Le groupe ethnique le plus important est d'origine bantoue (Kikuyu, Luhya, Meru, Embu). À part presque égale, le groupe d'origine nilotique (Maasaï, Luo, Kalenjin, Samburu, Pokot, Turkana). Vient ensuite le groupe d'origine couchitique (Orma, Somali, Borana).
+
+Certains groupes, bien que considérés d'origine bantoue, ont une culture mixte (Kamba, Taita, les tribus swahilies formées par les Mijikenda).
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+Le pays compte aussi des minorités indiennes et européennes issues de la colonisation (les premiers ayant été enrôlés par les seconds).
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+Il doit aussi faire face à l'exode de populations victimes des conflits en Somalie ou de la guerre civile au Soudan.
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+Les langues officielles sont le swahili et l'anglais (article 7.2 de la Constitution). La langue nationale est le swahili (article 7.1 de la Constitution) auquel s'ajoutent 51 dialectes (certains en voie de disparition) protégés et promus par les articles 7.3.a et b de la Constitution.
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+Depuis la rentrée scolaire de janvier 1985, le système éducatif kényan est basé sur un cycle de 8-4-4 débutant à l'âge de 6 ans.
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+Cependant, certaines écoles internationales emploient le système éducatif britannique pour les enfants âgés de 2 à 18 ans.
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+L'anglais et le swahili sont enseignés, en même temps, à l'école primaire. Ensuite, l'anglais devient la langue de référence pour l'apprentissage.Le pays compte sept universités publiques dont la plus ancienne est l'université de Nairobi (University of Nairobi)[42].
+
+50 % de la population sait parler l'anglais, à des degrés divers. La langue anglaise est très présente dans les grands ensembles urbains (comme Nairobi et Mombasa), en revanche, à la campagne, et dans le monde rural, l'anglais est beaucoup moins présent, au profit du swahili. Si les jeunes ruraux apprennent l'anglais, cette langue devient ensuite moins utile, si le jeune reste à la campagne, et avec les années, il oublie la langue, en perdant son usage, car il parle la langue de son ethnie. En revanche, pour celui qui part pour la ville, ou ailleurs, la langue devient très utile, et de plus, pour communiquer avec d'autres ethnies (avec le swahili).[réf. nécessaire]
+
+Les défis les plus connus pour la médecine kényane sont la lutte contre le SIDA, le paludisme et les infections dues à l'eau non potable qui contribuent au taux élevé de mortalité infantile. Cependant, depuis une décennie, les affections pneumopathiques sont en nettes augmentations et devenues la 4e cause de mortalité toutes tranches d'âge comprises. L'institut kényan de recherche médicale (KEMRI) estime que, en 2011, 20 % de la mortalité juvénile est due à une pneumonie[43].
+
+La pandémie de SIDA demeure la plus grande menace pour l'état de santé des kényans, s'ensuivant une population croissante d'enfants orphelins le plus souvent, eux-mêmes, atteints par la maladie.Selon les conclusions d'une étude menée en 2001 à la demande du ministère kényan de la Santé, les résultats les plus alarmants ont été récoltés dans l'ancienne province de Nyanza : le pourcentage de femmes enceintes séropositives était de 25 %[44],[45]. Selon une autre étude menée en 2004 par l'Institut des statistiques kényan, le district de Kisumu a le plus haut taux de séropositivité du pays avec 29 % de la population, 22 % des femmes âgées entre 15 et 22 ans et 69,1 % des malades hospitalisés. Le fait que les habitants de cette province - les Luo - ne pratiquent pas la circoncision augmente, selon plusieurs études et les précisions de l'OMS, le risque de contamination d'environ 60 %[46].
+
+Le paludisme, les diarrhées et la fièvre typhoïde constituent les causes les plus importantes de décès chez les enfants de moins de 5 ans. Et ce, plus particulièrement pendant la saison des pluies et dans les bidonvilles péri-urbains qui ne bénéficient ni des services d'évacuation des eaux usagées ni de la collecte des déchets. L'étude de 2001 citée ci-avant révèle également que seulement 25 % des enfants dorment sous une moustiquaire.
+
+La situation est aggravée par le coût élevé des traitements qui pousse une majorité d'habitants à recourir à une médecine traditionnelle ou à l'automédication.
+
+Dans des hôpitaux privés, des patients sont séquestrés jusqu'à ce que les familles parviennent à réunir les sommes réclamées[47].
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+* Depuis le 27 août 2010, la nouvelle Constitution a supprimé de la liste des jours fériés Moi Day (10 novembre) et Kenyatta Day est devenu Mashujaa Day (« jour des héros morts pour l'indépendance »).
+
+Source : recensement de 2009.
+
+Le Kenya héberge, sur son territoire, divers camps de réfugiés, dont trois sont particulièrement actifs, Dadaab et Liboi (en) accueillent principalement des Somaliens, Kakuma, accueillant principalement des Sud-Soudanais[48],[49],[50],[51], des Éthiopiens, des Érythréens, des Burundais, des Rwandais, des Ougandais, des Congolais[52],[53]...
+
+Depuis l'acceptation, par référendum populaire, de la réforme de la Constitution en date du 4 août 2010, le Kenya est devenu un État où les pouvoirs exécutifs et législatifs sont décentralisés.
+
+Seul le procureur général (Attorney General) est présent dans les trois niveaux de pouvoir (exécutif, législatif et judiciaire).
+Le président de la République et les membres du gouvernement national sont présents à l'exécutif et au législatif.
+Le président de la Cour suprême (Chief Justice) est présent à l'exécutif et au judiciaire.
+
+Le président, élu par le peuple pour un mandat de cinq ans, nomme le vice-président et les ministres parmi les élus de l’Assemblée nationale. Il est aussi le ministre de la Défense et le chef de la police et nomme, avec l'approbation de l'Assemblée nationale, le procureur général (Attorney General) et le président de la Cour suprême (Chief Justice) ; ces derniers sont élus pour un mandat de 10 ans non renouvelable.
+
+Le rôle du procureur général est l'assistance juridique et la défense en justice des intérêts de l'État.
+
+Le rôle du président de la Cour suprême, en tant que président de la Commission justice (Judicial Service Commission), est de veiller à ce que tous les actes commis par les pouvoirs exécutifs et législatifs soient conformes à la Constitution.
+
+Jusqu'à l'élection présidentielle du 27 décembre 2007
+Pour être élu, un candidat doit non seulement remporter la majorité absolue, mais également au moins 25 % des voix dans au moins cinq des huit provinces du pays ainsi qu’avoir été élu député dans une circonscription.
+À partir de la Constitution de 2010
+L'élection se tient tous les cinq ans, le 2e mardi du mois d'août[C 1],[note 3]. Pour être élu, un candidat doit non seulement remporter la majorité absolue, mais également au moins 25 % des voix dans au moins la moitié des comtés.
+Si l'une des deux conditions n'est pas respectée, un deuxième tour est organisé dans les trente jours entre les deux candidats ayant obtenu les meilleurs scores. Un candidat ne peut être élu pour plus de deux mandats[C 2].
+En cas de vacance de la présidence, le vice-président assume les fonctions de président jusqu'au terme du mandat restant à courir[C 3].
+
+La fonction de Premier ministre, créée le 13 avril 2008 pour sortir le pays des violences postélectorales de 2007-2008, est supprimée depuis le 9 avril 2013, date de la prestation de serment du 1er président élu après les résultats définitifs de l'élection présidentielle du 4 mars 2013. Cette suppression est prévue par la Constitution de 2010.
+
+Juridiquement, les provinces disparaissent le 28 mars 2013[note 4]. Le pays est divisé en 47 comtés semi-autonomes (Counties) par rapport au gouvernement central. Ces entités peuvent lever des impôts ou adopter des règlements locaux (par ex. : urbanisme, police) ainsi que gérer les ressources naturelles, humaines et les infrastructures pour autant que leur décision ne soit pas contraire ni à la Constitution ni aux Lois de l'État. L'autorité exécutive des comtés est responsable des moyens qui lui sont apportés par l'exécutif national.
+L'autorité exécutive de chaque comté comporte un gouverneur, un vice-gouverneur plus un maximum de dix membres élus pour un mandat de cinq ans[note 3]. Le gouverneur et le vice-gouverneur sont élus à la majorité relative par le corps électoral du comté, les autres membres sont nommés par le gouverneur avec l'approbation de l'Assemblée locale.
+
+Avant les élections législatives du 4 mars 2013
+Le Parlement national comporte une seule chambre qui est l’Assemblée nationale ou Bunge composée de 224 membres, élus pour un mandat de cinq ans, dont 210 sont des élus directs issus des circonscriptions à siège unique, 12 sont nominés par les partis politiques et proportionnellement à leur représentation et 2 membres ex officio, à savoir le président (Speaker) et le procureur général (Attorney General). Le Président actuel est Kenneth Marende.
+Depuis les élections législatives du 4 mars 2013
+Le Parlement national est constitué de deux chambres dont les membres sont élus pour un mandat de cinq ans :
+
+À ceux-ci, s'ajoute, en tant que membre ex officio représentant le gouvernement, le procureur général (Attorney General), élu par le président de la république avec l'accord de l'Assemblée nationale.
+
+Chaque comté possède sa propre Assemblée renouvelée tous les cinq ans[note 3] et composée de :
+
+L'indépendance du pouvoir judiciaire vis-à-vis des deux autres niveaux de pouvoir est garanti par la Commission justice (Judicial Service Commission). Composée de cinq magistrats, du procureur général (Attorney General), de deux avocats, d'un membre de la Commission justice et de deux personnes de la société civile, elle est présidée par le président de la Cour suprême qui est, depuis le 19 octobre 2016, David Maraga.
+
+C'est en 1887 que le premier policier africain fut engagé par la Compagnie britannique impériale d'Afrique de l'Est afin de garder et de sécuriser son entrepôt de Mombasa[57].
+
+Depuis la réforme de la police intervenue en 2007, le Kenya compte 191 hôtels de police et 12 bases pour les patrouilles qui sont sous le commandement d'un Officier de police provincial (Provincial Police Officer). Il existe aussi une unité de la police maritime dépendant directement d'une hiérarchie basée à Kilindi-Mombasa et des unités spéciales de la police des aéroports dans les quatre aéroports internationaux du pays.
+
+Jusqu'aux élections générales du 4 mars 2013, l'administration locale était divisée en sept provinces auxquelles s'ajoutait la zone de Nairobi. À la tête de chacune se trouvait un commissaire provincial (Provincial Commissioner) nommé par le président de la République et secondé par trois assistants commissaires (Deputy Provincial Commissioners). Les provinces (Mkoa) étaient subdivisées en districts (Wilaya), eux-mêmes subdivisés en divisions (Tarafa). Chaque division était constitué en localités (Mtaa) et sous-localités (Kijiji). La zone de Nairobi était dotée d’un statut spécial et n’était incluse dans aucun district ou province. Le gouvernement supervisait l’administration des districts et des provinces, qui étaient :
+
+Depuis les élections générales du 4 mars 2013, juridiquement, les sept provinces et la région de Nairobi[note 5] disparaissent le 28 mars 2013[note 4] pour faire place aux 47 comtés ayant leur propre administration locale gérée par leur gouverneur.
+
+Le président de la République, avec l'accord de l'Assemblée nationale, nomme, dans chaque comté, un commissaire régional (Regional Commissioner)[C 13]. Ce fonctionnaire (Public officer) a pour mission d'être le relais entre le pouvoir central et le pouvoir local.
+
+Élection par scrutin populaire tous les cinq ans, le 1er jour ouvrable après le Boxing Day :
+
+Élection par scrutin populaire tous les cinq ans, le 2e mardi du mois d'août[note 3] :
+
+Après avoir été, pendant près de 30 ans, un État soumis au monopartisme, le Kenya est devenu une république pluripartiste. Le président est à la fois chef de l’État et chef du gouvernement. Le pouvoir exécutif national est aux mains du gouvernement tandis que le pouvoir législatif est partagé entre le gouvernement et l’Assemblée nationale. Le pouvoir judiciaire est indépendant des deux premiers. Il existe un pouvoir exécutif régional, subordonné au pouvoir national, confié aux gouverneurs de province.
+
+Bien que les structures sociales soient héritées de l'Empire britannique, la stratégie politique est portée vers les États-Unis dont elle est la plus fidèle alliée en Afrique de l'Est.
+
+De quarante-deux ministères et secrétariats d’État sous la présidence de Mwai Kibaki, leur nombre est passé à dix-huit ministères sous la présidence d'Uhuru Kenyatta[56] :
+
+Le Kenya possède des représentations diplomatiques dans 44 pays afin de couvrir ses relations bilatérales avec 100 pays et 7 organisations internationales dans le monde :
+
+Ces missions sont appelées Embassy (« ambassade »), avec à leur tête un ambassadeur, dans la plupart des pays sauf ceux faisant partie du Commonwealth où elles sont appelées Hight Commission (« haut-commissariat »), avec à leur tête un haut-commissaire.
+
+La monnaie nationale est le shilling kényan (KES) = 100 cents. Elle est émise par la Banque centrale du Kenya (en).
+Valeurs monétaires en cour depuis 2003[59] :
+
+Selon le FMI, en 2010, le PIB nominal est de 32 417 millions d'USD tandis que le PIB par habitant est de 888 USD. Le taux de croissance par rapport à l'année précédente est de 2,1 %. Le taux d'inflation est de 4,2 %. Le solde budgétaire est égal à - 6,3 % du PIB et la balance commerciale est en déficit de 2,024 millions d'USD. Le pays est classé 108e à l'IPE avec un score de 51,4 sur un maximum de 100. Le Kenya exporte pour 5 443 millions USD et importe pour 11 870 millions USD en 2011. Cependant les termes d'échanges sont défavorables, car ils ont un déficit de -6,427 millions (calcul exportation - importation).
+
+Part des principaux secteurs d’activités dans le PIB en 2009[KNBS 1] :
+
+Parts des principaux clients en 2009[KNBS 3] :
+
+Parts des principaux fournisseurs en 2009[KNBS 4] :
+
+Parts des principaux produits exportés en 2009[KNBS 5] :
+
+Parts des principaux produits importés en 2009[KNBS 6] :
+
+Des passages de cet article sont désuets ou annoncent des événements désormais passés. Améliorez-le ou discutez-en. Vous pouvez également préciser les sections à actualiser en utilisant {{section à actualiser}}.
+
+Les exportations de la France vers le Kenya sont de 104 M€ en 2005 (recul de 2,2 % entre 2004 et 2005).
+Les importations françaises du Kenya sont de 92 M€ en 2005 (croissance de 27,6 %) (mission économique).
+
+Consulat (s) de France : Nairobi (ambassade), Mombasa (agence consulaire) Communauté française au Kenya : 893 immatriculés (2005) Communauté kényane en France : 630 résidents (décembre 2005)
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+Le Kenya est un pays qui a peu ou pas de ressources minérales ; un potentiel agricole borné à un cinquième du territoire et complètement exploité[réf. nécessaire] ; un espace physique ne facilitant pas les transports. L’agriculture employait 19 % de la population active et représentait 15,8 % du PIB en 2005[réf. nécessaire]. En revanche, il dispose de sources d'énergie renouvelable importantes, à travers l'exploitation hydroélectrique du bassin de la Tana et la géothermie récupérant l'énergie du Rift est-africain[60]. L'exploitation de cette dernière sur différents sites, selon un plan lancé dans les années 1980[61], fournit au pays le quart de sa production électrique en 2015 et le plaçant au 8e rang mondial[60].
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+Le Kenya atteint l'autosuffisance pour l'ensemble des denrées alimentaires de base. La première culture vivrière est le maïs, qui couvre 62 % des terres cultivables (2,20 millions de tonnes en 2005). Le sorgho, les pommes de terre, les haricots, les arachides et le tabac sont également cultivés sur les hauts plateaux, principale région agricole. La canne à sucre, le blé, le manioc, l'ananas, le coton et les noix de cajou sont produits sur les plaines côtières.
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+La principale culture commerciale est le thé (295 000 tonnes en 2005), suivie de loin par le café.
+Le Kenya était troisième au palmarès producteurs mondiaux de thé sur la décennie 2010. C'est par ailleurs le premier producteur mondial de thé noir[62], et qui a augmenté sa récolte de plus d'un sixième en 2016, grâce à des pluies abondantes[62].
+Il a mené es producteurs africains de thé, qui ont affiché une hausse de 10 % de la récolte à l'échelle du continent, en seulement deux ans[62].
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+Une industrie des fleurs coupées (production, transformation et vente) s'est développée. Elle fait vivre 500 000 Kényans et rapporte à l'économie nationale 200 millions de dollars par an, constituant la troisième source d'entrée de devises du pays, après le thé et le tourisme. Ce secteur représente 15 % de ses exportations. Ainsi, le Kenya est devenu le premier fournisseur de roses vers l'Union européenne. Selon le conseil de production des fleurs au Kenya, cette industrie a connu chaque année une forte croissance en volume et en quantité de ses exportations. En 1988, le Kenya a exporté 10,986 tonnes de fleurs coupées exportées, ce chiffre grimpe à 86,480 tonnes en 2006 pour atteindre 117,713 tonnes en 2009. Ce qui représente une multiplication par 11 de sa quantité de production en 20 ans[63].
+Toutes ces fleurs sont exportées vers la bourse aux fleurs d'Amsterdam : Aalsmeer. Ces fleurs sont ensuite réexpédiées dans les états du monde entier et notamment au sein même de l'Europe
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+L'élevage pour la viande et les produits laitiers est important. En 2005, le Kenya possédait environ 12 millions de têtes de bovins, 10 millions d'ovins et 12 millions de caprins. La pêche, essentiellement pratiquée dans les fleuves et les lacs de l'intérieur, suffit à satisfaire le marché local.
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+Le secteur minier occupe une place très faible dans l'économie kényane (soude, sel, fluor et minerais). D'importants gisements de plomb et d'argent ont cependant été découverts près de Mombasa. Bien qu'en expansion, le secteur industriel occupe une place modeste au sein de l'économie locale : en 2003, il occupait 20 % de la population active et représentait 19,6 % PNB. Il concerne essentiellement l'agroalimentaire, dont la production est destinée à la consommation locale.
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+La production hydroélectrique des barrages de Kiambare et de Turkwell constitue la plus grande richesse industrielle du pays. Le Kenya est lourdement endetté, sa dette extérieure brute représentant près de la moitié de son PNB (47,5 % en 2003). Les devises apportées par le tourisme (339 millions de dollars en 1999) ne suffisent pas à équilibrer la balance des paiements.
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+Le commerce extérieur demeure déficitaire (- 36,4 % en 2003). Les principaux clients sont les pays africains, notamment l’Ouganda, suivis de ceux de l’Union européenne, notamment le Royaume-Uni et l’Allemagne. Les importations proviennent essentiellement du Royaume-Uni, d'Allemagne, des Émirats arabes unis et du Japon (pétrole brut, machines-outils, automobile, fer et acier, produits pharmaceutiques et engrais).
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+Le secteur des services employait 62 % de la population et représentait 64,7 % du PIB en 2003.
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+la diaspora kényane inscrite auprès de leur ambassade en 2011 est d'environ 2,5 millions de personnes. Selon la Banque centrale du Kenya, elle injecte, annuellement, plusieurs millions d'USD dans l'économie interne sous forme de transferts d'argent intra-familiaux[64]. Environ 50 % proviendraient des États-Unis et du Canada et 27 % de l'Union européenne.
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+Ces montants ne tiennent compte que des transferts effectués au travers des banques ou des sociétés de transfert cash to cash tel Western Union.
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+Le classement 2011 du magazine économique Forbes répertorie deux Kényans dans les quarante plus grandes fortunes d'Afrique[65] :
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+Le seul port international maritime du Kenya est le port Kilindini à Mombasa.
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+Le 31 mai 2017 a été inauguré la nouvelle ligne de chemin de fer Mombasa-Nairobi. La ligne de 472 kilomètres, sur un dénivelé de quelque 1 600 mètres, a été financée et réalisée en trois ans par la China Road and Bridge Corporation (CRBC). Elle comporte 9 stations et 98 ponts. Le train d'une capacité de 1 200 passagers, permet de relier la capitale à la ville côtière en 4 heures à une allure de 120 km/h. Elle remplace l'ancienne ligne construite entre 1896 et 1900 par les colons britanniques, avec son Lunatic Express qui mettait entre 10 et 20 heures pour relier les deux villes[68],[69].
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+Selon l'indice 2010 de perception de la corruption établi par Transparency International, le Kenya est classé 154e avec un score de 2,1 sur 10[note 9].
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+En 2009, les actes criminels rapportés se répartissent comme suit[KNBS 7] :
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+Les sources médiatiques sont variées et leur liberté d'expression est spécifiquement garantie par l'article 34 de la Constitution sous réserve de l'article 33.2 (« propagande pour la guerre, incitation à la violence, discours haineux »).
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+La Kenya Broadcasting Corporation (KBC) est une entreprise publique qui émet en anglais, en swahili et, localement et en radiodiffusion, dans la langue native[70].
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+Les chaînes de télévision privées les plus importantes sont Kenya Television Network (KTN), qui appartient au Standard Group, et NTV (en), qui appartient au Nation Media Group. D'autres chaînes de télévision existent, tels Citizen TV, K24 ou Family TV.
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+Il existe des dizaines de chaînes de radiodiffusion privées comme Easy FM, qui appartient au Nation Media Group, ou encore Capital FM et Kiss FM centrées sur la musique, East FM qui diffuse en hindi, Kameme FM qui diffuse en kikuyu ou Radio Ramogi qui diffuse en luo.
+Certains diffuseurs étrangers émettent aussi en modulation de fréquence comme BBC News sur tout le territoire, Voice of America à Nairobi ou encore Radio France internationale à Mombasa.
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+La presse écrite est dominée par deux grands groupes :
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+Depuis l'installation, en 2009, du nouveau câble sous-marin EASSy et le remplacement progressif des câbles en cuivre par des fibres optiques, les internautes peuvent choisir entre 51 fournisseurs d'accès à Internet.
+Les connexions s'effectuent soit au moyen d'une clé électronique qui coute, en 2011, 1 999 KSH puis en prépayant un volume de bits[71], soit au moyen d'un modem ADSL qui coute, en 2011, 3,999 KES et d'un abonnement libre payable mensuellement[72].
+Peu de Kényans possèdent le matériel informatique nécessaire à domicile mais le réseau des Internet cafés est bien implanté, y compris dans les localités de petite taille. En décembre 2011, la commission des communications du Kenya (Communications Commission of Kenya) estime que 36,3 % de la population utilise un ordinateur muni d'un accès à Internet.
+
+L'accès au réseau Internet est principalement réalisé grâce à la téléphonie mobile dont le réseau est disponible dans toutes les unités urbaines ainsi que, à de rares exceptions près -mauvaise configuration topographique-, dans les campagnes[73]. La norme de communication utilise la gamme des 900 et des 1 800 MHz, le GPRS et le 3G. En décembre 2010, la commission des communications du Kenya estime le nombre de téléphones mobiles à 22 millions et à une proportion de un sur cinq le nombre d'appareils en contrefaçon[74]. 90 % de la population âgée de 15 ans ou plus utilise un téléphone mobile.
+Quatre opérateurs agréés sont présents sur le territoire depuis la fin de 2008[75]. Au 31 octobre 2011, leur part du marché s'établit comme suit :
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+Les prix des communications sont, comme partout ailleurs dans le monde, assez difficiles à comparer entre les différents opérateurs. En 2011, les tarifs, hors promotions, varient de 1 KES pour un SMS national à 10 KES pour un SMS international et de 2 KES la minute pour un appel national à 40 KES la minute pour un appel international.
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+Le phénomène d’expansion de la téléphonie mobile au Kenya provient du fait que depuis 2005, il est, au point de vue mondial, un pays test pour les innovations de cette technologie de communication[76].Le service « M-Pesa »[77],[78] est accessible à tous pour le transfert d'argent[79] (M est l'initiale de mobile (« téléphone mobile ») et pesa signifie « argent » en swahili). En décembre 2009, ce service est exploité par environ 10 millions d'utilisateurs. En 2011, le montant des transferts d'argent, par ce mode, atteignent 56 millions de KES.Les fermiers utilisent le service « DrumNet »[80] pour connaitre les prix du marché.Les services de Twitter ou du type « Facebook mobile » de Facebook sont largement utilisés par les jeunes Kényans.
+En juin 2009, Safaricom lance son premier portail web mobile donnant accès, aux abonnés, à un service d'information et de divertissement[81].Depuis le 18 mai 2010, les titulaires d'un compte « M-Pesa » ont la possibilité de déposer ou de retirer de l'argent, d'obtenir un microcrédit ou de gérer un compte d'épargne via le service « M-Kesho »[82] (kesho signifie « demain » en swahili).
+En août 2011, la compagnie Digital Mobile Television (DMTV Kenya) lance la télévision numérique terrestre pour téléphone mobile[83].
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+Attraction touristique majeure du Kenya, les parcs et réserves nationaux représentent 8 % de la surface totale du territoire soit 46 430 km2. Gérés par le Kenya Wildlife Service (KWS)[84], ils sont constitués de :
+
+La superficie des zones protégées varie de 0,4 km2 pour le sanctuaire des impalas à 13 747 km2 pour le parc national de Tsavo East (24 453 km2 si l'on y ajoute les parcs nationaux contigus de Tsavo West et de Chyulu Hills).
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+Cinq de ces zones sont inscrites au patrimoine mondial de l'UNESCO :
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+Neuf ont été soumises à inscription :
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+La mise en valeur du patrimoine culturel constitué par les monuments nationaux et les collections des musées est géré par l'institution publique « musées nationaux du Kenya ».
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+L'équipe nationale a récolté 12 médailles dont cinq en or aux championnats du monde d'athlétisme 2013 se classant, ainsi, au quatrième rang des médailles obtenues.
+Après les résultats de ces championnats du monde, l'équipe kényane est classée 3e au niveau mondial avec un total de 112 médailles dont 43 en or. Cependant, ce classement doit être pondéré par le nombre de participations aux championnat depuis 1983 du Kenya qui est de 13 sur 14 ; soit 8,62 médailles par participation dont 3,31 en or.
+
+Aux Jeux olympiques d'été, elle est classée 34e avec 86 médailles dont 13 en or. Cependant, ce classement doit être pondéré par le nombre de participations aux Jeux modernes du Kenya qui est de 13 sur 27 ; soit 6,62 médailles par participation dont 1 en or.
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+L'équipe possèdent quatre records olympiques chez les hommes ainsi que plusieurs records du monde (toutes disciplines confondues) :
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+L'équipe de course à pied est, depuis des années, l'une des plus performantes du monde en demi-fond et en fond toutes disciplines confondues. (Aux Jeux du Commonwealth par exemple, les Kényans remportent sans discontinuer l'or, l'argent et le bronze à l'épreuve masculine du 3 000 mètres steeple depuis 1998[85].) Le niveau est tellement élevé que malgré des dizaines de sélectionnés, beaucoup de sportifs font partie d'équipes réserve. Cela favorise le recrutement, et la naturalisation, par d'autres nations d'athlètes comme Wilson Kipketer, qui fut en 1990 le premier, pour le Danemark ou, plus récemment, comme Bernard Lagat pour les États-Unis[86]. L'apparition de la Ligue de diamant de l'IAAF permet d'inverser cette tendance grâce au prix, représenté par un diamant de 4 carats, récompensant les vainqueurs de chaque discipline.
+En 2008, Pamela Jelimo remporte la Golden League en 800 m. En 2010 deux athlètes masculins et trois féminines remportent la Ligue de diamant dans leur spécialité tandis que deux athlètes masculins et deux féminines sont premiers au palmarès de leur spécialité dans l'édition 2011. Wilson Kipketer emporta aussi la Golden League du 800 m en 1999 mais il était déjà, à ce moment, devenu danois. Vivian Cheruiyot, quant à elle, a emporté les deux premières éditions de la Ligue de diamant en 5 000 mètres.
+
+Le boxeur kényan le plus titré est une boxeuse. Conjestina Achieng' a été championne du monde GBU en 2004 et WIBF en 2005. Robert Wangila fut champion olympique aux Jeux de Séoul en 1988.
+
+L'équipe nationale de cricket possède le statut ODI depuis 1996. Elle est classée 13e au classement mondial de l'ICC du 22 août 2013.
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+L'équipe nationale masculine est 118e au classement mondial de la FIFA et 37e au classement CAF du 12 mars 2015. Elle est surnommée Harambee Stars. Harambee qui signifie « Poussons ensemble » ou « Ho hisse! » en swahili est également la devise du pays et apparaît sur son blason. À domicile, elle évolue au Nyayo National Stadium.
+Les clubs les plus connus, et les plus titrés sont, dans l'ordre, le Gor Mahia Football Club et l'AFC Leopards SC, tous deux de Nairobi.
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+Si le rugby à XV est un sport mineur au Kenya, l'équipe nationale de rugby à XV est classée 27e au classement World Rugby des équipes nationales de rugby à XV du 30 octobre 2017 et joue en 3e division mondiale.
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+Le rugby à sept est plus performant au niveau mondial. Son équipe nationale fut classée quatrième lors de la Coupe du monde de rugby à sept 2013. Elle est actuellement au 12e rang mondial du classement HSBC Sevens World Series, Saison 2017-2018 au 30 octobre 2018.
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+Les sports mécaniques sont principalement constitués par le rallye automobile. Nombre de rallyes régionaux sont organisés tout au long de l'année. Le plus célèbre d'entre eux est le Safari Rally qui fit partie du championnat du monde des rallyes entre 1973 et 2002. Le Kenya compte quelques pilotes renommés comme Joginder Singh, Shekhar Mehta, Patrick Njiru (en) ou encore Ian Duncan.
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+Le Kenya a pour codes :
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+Constitution kényane de 2010
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+KNBS, Statistical Abstract 2010
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/2999.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
+
+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
+
+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
+
+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
+
+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
+
+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
+
+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
+
+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
+
+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
+
+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
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+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
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+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
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+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
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+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
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+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
+
+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
+
+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
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+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
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+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
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+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
+
+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
+
+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
+
+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
+
+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
+
+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
+
+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
+
+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
+
+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
+
+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
+
+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
+
+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
+
+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
+
+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
+
+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
+
+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
+
+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
+
+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
+
+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
+
+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
+
+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
+
+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
+
+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
+
+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
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+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
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+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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fr/3.html.txt

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+L’abbaye de Westminster est l'un des édifices religieux les plus célèbres de Londres. Sa construction date pour l'essentiel du XIIIe siècle, sous Henri III. C'est le lieu de sépulture d'une partie des rois et reines d'Angleterre et aussi des hommes et des femmes célèbres. Le Coin des poètes fait honneur aux écrivains du royaume. La quasi-totalité des couronnements des monarques anglais a eu lieu dans cette abbaye.
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+Le vrai nom de l'abbatiale est « église collégiale Saint-Pierre ». Westminster signifie « abbaye de l'Ouest » car celle-ci se situait à l'ouest de la City (en opposition à Eastminster, monastère cistercien qui se trouvait à l'est, au-delà de la tour de Londres, sur le site de l'actuelle Royal Mint). En ancien français, l'abbaye de Westminster se nommait Ouestmoustier (en latin monasterium).
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+Elle est classée au patrimoine mondial de l'UNESCO depuis 1985.
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+Selon la légende, l'abbaye aurait été fondée en 616, sur le site d'un ancien îlot de la Tamise baptisé Thorn Ey (« île de Thorn »). Un pêcheur nommé Aldrich y aurait été témoin de visions de l'apôtre Pierre.
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+Au Xe siècle, Dunstan de Cantorbéry y installa une communauté de moines bénédictins avec l'appui du roi Edgar le Pacifique.
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+Puis, au milieu du XIe siècle, le roi anglo-saxon Édouard le Confesseur fait construire son palais sur les rives de la Tamise à proximité du monastère, qu'il décide alors de construire avec des dimensions plus grandes, et qu'il dédia à saint Pierre. L'abbatiale est consacrée le 28 décembre 1065, peu avant la mort du souverain le 5 janvier 1066[1]. Le 6 janvier, Édouard le Confesseur est enterré dans l'église et neuf ans plus tard son épouse, Édith de Wessex, est enterrée à ses côtés[2].
+
+L’Angleterre est envahie par le duc de Normandie Guillaume le Conquérant et celui-ci se fait couronner roi d’Angleterre dans l’abbatiale le 25 décembre 1066[3].
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+Au XIIIe siècle, Henri III (1207-1272) décide de reconstruire l'église dans le style gothique. Il s'agit pour lui de suivre la mode architecturale et de donner un écrin splendide à la sépulture d'Édouard le Confesseur : son corps est exhumé et placé dans un nouveau tombeau en 1269. Les plans sont dessinés par Henri de Reims.
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+En 1376, l'architecte Henri Yevele refait entièrement la nef. On lui doit également des travaux dans la tour de Londres et le palais de Westminster.
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+Entre 1503 et 1519, sous les règnes d'Henri VII et d'Henri VIII, on construit la Lady Chapel, appelée aujourd'hui la chapelle Henri-VII. La Renaissance artistique influence l'édification de cette partie de l'abbatiale et des artistes italiens y travaillent, comme le sculpteur Pietro Torrigiano. En 1540, les moines bénédictins doivent quitter le monastère lors de la réforme anglicane. Vingt ans plus tard, Élisabeth Ire refonde le monastère en lui donnant un statut différent. Il n'y a plus d'abbé, le chapitre est présidé par le doyen de Westminster.
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+Depuis Guillaume le Conquérant, tous les rois d'Angleterre, puis du Royaume-Uni sont couronnés dans l'abbatiale, à l'exception d'Édouard V et d'Édouard VIII. La King Edward's Chair, aussi appelée Coronation Chair (« Chaise du roi Édouard » ou « Chaise du couronnement »), qui sert à l'intronisation des souverains britanniques depuis Édouard Ier, est aujourd'hui entreposée dans la chapelle Édouard-le-Confesseur. Mais dans l'hypothèse d'un prochain couronnement, le cérémonial veut qu'il soit à nouveau placé dans le chœur de l'église face à l'autel.
+
+Jusqu'en 1996, elle était accompagnée de la pierre du destin (ou pierre de Scone) qui était placée sous le siège et servait autrefois lors du couronnement des rois d'Écosse. Cette dernière est, depuis cette date, exposée au château d'Édimbourg.
+
+Plus de 3 000 personnes sont également inhumées dans l'église dont 16 ou 17[5] monarques britanniques, accompagnés pour certains d'entre eux, de leurs conjoints, et beaucoup d'autres personnalités notables, dont six Premiers ministres britanniques, des écrivains, des poètes, des scientifiques, des acteurs ou encore des explorateurs.
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+La tombe du Soldat inconnu se trouve près de la porte occidentale, enterré parmi les rois parce qu'il « avait agi pour le bien, pour la cause de Dieu et de son foyer ».
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+Les tours médiévales n'étant pas achevées au XVIIIe siècle, la façade de l'édifice fut réalisée à cette époque par Nicholas Hawksmoor. Elle présente deux grandes tours symétriques de style gothique.
+
+L'abbatiale a un plan en croix latine, mais elle a subi plusieurs transformations au cours des siècles ; l'ajout de la Lady Chapel l'agrandit considérablement vers l'est au XVIe siècle.
+
+La nef est l'endroit où se rassemblent les fidèles au moment des offices et des cérémonies. Celle de Westminster est relativement étroite (10 mètres) mais s'élève à 31 mètres au-dessus du sol. Deux personnes sont inhumées dans l'allée centrale de la nef :
+
+Noter que la tombe du soldat inconnu britannique est la seule de l'abbaye sur laquelle il est interdit de marcher[6]. Cette tombe est protégée par des « poppies » artificiels[7].
+
+C'est ici qu'est inhumé le roi Édouard le Confesseur. Sa châsse est entourée des tombeaux de cinq autres rois et trois reines du Moyen Âge.
+
+Anciennement Lady Chapel, elle a été élevée au début du XVIe siècle. On peut y voir le gisant de la reine Élisabeth Ire (1558-1603). Sa sœur aînée, la reine Marie Ire (1553-1558) est enterrée dans la même tombe.
+
+Situé dans le croisillon du transept sud, le Poets' Corner présente des monuments à la gloire des principaux écrivains du Royaume : Matthew Gregory Lewis, Geoffrey Chaucer, Coleridge, Charles Dickens, William Shakespeare, William Wordsworth, Alexander Pope, etc.
+
+Cet endroit présente des plaques commémoratives à la gloire des principaux hommes d'État du Royaume : Churchill, Benjamin Disraeli, Robert Peel, etc. Six Premiers ministres de Grande-Bretagne sont effectivement inhumés dans l'abbaye : William Pitt le Jeune, George Canning, William Gladstone, Andrew Bonar Law, Neville Chamberlain et Clement Attlee.
+
+Cet endroit présente des plaques commémoratives et des tombeaux à la gloire des principaux hommes de science du Royaume : James Prescott Joule, George Stephenson, James Watt, Isaac Newton, William et John Herschel, Charles Darwin, Paul Dirac, ainsi que Stephen Hawking.
+
+C'est dans la crypte de Saint-Pierre que se trouve le musée de l'Abbaye de Westminster, qui est situé dans une des plus vieilles parties de l'abbaye, datant du XIe siècle. L'exposition comprend une collection unique d'effigies royales et funéraires, ainsi que d'autres trésors, comme une pièce d'autel du XIIIe siècle, connue sous le nom de « retable de Westminster »[8].
+
+La salle capitulaire, située à quelques mètres au sud de l’église, date de 1248-1253 et abrite des fresques du XVe siècle. C'est une salle octogonale d'un diamètre de 18 m présentant des voûtes à liernes et à tiercerons retombant sur un pilier central à 8 colonnettes en marbre de Purbeck. Ses murs sont en partie recouverts de peintures médiévales.
+
+Bâti aux XIIIe et XIVe siècles, il a subi des remaniements au XIXe siècle. Plusieurs personnalités sont enterrées sous des dalles, abbés ou musiciens, parmi lesquels :
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+En haut du grand portail ouest de l'abbaye, dix statues commémorent dix martyrs chrétiens du XXe siècle.
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+On y trouve aussi deux Français :
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fr/30.html.txt

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+Un acide aminé est un acide carboxylique qui possède également un groupe fonctionnel amine. De tels composés organiques ont donc à la fois un groupe carboxyle –COOH et un groupe amine, par exemple une amine primaire –NH2 ou une amine secondaire –NH–. Dans le monde vivant, on connaît environ 500 acides aminés, dont environ 149 sont présents dans les protéines[1]. Ces acides aminés peuvent être classés de nombreuses manières différentes[2] : on les classe ainsi souvent en fonction de la position du groupe amine par rapport au groupe carboxyle en distinguant par exemple les acides α-aminés, β-aminés, γ-aminés ou δ-aminés ; on peut également les classer en fonction de leur polarité, de leur point isoélectrique ou de leur nature aliphatique, aromatique, cyclique ou à chaîne ouverte, voire de la présence de groupes fonctionnels autres que le carboxyle et l'amine qui définissent cette classe de composés.
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+En biochimie, les acides α-aminés jouent un rôle crucial dans la structure, le métabolisme et la physiologie des cellules de tous les êtres vivants connus, en tant que constituants des peptides et des protéines. Ils constituent à ce titre l'essentiel de la masse du corps humain après l'eau. Ils présentent, à de rares exceptions près[3], une structure générique du type H2N–HCR–COOH, où R est la chaîne latérale identifiant l'acide α-aminé. Toutes les protéines de tous les êtres vivants connus ne sont constituées — à quelques exceptions près — que de 22 acides aminés différents, parfois légèrement modifiés, dits acides aminés protéinogènes. Parmi ceux-ci, 19 acides aminés ne contiennent que quatre éléments chimiques : le carbone, l'hydrogène, l'oxygène et l'azote ; deux acides aminés contiennent en plus un atome de soufre, et un acide aminé assez rare contient un atome de sélénium. Ces acides aminés forment de longs biopolymères linéaires, appelés polypeptides, dans lesquels les monomères sont unis entre eux par des liaisons peptidiques. Un acide aminé engagé dans une ou deux liaisons peptidiques au sein d'un polypeptide est un résidu d'acide aminé. L'ordre dans lequel ces résidus se succèdent dans les polypeptides est la séquence peptidique et est déterminé par les gènes à travers le code génétique, qui établit une relation entre les codons de trois bases nucléiques et chacun de ces résidus.
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+Les acides aminés sont quasiment tous des molécules chirales, dont les représentants naturels sont essentiellement les énantiomères L ; il existe également des acides aminés D dans les parois bactériennes et certains antibiotiques, comme la gramicidine, qui est un peptide non ribosomique. Outre leur rôle dans les protéines, les acides aminés protéinogènes peuvent également être précurseurs de biosynthèses importantes. C'est par exemple le cas de la glycine, précurseur de la porphyrine, laquelle donne l'hème des globules rouges, ainsi que de l'acide inosinique, qui donne les bases puriques des acides nucléiques. En outre, plusieurs acides aminés, protéinogènes ou non, jouent également un rôle central dans la physiologie de l'organisme, indépendamment de leur contribution aux protéines. Ainsi, la carnitine, un acide aminé non protéinogène, intervient dans le transport des lipides. Le glutamate (protéinogène) et l'acide γ-aminobutyrique (GABA, non protéinogène) sont, dans le cerveau, respectivement le principal neurotransmetteur excitateur et le principal inhibiteur du système nerveux central[4]. Il existe par ailleurs de très nombreux autres acides α-aminés biologiques non protéinogènes, dont certains dérivent des acides aminés protéinogènes par modification post-traductionnelle sur les protéines — par exemple la citrulline, qui dérive de l'arginine, et l'acide pyroglutamique, par lactamisation de l'acide glutamique — ou n'entrent pas dans la constitution des protéines — par exemple la DOPA et l'ornithine. Certains acides α-aminés naturels peuvent également être toxiques, comme l'acide domoïque, qui est une phycotoxine.
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+Neuf des 22 acides aminés protéinogènes sont dits essentiels pour l'homme car ils ne peuvent pas être produits par le métabolisme humain et doivent par conséquent être apportés directement par l'alimentation. D'autres acides aminés peuvent également être essentiels selon l'âge ou l'état de santé. La liste des acides aminés essentiels diffère selon les espèces : les ruminants, par exemple, obtiennent plusieurs acides aminés, qu'ils ne synthétisent pas eux-mêmes, à partir des produits de digestion par les microorganismes dans leur réticulorumen. En raison de leur importance biologique, les acides aminés sont des éléments importants en nutrition et sont couramment utilisés dans les compléments alimentaires. Diverses technologies font également appel aux acides aminés, par exemple comme engrais, en technologie alimentaire dans l'industrie agroalimentaire, en pharmacie, en chimie fine et en synthèse organique (synthèse asymétrique par exemple).
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+Les acides aminés naturels les plus abondants sont les acides α-aminés, dont font partie tous les acides aminés protéinogènes. Hormis la glycine, dont la chaîne latérale se réduit à un simple atome d'hydrogène et dont le carbone α n'est donc pas un centre stéréogène, tous ces acides aminés sont des composés chiraux présentant une stéréoisomérie D/L. Les acides aminés protéinogènes incorporés dans les protéines par les ribosomes sont tous des énantiomères L, mais des acides aminés D peuvent être présents dans des protéines à la suite de modifications post-traductionnelles, notamment dans le réticulum endoplasmique, comme c'est le cas chez certains organismes marins tels que les gastéropodes du genre Conus[5]. Des acides aminés D sont également des constituants importants du peptidoglycanne de la paroi bactérienne[6], et la D-sérine jouerait le rôle de neurotransmetteur dans le cerveau[7].
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+La désignation D/L provient de la position respectivement à droite ou à gauche du groupe –NH2 dans la projection de Fischer, le carboxyle se trouvant en haut dans cette représentation, avec comme ordre de priorité des groupes (selon les règles de Cahn, Ingold et Prelog) :
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+Les acides aminés L naturels ont le plus souvent une configuration absolue S tandis que les acides aminés D ont une configuration R ; la L-cystéine et la L-sélénocystéine, acides α-aminés protéinogènes, présentent cependant une configuration absolue R en raison respectivement de l'atome de soufre et de sélénium liés au carbone β de leur chaîne latérale : les groupes –CH2SH et –CH2SeH prennent la deuxième place devant le groupe –COOH, ce qui inverse la configuration absolue par rapport aux autres acides aminés L.
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+Ces énantiomères sont optiquement actifs : chaque isomère dévie la lumière plane polarisée et est dextrogyre (+) ou lévogyre (-) suivant que la rotation du plan de polarisation de la lumière suit un sens horaire ou antihoraire. Il n'y a pas de corrélation entre le sens de rotation du plan de polarisation (ou pouvoir rotatoire) et la configuration de l'acide aminé : ainsi la L-alanine est lévogyre et se note L(-)-alanine. Par convention, il y a correspondance entre la représentation des oses et celle des acides aminés.
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+Certains de ces acides aminés, comme la thréonine et l'isoleucine, possèdent un 2e carbone asymétrique. Dans ce cas, le composé naturel (2S, 3R) est appelé L, son énantiomère (2R, 3S) est appelé D, les deux autres stéréoisomères (2S, 3S et 2R, 3R) dont les positions relatives des substituants sont différentes sont appelés allo.
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+Les atomes de carbone des acides aminés qui ont une chaîne latérale liée au carbone α, par exemple la lysine représentée ci-contre, sont désignés successivement pas les lettres grecques β, γ, δ, etc. On parle ainsi d'acide α-aminé, β-aminé, γ-aminé, δ-aminé selon l'atome de carbone sur lequel se trouve le groupe amine.
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+On a l'habitude de classer les acides aminés en quatre groupes en fonction des propriétés de leur chaîne latérale :
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+On parle d'acides aminés ramifiés en référence aux acides aminés dont la chaîne latérale est aliphatique et n'est pas linéaire. Il s'agit de la leucine, de l'isoleucine et de la valine.
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+La proline est le seul acide aminé protéinogène ayant une amine secondaire. Elle a longtemps été qualifiée d'acide iminé pour cette raison, bien que cette qualification soit désormais obsolète dans la mesure où, en chimie, la fonction imine est distincte d'une amine secondaire.
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+Le groupe carboxyle –COOH est un acide faible, ce qui signifie qu'il tend à libérer un proton pour donner un carboxylate –COO– chargé négativement. La forme carboxylate est prédominante à pH supérieur au pKa de l'acide carboxylique, c'est-à-dire environ 2,2 pour les acides aminés protéinogènes. De façon symétrique, le groupe amine –NH2 est une base faible, ce qui signifie qu'il tend à recevoir un proton pour donner un ammonium –NH3+. La forme ammonium prédomine à pH inférieur au pKa de l'amine, c'est-à-dire environ 9,4 pour les acides aminés protéinogènes.
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+Dans la mesure où, par définition, les acides aminés ont à la fois un groupe carboxyle et un groupe amine, ce sont des molécules amphotères :
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+La présence de deux groupes fonctionnels portant des charges électriques opposées +1 et –1 sur des atomes non adjacents définit un zwitterion. La forme non ionisée des acides aminés est une espèce chimique extrêmement minoritaire en solution aqueuse — moins de 0,1 ppm — puisque généralement au moins l'un des deux groupes est ionisé. Les acides aminés sont également présents sous forme de zwitterions en phase solide et ils cristallisent en présentant des propriétés semblables aux cristaux de sel, contrairement à la plupart des acides et amines organiques.
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+Les différents types de courbes de titrage correspondant aux groupes d'acides aminés sont représentés ci-contre. La forme zwitterionique prédomine aux pH compris entre les deux pKa mais coexiste cependant avec de petites quantités de formes porteuses d'une charge électrique nette positive et de formes portant une charge nette négative. Au milieu exact entre les deux valeurs de pKa, les quantités de formes chargées positivement et de formes chargées négativement se compensent exactement, de sorte que la charge électrique résultante de toutes les espèces en solution est exactement nulle. C'est le point isoélectrique, défini par pI = ½ (pKa1 + pKa2), auquel les acides aminés ont une mobilité nulle par électrophorèse.
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+La solubilité des zwitterions est la plus faible à leur point isoélectrique et certains acides aminés, notamment ceux qui ont une chaîne latérale non polaire, peuvent être isolés d'une solution aqueuse par précipitation en ajustant le pH de la solution à la valeur de leur point isoélectrique.
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+Chaque acide aminé ayant des valeurs de pKa légèrement différentes les unes des autres, leurs points isoélectriques diffèrent également légèrement les uns des autres. Les acides aminés qui ont une chaîne latérale électriquement chargée font en plus intervenir le pKa de cette chaîne, noté pKR. Ainsi, l'aspartate, le glutamate mais aussi la cystéine ont une chaîne latérale chargée négativement — celle de la cystéine reste cependant faiblement chargée à pH neutre — de sorte que leur point isoélectrique vaut pI = ½ (pKa1 + pKR). Symétriquement, l'histidine, la lysine et l'arginine ont une chaîne latérale chargée positivement, de sorte que leur point isoélectrique s'exprime par pI = ½ (pKR + pKa2).
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+La plupart des acides aminés subissent facilement la solvatation par les solvants polaires tels que l'eau, ou l'alcool éthylique (particulièrement la proline et l'hydroxyproline) dans lesquels ils sont solubles. D'autre part, les acides α-aminés sont solubles, mais à un degré moindre, dans les solvants apolaires. Cette solubilité est largement dépendante des propriétés de la chaîne latérale : la solubilité diminue avec le nombre d'atomes de carbone du radical, mais augmente si ce radical est porteur de fonctions polaires (NH2, COOH) ou hydrophiles (OH). La tyrosine, en raison son noyau aromatique, est ainsi peu soluble dans l'eau, à raison de 0,38 g L−1 à 20 °C, tandis que la valine, aliphatique mais plus petite, l'est davantage, à raison de 24 g L−1 ; l'arginine, très basique et donc très polaire, est soluble à raison de 150 g L−1, tandis que la cystéine, avec une chaîne latérale courte terminée par une fonction thiol, est très soluble, à raison de 280 g L−1, et la sérine, analogue de la cystéine avec un hydroxyle à la place du sulfhydryle, est particulièrement soluble, à raison de 360 g L−1.
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+Les solutions d'acides aminés sont incolores. Les acides aminés aromatiques absorbent les rayonnements ultraviolets entre 260 et 280 nm. Au-dessus de 260 nm, la plus grande partie de l'absorption ultraviolette des protéines provient de leur teneur en tryptophane et parfois en tyrosine et en phénylalanine. Ces acides aminés ont une telle absorption à cause de leur nature aromatique due à la présence d'un cycle benzénique.
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+Les acides aminés protéinogènes sont les unités de base de construction des protéines. Ils polymérisent en formant des polypeptides linéaires dans lesquels les résidus d'acides aminés sont unis par des liaisons peptidiques. La biosynthèse des protéines se déroule sur les ribosomes[8], qui réalisent la traduction de l'ARN messager en protéines. L'ordre dans lequel les acides aminés sont liés à la chaîne polypeptidique est spécifié par la succession des codons portés par la séquence de l'ARN messager, lequel est une copie de l'ADN du noyau cellulaire ; ces codons, qui sont des triplets de nucléotides, sont traduits en acides aminés par des ARN de transfert selon le code génétique. Celui-ci spécifie directement 20 acides aminés, auxquels s'ajoutent deux autres acides aminés à travers un mécanisme plus complexe faisant intervenir, pour la sélénocystéine, un élément SECIS qui recode le codon-stop UGA[9] et, pour la pyrrolysine, un élément PYLIS[10] qui recode le codon-stop UAG[11]. La planche ci-dessous présente la structure chimique des 22 acides aminés protéinogènes :
+
+La page Acide aminé protéinogène donne davantage d'informations sur ces composés.
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+Outre les 22 acides aminés protéinogènes, il existe un grand nombre d'acides aminés dits non protéinogènes. Certains ne se rencontrent pas dans les protéines, comme la carnitine ou l'acide γ-aminobutyrique, d'autres peuvent être présents dans les protéines à la suite de modifications post-traductionnelles, comme le γ-carboxyglutamate et l'hydroxyproline, ou par substitution à la place d'un acide aminé analogue, comme la sélénométhionine. Les modifications post-traductionnelles sont souvent essentielles pour assurer la fonctionnalité ou la régulation de la protéine. Ainsi, la carboxylation du glutamate permet d'accroître la fixation des cations de calcium[12], et l'hydroxylation de la proline est essentielle à la cohésion des tissus conjonctifs[13]. Un autre exemple est la formation d'hypusine dans le facteur d'initiation eucaryote (en) EIF5A (en) à la suite de la modification d'un résidu de lysine[14]. De telles modifications déterminent également la localisation des protéines dans la cellule, dans la mesure où l'addition de groupes hydrophobes est susceptible de permettre à la protéine de se lier à une membrane phospholipidique[15].
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+La plupart des acides aminés non protéinogènes ne sont jamais naturellement présents dans les protéines. Ce sont par exemple la lanthionine, le 2-aminoisobutyrate, la déshydroalanine ou encore l'acide γ-aminobutyrique. Ce sont souvent des intermédiaires sur la voie métabolique de biosynthèse des acides aminés, comme l'ornithine et la citrulline, qui font partie du cycle de l'urée comme intermédiaires de dégradation des acides aminés[16]. Si les acides α-aminés sont de très loin les principaux acides aminés biologiques en tant que constituants des protéines, la β-alanine offre un exemple d'acide β-aminé biologiquement important, étant utilisée par les plantes et certains microorganismes pour la synthèse de l'acide pantothénique (vitamine B5), un constituant de la coenzyme A[17], laquelle est un groupe prosthétique très important dans le métabolisme.
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+Les 20 acides aminés protéinogènes encodés directement par le code génétique sont dits standard ; tous les autres acides aminés sont dits non standard. Deux acides aminés non standard, la pyrrolysine et la sélénocystéine, sont cependant des acides aminés protéinogènes : ils sont en effet encodés de façon indirecte par l'intermédiaire de séquences d'insertion qui recodent des codons-stop en codons de pyrrolysine ou de sélénocystéine. Ainsi, un élément PYLIS en aval d'un codon UAG recode ce dernier en pyrrolysine, tandis qu'un élément SECIS avec un codon UGA recode ce dernier en sélénocystéine. En 2003, on comptait 25 sélénoprotéines humaines[18], c'est-à-dire de protéines contenant au moins un résidu de sélénocystéine.
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+Les autres acides aminés non standard sont non protéinogènes.
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+Les acides aminés qui possèdent un cycle aromatique présentent un certain nombre de propriétés particulières. On compte quatre acides aminés protéinogènes aromatiques : l'histidine, la phénylalanine, le tryptophane et la tyrosine.
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+Il existe par ailleurs un grand nombre d'acides aminés non protéinogènes aromatiques, par exemple la thyroxine, la DOPA ou encore le 5-THP.
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+On compte trois acides aminés protéinogènes ramifiés : l'isoleucine, la leucine et la valine. Ce sont tous les trois des acides aminés essentiels pour l'homme. Ils représentent 35 % des acides aminés essentiels des protéines musculaires et 40 % des acides aminés essentiels pour les mammifères[19].
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+Il existe par ailleurs de nombreux acides aminés non protéinogènes ramifiés, par exemple la norvaline et l'acide 2-aminoisobutyrique.
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+Acides aminés essentiels chez l'homme :
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+La digestion des protéines dans les intestins a pour effet de cliver, en les hydrolysant, les liaisons peptidiques qui unissent les résidus d'acides aminés dans les chaînes polypeptidiques. Cela se produit dans l'estomac et le duodénum sous l'effet d'enzymes digestives, notamment des peptidases, dont la pepsine du suc gastrique et la trypsine et la chymotrypsine du pancréas sont les principales. Les acides aminés libérés par la digestion des protéines peuvent traverser la paroi intestinale et atteindre la circulation sanguine. D'autres protéines sont dégradées à l'intérieur même des cellules, libérant également les acides aminés qui les constituent.
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+Les acides aminés eux-mêmes sont dégradés au sein des cellules pour produire de l'énergie métabolique et divers métabolites susceptibles d'être utilisés à leur tour dans le foie pour biosynthétiser d'autres biomolécules, telles que des glucides pour les acides aminés glucoformateurs et des lipides pour les acides aminés lipoformateurs ; les acides aminés cétoformateurs, quant à eux, tendent à produire des corps cétoniques par cétogenèse[20]. La production de glucose à partir de métabolites cellulaires est la néoglucogenèse[21], celle d'acides gras est la lipogenèse. L'élimination du groupe amine –NH2 par une transaminase libère de l'ammoniac NH3, qui est détoxiqué en urée par le foie, tandis que la cétone résultante est oxydée à travers le cycle de Krebs[22] puis à travers la chaîne respiratoire jusqu'à formation de dioxyde de carbone CO2.
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+Les acides aminés qui ne peuvent être synthétisés par l'organisme et doivent être apportés par l'alimentation sont dits essentiels. Chez l'homme, ils sont au nombre de neuf (voir encadré). Les douze autres sont produits in vivo par le métabolisme des cellules, l'un d'entre eux, contenant un atome de sélénium, étant finalisé alors qu'il est déjà sur son ARN de transfert. Certains régimes alimentaires ne permettent pas de synthétiser en quantité suffisante tous les acides aminés non essentiels, et certains d'entre eux doivent alors également être apportés par l'alimentation[23] : l'arginine[24], la cystéine, le glutamate et la tyrosine.
+
+Outre leur rôle de constituants des protéines, les acides aminés protéinogènes peuvent être des métabolites précurseurs de composés biochimiques variés. Par exemple :
+
+Certains acides aminés non standard peuvent être utilisés par les plantes contre les herbivores[30]. Ainsi la canavanine est un analogue structurel de l'arginine présent chez de nombreux légumes[31], et notamment chez Canavalia gladiata ou haricot sabre[32]. Cet acide aminé protège la plante de prédateurs tels que les insectes et peut rendre malade le consommateur humain s'il absorbe des légumes qui en contiennent sans les cuire[33]. La mimosine est un autre acide aminé présent chez d'autres légumes, notamment Leucaena leucocephala[34]. Cette molécule est analogue à la tyrosine et peut empoisonner les animaux qui broutent ses plantes.
+
+La fonction de tous les acides aminés non protéinogènes, qui peuvent être abondants dans les tissus biologiques, est encore loin d'être comprise pour chacun d'eux.
+
+Dans la mesure où les acides acides aminés sont des composés organiques qui possèdent à la fois une fonction acide carboxylique et une fonction amine, ils peuvent subir la plupart des réactions associées à ces groupes fonctionnels, comme l'addition nucléophile, la formation de liaisons amide et la formation d'imines pour le groupe amine, l'estérification et la décarboxylation pour le groupe carboxyle. La combinaison de ces groupes fonctionnels permet aux acides aminés d'être des ligands polydentates efficaces pour des chélates métal-acide aminé[35]. Par ailleurs, les différentes chaînes latérales des acides aminés peuvent elles aussi donner lieu à des réactions chimiques[36]. La nature de ces réactions dépend de la nature des groupes fonctionnels portés par ces chaînes latérales et varient donc significativement d'un acide aminé à l'autre.
+
+Le carboxyle peut former des amides avec les amines :
+Ra–COOH + RbNH2 → Ra–CO–NHRb + H2O
+
+Asparagine et glutamine sont deux exemples de dérivés physiologiques formés suivant cette réaction.
+L'amidation peut être obtenue in vitro en utilisant des carbodiimides (Ra–N=C=N–Rb). Le groupe carboxyle est dans une première étape activé par la carbodiimide, puis le dérivé activé ainsi formé réagit avec l'amine.
+
+Chimique ou enzymatique par une décarboxylase. Décarboxylation sous forme de CO2. Les décarboxylases sont spécifiques de chaque acide aminé. La décarboxylation est importante en biochimie car elle aboutit aux « amines biologiques » correspondantes très actives :
+
+Exemples :
+
+Ce sont des propriétés générales d'amines primaires. Deux types de groupes aminos peuvent être distingués: les amines en alpha et l'amine en epsilon de la chaîne latérale de la lysine dont le pK est légèrement plus basique (>8). La différence des valeurs de pK peut être utilisée pour des modifications sélectives, en contrôlant le pH du milieu réactionnel.
+
+L'acétylation des groupements aminos des acides aminés par l'anhydride acétique réduit leurs charges positives et change leurs interactions avec les composants de l'environnement.
+
+Avec le méthanal : il se forme le dérivé hydroxyméthyl de l'acide aminé. Avec les aldéhydes aromatiques, on obtient des bases de Schiff (imine).
+
+
+
+Une réaction du même type peut se produire in vivo entre acides aminés et oligosaccharides (réaction de glycation des protéines avec les résidus d'acides aminés ayant une fonction amine libre). Dans les enchainements saccharidiques, le sucre réducteur terminal existe de façon prédominante sous forme cyclique, avec seulement des traces sous forme ouverte. Une base de Schiff (imine) peut se former avec cette forme minoritaire, consommant ainsi la forme cyclique.
+
+In vitro, cette réaction avec les saccharides est généralement réalisée en présence de cyanoborohydrure de sodium (NaCNBH3). La base de Schiff (imine) formée est ainsi rapidement réduite par les anions cyanoborohydrure en amine secondaire plus stable.
+
+La substitution d'un atome d'hydrogène de la fonction amine primaire –NH2 par un groupe aryle (aromatique) conduit à une fonction amine secondaire –NH–. Par exemple, avec le dinitrofluorobenzène (réactif de Sanger, ou DNFB) il se forme un dinitrophényl-acide aminé coloré, donc dosable. Il s'agit d'une substitution nucléophile aromatique d'ordre 2, le groupe partant étant l'ion fluorure F–.
+
+Cette réaction peut également se produire avec un acide aminé incorporé dans une protéine. Les dinitrophényl-acides aminés formés correspondent aux acides aminés dont les groupes NH2 sont libres dans la protéine (extrémité N-terminale de la chaîne polypeptidique).
+
+Cette réaction a permis en 1953 à Frederick Sanger d'établir la première structure primaire d'une hormone peptidique, l'insuline, ce pour quoi il a obtenu le prix Nobel de chimie en 1958.
+
+Elle a lieu avec les isocyanates, en particulier le phénylisothiocyanate (PITC).
+
+Le PITC est particulièrement utilisé pour déterminer l'enchaînement des acides aminés dans les chaînes peptidiques.
+Le phénylthiocarbamyl-aminoacide (PTC-AA) (thiourée) résultant est un composé caractéristique de chaque acide aminé (nature du groupement R). Il est très stable et détectable dans l'ultraviolet (245 nm).
+
+Exemple :
+C6H5–N=C=S + H2N-CH2–COOH → C6H5–NH–CS–NH–CH2–COOH.
+
+Ces réactions permettent de transformer l'amine de l'acide aminé en amide, protégeant l'amine ou y fixant un groupement acyle ayant des propriétés intéressantes (fluorescence...), avec élimination du groupement réactif: Il s'agit d'une transamidification (en)
+
+
+
+Ces réactions sont utilisées pour la synthèse de dérivés d'acides aminés ou de protéines "marquées" sur leurs fonctions amines libres (dérivés fluorescents, biotinylation par la biotine-N-hydroxysuccinimide...); pour la synthèse de supports chromatographiques par greffage d'acides aminés ou de protéines...
+
+Ces chélates stables sont utilisés pour effectuer des réactions chimiques au niveau de R, en synthèse.
+
+Certains oxydants attaquent l'acide aminé et réalisent une désamination associée à une décarboxylation. Au cours de la réaction il y a production de CO2, de NH3 et d'un aldéhyde ayant un atome de carbone de moins que l'acide aminé dont il provient :
+R–CH(NH2)–COOH → R–CHO + NH3 + CO2.
+
+Les oxydants sont variés : eau oxygénée, hypochlorite etc. Pour rendre cette réaction quantitative, on peut doser CO2 par alcalimétrie ou NH3 par colorimétrie. L'oxydant le plus utilisé est la ninhydrine (voir la page correspondante).
+
+Lorsqu'un acide aminé en solution est chauffé en présence de ninhydrine en excès, il conduit à un chromophore avec un maximum d'absorption à 570 nm (bleu-violet). L'intensité de la coloration est à la base d'une méthode quantitative pour doser les acides aminés. La réaction s'effectue en 3 étapes. La 1re correspond à l'action d'une première molécule de ninhydrine sur l'acide aminé conduisant à un iminoacide et à une molécule de ninhydrine réduite. La 2e correspond à l'action d'une 2e molécule de ninhydrine sur l'iminoacide pour donner un aldéhyde. Cette 2e molécule se condense finalement avec la molécule de ninhydrine réduite pour former le chromophore.
+
+La coloration n'est pas spécifique des acides aminés. Elle se produit avec d'autres composés ayant des groupements aminos libres : glucosamine, peptides et protéines.
+Cette méthode colorimétrique est une bonne technique pour le dosage d'un acide aminé pur, mais elle est moins valable pour un dosage global car les acides aminés réagissent en donnant des colorations d'intensité variable.
+Les iminoacides donnent avec la ninhydrine, une coloration jaune.
+
+Les premiers acides aminés protéinogènes ont été découverts au début du XIXe siècle. Au cours des années comprises entre 1805 et 1935, de nombreux chimistes de renom participèrent à l'isolement et à l'élucidation de la structure des acides aminés. Les chimistes français Louis-Nicolas Vauquelin et Pierre Jean Robiquet isolèrent l'asparagine en 1806 à partir d'asperges[37], ou Asparagus sativus, synonyme d’Asparagus officinalis, d'où son nom. Le chimiste britannique William Hyde Wollaston découvrit la cystine en 1810 dans un calcul rénal[38], mais il fallut attendre 1884 pour que le chimiste allemand Eugen Baumann isole la cystéine, qui en est le monomère. En 1819, les chimistes français Henri Braconnot et Joseph Louis Proust isolèrent respectivement la glycine[39] et la leucine. Justus von Liebig isola la tyrosine en 1846, tandis que la structure de cet acide aminé fut élucidée en 1869 par son élève Ludwig Barth zu Barthenau (en). Le chimiste germano-autrichien Eugen Freiherr von Gorup-Besanez (en) isola la valine en 1856. Le biochimiste allemand Karl Heinrich Ritthausen (en) isola l'acide glutamique à partir du gluten en 1866. La structure de la glutamine et de l'acide glutamique fut déterminée en 1872 par William Dittmar. Le chimiste allemand Ernst Schulze (en) isola la glutamine en 1877, la phénylalanine en 1881 et l'arginine en 1886, et participa à la découverte de quelques autres acides aminés. La lysine fut découverte en 1889 par le chimiste allemand Edmund Drechsel (de). Le médecin allemand Albrecht Kossel établit la structure de l'histidine en 1896, le chimiste allemand Richard Willstätter celle de la proline en 1900, et le chimiste britannique Frederick Gowland Hopkins celle du tryptophane en 1901 ; ils obtinrent tous trois un prix Nobel par la suite. Le chimiste allemand Emil Fischer établit la structure de la sérine en 1901, de la lysine en 1902, de la valine en 1906 et de la cystéine en 1908. La méthionine fut découverte en 1922 par John Howard Mueller et sa structure fut élucidée en 1928 par les chimistes britanniques George Barger (en) et Philip Coine. Le dernier acide aminé standard à avoir été découvert fut la thréonine en 1935 par William Cumming Rose (en)[40], qui identifia également les acides aminés essentiels pour l'homme ainsi que l'apport journalier minimum de chaque acide aminé pour assurer un développement optimal[41].
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+Sur les autres projets Wikimedia :

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+Super-famille
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+Synonymes
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+Les apoïdes (Apoidea) sont une super-famille d'insectes hyménoptères du sous-ordre des apocrites. Elle regroupe les guêpes dites apoïdes (à forme d'abeille) et les abeilles, qui en sont issues.
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+Liste des familles actuelles selon ITIS (mai 2017)[1] :
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+et les taxons fossiles :
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+Phylogénie des hyménoptères aculéates d'après Johnson et al. (2013)[2] :
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+Chrysidoidea
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+Masarinae (sous-famille de Vespidae)
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+Rhopalosomatidae
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+Pompilidae
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+Tiphiidae
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+Scolioidea
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+Apoidea (guêpes apoïdes avec les abeilles)
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+Formicidae (fourmis)
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+Phylogénie des hyménoptères apoïdes actuels d'après Debevic et al, (2012)[3] :
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+Ampulicidae (guêpes à blattes)
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+(Heterogynaidae) Hypothèse 1
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+Sphecidae s.s. (guêpes fouisseuses)
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+Crabroninae
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+Bembicini
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+Astatinae et Nyssonini
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+(Heterogynaidae) Hypothèse 2
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+Pemphredoninae et Philanthinae
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+Anthophila (abeilles)
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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
+
+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
+
+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
+
+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
+
+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
+
+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
+
+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
+
+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
+
+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
+
+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
+
+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
+
+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
+
+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
+
+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
+
+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
+
+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
+
+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
+
+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
+
+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
+
+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
+
+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
+
+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
+
+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
+
+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
+
+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
+
+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
+
+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
+
+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
+
+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
+
+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
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+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
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+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
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+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
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+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
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+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
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+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
+
+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
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+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
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+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
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+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
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+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
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+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
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+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
+
+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
+
+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
+
+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
+
+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3001.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
+
+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
+
+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
+
+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
+
+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
+
+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
+
+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
+
+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
+
+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
+
+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
+
+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
+
+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
+
+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
+
+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
+
+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
+
+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
+
+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
+
+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
+
+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
+
+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
+
+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
+
+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
+
+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
+
+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
+
+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
+
+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
+
+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
+
+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
+
+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
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+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
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+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
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+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
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+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
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+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
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+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
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+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
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+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
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+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
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+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
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+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
+
+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
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+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
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+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
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+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
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+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
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+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
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+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
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+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
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+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
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+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
+
+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
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+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
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+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3002.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
+
+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
+
+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
+
+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
+
+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
+
+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
+
+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
+
+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
+
+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
+
+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
+
+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
+
+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
+
+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
+
+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
+
+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
+
+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
+
+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
+
+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
+
+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
+
+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
+
+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
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+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
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+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
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+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
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+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
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+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
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+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
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+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
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+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
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+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
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+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
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+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
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+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
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+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
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+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
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+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
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+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
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+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
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+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
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+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
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+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
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+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
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+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
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+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
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+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
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+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
+
+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
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+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
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+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
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+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
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+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3003.html.txt

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+Le sens premier du mot étoile est celui d'un point lumineux dans le ciel nocturne, et par extension, des figures géométriques représentant des rayons partant d'un centre (voir le symbole de l'étoile). En astronomie, la signification scientifique plus restreinte d'étoile est celle d'un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons[1]. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le cœur — permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l'étoile.
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+La plupart des étoiles se situent sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, où les étoiles produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de l'hydrogène en hélium, par des mécanismes de fusion nucléaire comme le cycle carbone-azote-oxygène ou la chaîne proton-proton.
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+Pendant une grande partie de son existence, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de rayonnement pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à dilater l'astre. À la fin de cette phase, marquée par la consommation de la totalité de l'hydrogène, les étoiles de la séquence principale se dilatent et évoluent en étoiles géantes, qui obtiennent leur énergie d'autres réactions nucléaires, comme la fusion de l'hélium en carbone et oxygène.
+
+Une étoile rayonne dans tout le spectre électromagnétique, au contraire de la plupart des planètes[Note 1] (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
+
+Le Soleil est une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.
+
+Historiquement, les étoiles sont les points lumineux du ciel visibles uniquement la nuit et fixes les uns par rapport aux autres, par opposition aux planètes qui suivent des trajectoires errantes dans le ciel nocturne au cours de l'année. Les anciens avaient une connaissance approfondie de la répartition des étoiles dans le ciel : ils les utilisaient pour la navigation et attribuaient des noms à certaines d'entre elles ainsi qu'aux formes qu'elles dessinent, les constellations. Cependant ils ignoraient tout de leur nature exacte, pensant souvent qu'il s'agissait d'orifices percés à travers la sphère céleste[Note 2].
+
+C'est seulement avec l'essor de l'astronomie moderne que les étoiles ont pu être comprises comme des objets de même nature que le Soleil mais situés à des distances considérablement plus grandes. Cette hypothèse fut énoncée pour la première fois par Giordano Bruno au XVIe siècle avant d'être confirmée expérimentalement en 1838 avec la première mesure de parallaxe réalisée par Friedrich Wilhelm Bessel, ainsi que par les observations spectrométriques effectuées grâce à l'appareil inventé en 1814 par l'opticien Joseph von Fraunhofer.
+
+Une étoile est un objet céleste en rotation, de forme a priori sphérique[2], constitué essentiellement de plasma, et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l’énergie est rayonnée sous forme de lumière ; la matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée.
+
+Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, l’énergie qu’il rayonne y permet le développement de la vie. Il apparaît bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la seconde étoile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf en cas exceptionnel comme une éclipse, les autres étoiles ne sont visibles que la nuit lorsque leur éclat n’est pas noyé par celui du ciel diurne, résultant lui-même de la diffusion de l’éclairement solaire.
+
+Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles).
+
+La sphère céleste fait également apparaître des groupements d’étoiles, les constellations ; il s’agit en fait d��une illusion optique due à l’effet de projection. Les étoiles composant une constellation sont généralement situées à des distances très différentes de la Terre.
+
+Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et 300 fois environ celle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2 × 1030 kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l’étoile est brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d’années seulement, les moins massives, de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.
+
+La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température atteint alors une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la séquence principale dans laquelle elle passe la majeure partie de son existence. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par rayonnement et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.
+
+La nuit, les étoiles apparaissent à l’œil nu sous la forme de points (à cause de leur éloignement) brillants de couleur blanche, parfois aussi rouge, orangée ou bleue — généralement scintillants et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes de la voûte céleste. Le phénomène de scintillation est dû à l’extrême petitesse de la taille angulaire des étoiles (quelques millisecondes d’arc voire moins), qui est inférieure à celle de la turbulence atmosphérique. À l’inverse, les planètes, bien qu’apparaissant comme des points, ont en réalité une taille angulaire suffisante pour ne pas être soumises au phénomène de scintillation. Si les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres, ce mouvement propre est très faible, même pour les étoiles les plus proches, n’excédant pas quelques secondes d’arc par an, ce qui explique leur apparente immobilité les unes par rapport aux autres.
+
+Le jour, le Soleil domine et sa lumière, diffusée par la couche atmosphérique, occulte celle des étoiles. Mais l’astre le plus brillant visible depuis la Terre est bien lui-même une étoile.
+
+Le Soleil semble beaucoup plus gros que toutes les autres étoiles car celles-ci sont bien plus éloignées : l’étoile la plus proche de la Terre après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années-lumière de nous, soit près de 270 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil (l’unité astronomique).
+
+Selon les conditions d’observation, le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu varie fortement et peut atteindre plusieurs milliers dans les cas les plus favorables. Hormis le Soleil et Sirius — et encore, uniquement dans d’excellentes conditions d’observation — les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors des éclipses totales de Soleil et lors de phénomènes temporaires comme les novae ou les supernovae). L’éclat des étoiles est quantifié par une grandeur appelée magnitude apparente. Pour des raisons historiques, la magnitude est d’autant plus petite que l’astre est brillant : l’astronome de la Grèce antique Hipparque avait classifié les étoiles en astres de première grandeur pour les plus brillants, seconde grandeur pour les suivants, et ainsi de suite jusqu’à cinquième grandeur. La définition mathématique précise de la magnitude apparente reprend essentiellement cette classification, avec les étoiles les plus brillantes dotées d’une magnitude proche de 0 (à l’exception de Sirius, de magnitude -1,5 et de Canopus, de magnitude -0,7) et les plus faibles d’une magnitude supérieure à 6. Un écart de 1 en magnitude correspond à un rapport de luminosité de 2,5 environ, un écart de 5 à un rapport de 100. Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, c’est-à-dire que vu de la Terre, il est environ 10 milliards de fois plus brillant que Sirius.
+
+Les étoiles semblent associées en figures géométriques plus ou moins simples, les constellations ; il s’agit d’un simple effet d’optique. Les structures stellaires réelles sont des amas (rassemblant quelques milliers d’étoiles) ou des galaxies (rassemblant de l’ordre du milliard d’étoiles).
+
+L’observation à l’œil nu a été la première forme d’astronomie.
+
+Les étoiles sont longtemps restées des points dans le ciel, et ce même vues à travers les plus puissants instruments de grossissement, tels que la lunette astronomique ou le télescope. C'est seulement à partir de la fin du vingtième siècle et du début du vingt-et-unième que la résolution angulaire des meilleurs instruments est devenue inférieure à la seconde d'arc et s'est donc avérée suffisante pour apercevoir des structures autour de certaines étoiles ainsi que pour distinguer ces étoiles comme un disque et non comme un point. Cependant encore de nos jours l'écrasante majorité des étoiles reste inaccessible à une telle observation directe.
+
+L'essentiel des observations stellaires se concentrent donc sur des données relatives à leur spectre électromagnétique, leur luminosité ou leur polarisation, mesurées respectivement à l'aide du spectrographe, du photomètre et du polarimètre.
+
+Après l’œil, les détecteurs utilisés furent les plaques photographiques puis les détecteurs numériques comme le CCD.
+
+L'étude des étoiles comporte aussi celle du Soleil, qui lui peut être observé en détail, mais avec un équipement approprié, notamment de puissants filtres. L'observation du soleil est une activité potentiellement dangereuse pour l'œil et pour le matériel : elle ne doit être pratiquée que par un public averti et compétent.
+
+Pour repérer les étoiles et faciliter le travail des astronomes, de nombreux catalogues ont été créés. Parmi les plus célèbres, citons le catalogue Henry Draper (HD) et le Bonner Durchmusterung (BD). Les étoiles y sont rangées par leurs coordonnées, alpha (ascension droite) et delta (déclinaison) et un numéro leur est attribué : par exemple, HD 122653 (célèbre géante de Population II, très déficiente en métaux).
+
+Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :
+
+La masse est une des caractéristiques les plus importantes d’une étoile. En effet, cette grandeur détermine sa durée de vie ainsi que son comportement pendant son évolution et la fin de sa vie : une étoile massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite.
+
+Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 300 fois la masse du Soleil, soit (très) près de 2 × 1030 kilogrammes (deux milliards de milliards de milliards de tonnes). En dessous de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l’astre ainsi formé est une naine brune. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Jusqu’à peu, on pensait que la masse d’une étoile ne pouvait excéder 120 à 150 fois la masse solaire mais la récente découverte d’une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du Soleil a rendu cette hypothèse caduque[3].
+
+Les étoiles ayant la plus petite masse observée (1/20e de masse solaire) sont les naines rouges, qui fusionnent très lentement l'hydrogène en hélium.
+
+En dessous, il y a les naines brunes qui enclenchent juste la fusion du deutérium à leur formation.
+
+La masse d'une étoile est limitée par les circonstances du processus de formation et par sa stabilité sur la séquence principale, essentiellement par le taux d'éjection du vent stellaire.
+
+Les étoiles les plus massives ont généralement une masse d'environ 50 à 80 masses solaires.
+Les étoiles encore plus massives sont instables car la gigantesque pression de rayonnement qui règne en leur centre provoque l'expulsion « rapide » de la matière qui les constitue, diminuant ainsi significativement leur masse durant leur « brève » séquence principale.
+
+On pense que la première génération d'étoiles de l'Univers, celles de la population III, furent des étoiles principalement géantes, typiquement plus de 100 masses solaires, jusqu'à 1 000 masses solaires. Elles purent exister (et se maintenir durant leur « courte » séquence principale), car leur métallicité était pour ainsi dire nulle et les ions « métalliques » sont bien plus sensibles à la pression de rayonnement que l'hydrogène et l'hélium ionisés. Une bonne partie d'entre elles finissent en hypernovas.
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+En janvier 2004, Stephen Eikenberry de l'université de Californie, a annoncé avoir trouvé l'étoile la plus massive jamais observée : LBV 1806-20. Il s'agit d'une étoile très jeune qui ferait au moins 150 masses solaires. En juillet 2010, une équipe internationale d'astronomes annonce la découverte avec le VLT au Chili de l'étoile R136a1 dans la nébuleuse de la Tarentule qui serait 265 fois plus massive que le Soleil. Selon le professeur Paul Crowther de l'Université de Sheffield elle fait 320 fois la masse du Soleil[4].
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+La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle appartient à un système binaire par l’observation de son orbite. La troisième loi de Kepler permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa période et du demi-grand axe de l’orbite décrite et de la distance de la Terre à l’étoile double observée. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux étoiles de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.
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+D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance, sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement la masse et l’âge de l’étoile (théorème de Vogt-Russell).
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+Comparativement à notre planète (12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d’environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des centaines de fois supérieur à ce dernier.
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+Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).
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+Des interféromètres comme celui du VLT de l’ESO au Chili ou CHARA en Californie permettent la mesure directe du diamètre des étoiles les plus proches.
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+La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est généralement décrit par trois quantités en nombre de masse : X l’hydrogène, Y l’hélium et Z la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.
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+La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notée Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pour cent sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu’elle soit interne ou dans son atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (voir diagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).
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+L’opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).
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+La magnitude mesure la luminosité d’une étoile ; c’est une échelle logarithmique de son flux radiatif. La magnitude apparente dans un filtre donné (ex. : le visible noté mv), qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, se distingue de la magnitude absolue, qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue est directement liée à la luminosité de l’étoile à condition de tenir compte d’une correction dite bolométrique (notée BC). L’introduction de l’échelle logarithmique des magnitudes vient du fait que l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation (loi de Pogson).
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+La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont représentées : bleu, jaune, rouge (les étoiles vertes n’existent pas). L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles[Quand ?], quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes températures.
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+La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M[Note 3]. Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.
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+Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. 
+Les étoiles O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis (Rigel) ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris (Sirius) ou α Lyrae (Véga) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis (Bételgeuse).
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+On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.
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+La rotation du Soleil a été mise en évidence grâce au déplacement des taches solaires. Pour les autres étoiles, la mesure de cette vitesse de rotation (plus précisément, la vitesse mesurée est la projection de la vitesse de rotation équatoriale sur la ligne de visée), s’obtient par spectroscopie. Elle se traduit par un élargissement des raies spectrales.
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+Ce mouvement de rotation stellaire est un reliquat de leur formation à partir de l’effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation dépend de leur âge : elle diminue au cours du temps, sous les effets conjugués du vent stellaire et du champ magnétique qui emportent une partie du moment cinétique de l’astre. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d’étoile simple, binaire ou multiple. Une étoile n’étant pas un corps solide (c’est-à-dire rigide), elle est animée d’une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.
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+En 2011, le Very Large Telescope découvre VFTS 102, l’étoile à la plus grande vitesse de rotation jamais observée (seuls les pulsars peuvent tourner beaucoup plus rapidement), soit plus de deux millions de kilomètres par heure[5].
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+Le spectre d’une source lumineuse et donc d’une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd’hui[Quand ?] des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.
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+Comme le Soleil, les étoiles sont souvent dotées de champs magnétiques. Leur champ magnétique peut avoir une géométrie relativement simple et bien organisée, ressemblant au champ d’un aimant comme le champ magnétique terrestre ; cette géométrie peut être aussi nettement plus complexe et présenter des arches à plus petite échelle. Le champ magnétique du Soleil, par exemple, possède ces deux aspects ; sa composante à grande échelle structure la couronne solaire et est visible lors des éclipses, tandis que sa composante à plus petite échelle est liée aux taches sombres qui maculent sa surface et dans lesquelles les arches magnétiques sont ancrées.
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+Il est possible de mesurer le champ magnétique des étoiles à travers les perturbations que ce champ induit sur les raies spectrales formées dans l’atmosphère de l’étoile (l’effet Zeeman). La technique tomographique d’imagerie Zeeman-Doppler permet en particulier de déduire la géométrie des arches géantes que le champ magnétique dresse à la surface des étoiles.
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+Parmi les étoiles magnétiques[7], on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à 6 500 K et dont la masse ne dépasse pas 1,5 masse solaire - le Soleil fait donc partie de cette classe. Ces étoiles sont « actives », c’est-à-dire qu’elles sont le siège d’un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d’une couronne, d’un vent (dit vent solaire dans le cas du Soleil) ou d’éruptions. Les taches à la surface du Soleil et des étoiles témoignent également de leur activité ; comme les champs magnétiques, les taches des étoiles peuvent être cartographiées par des méthodes tomographiques. La taille et le nombre de ces taches dépendent de l’activité de l’étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l’étoile. Le Soleil, qui effectue un tour complet sur lui-même en 25 jours environ, est une étoile ayant une faible activité cyclique. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par effet dynamo.
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+Il existe aussi des étoiles chaudes magnétiques. Mais contrairement aux étoiles froides, qui sont toutes magnétiques (à différents degrés), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des étoiles chaudes (massives) possède un champ magnétique, dont la géométrie est en général assez simple. Ce champ n’est pas produit par effet dynamo ; il constituerait plutôt une empreinte fossile du magnétisme interstellaire primordial, capturé par le nuage qui va donner naissance à l’étoile et amplifié lors de la contraction de ce nuage en étoile. De tels champs magnétiques ont été baptisés « champs magnétiques fossiles ».
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+À partir des différentes grandeurs mesurées et de simulations issues de différents modèles, il est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit presque inaccessible — l’astérosismologie permettant littéralement de sonder les étoiles.
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+En l’état actuel de nos connaissances, une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.
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+Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la matière se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner : par exemple, dans les chaînes nucléaires dites proton-proton (ou PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium, composé de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes :
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+D’autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d’énergie.
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+Une partie de l’énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l’extérieur, car un plasma est opaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.
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+L’énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective externe ; dans les naines rouges, la zone radiative a entièrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone radiative au terme d'un mouvement brownien.
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+Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : soumise à un gradient de température décroissant vers la surface, le fluide développe une convection de type Rayleigh-Bénard. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour Bételgeuse. Dans les étoiles de très faible masse (naines rouges) ou dans les protoétoiles en formation de faible masse (étoiles de type T Tauri), la zone convective occupe la totalité du volume de l’étoile ; dans les étoiles plus massives que deux fois la masse du Soleil, la zone convective externe disparaît (laissant la place à la zone radiative) mais la convection subsiste au cœur de l’étoile.
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+C’est dans la zone convective externe que sont produits les champs magnétiques de type dynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.
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+La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 % du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dixièmes du rayon de l’étoile pour les géantes les plus grandes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres.
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+La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. Elle est due à la présence d’un champ magnétique, produit dans la zone convective ; on peut l’observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome Jules Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) : l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs magnétiques et donc des couronnes.
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+Le théorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une étoile la connaissance des valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masse-rayon ou masse-luminosité des étoiles.
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+La vie d'une étoile peut se décomposer en plusieurs phases principales :
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+Après la phase finale, le résidu de l'étoile est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.
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+L'analyse spectrale du rayonnement d’une étoile révèle certaines de ses caractéristiques, et par conséquent permet de déterminer le stade d'évolution où elle est parvenue. Le diagramme de Hertzsprung-Russell est souvent utilisé pour situer une étoile au cours de son évolution[8]. Selon leurs masses initiales (souvent exprimées en masses solaires), les étoiles peuvent suivre différentes évolutions[9],[10].
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+Les étoiles naissent, souvent en groupe, à partir de l'effondrement gravitationnel d’un nuage interstellaire de gaz et de poussière[11], comme un nuage moléculaire ou une nébuleuse (telle que la nébuleuse d'Orion ou la nébuleuse de l'Aigle). Elles forment ainsi des amas stellaires.
+
+Les nuages moléculaires, s'étendant sur des centaines d'années lumières, peuvent atteindre plusieurs millions de masses solaires[9]. La stabilité d'un nuage est maintenue par des champs magnétiques et des mouvements turbulents, qui lui évitent de s'effondrer sur lui-même[12]. Cependant, dans les régions les plus denses et les plus froides (de l'ordre de 10 K), la stabilité du nuage peut être rompue[9] (parfois lors du passage d'une onde de densité venant d'un bras de galaxie ou d'une supernova). Cette instabilité gravitationnelle déclenche la phase d'effondrement. Il s'agit d'une série de fragmentations et de contractions du nuage en plusieurs blocs, de plus en plus petits et denses, qui finissent par former des protoétoiles enveloppées de nuages opaques de gaz et de poussière[11].
+
+La poussière et le gaz autour d’une protoétoile se dispersent et s'aplatissent sous l’effet d’une rotation naissante pour former un disque protostellaire, dans lequel se créent d’éventuelles planètes[11].
+
+Au sein de la protoétoile, la contraction de gaz se poursuit et entraîne son échauffement (en convertissant l’énergie gravitationnelle en énergie thermique). Au cours de son échauffement, la protoétoile émet un rayonnement infrarouge avant de devenir visible. Elle entre dans la pré-séquence principale. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, la protoétoile se manifeste d'abord dans la région des géantes rouges et sa luminosité diminue rapidement, pendant que sa température augmente : elle descend la ligne de Hayashi[9],[13]. Au centre de la protoétoile, lorsque la température atteint environ un million de degrés (10⁶ K), la fusion du deutérium commence (c'est la première fusion nucléaire au sein de la protoétoile)[14]. Puis à une dizaine de millions de degrés (10⁷ K) la température est suffisante pour déclencher la chaîne proton-proton (fusion de l’hydrogène en hélium)[12]. Lors de cette phase la contraction cesse : la pression cinétique due à l’agitation thermique des particules et la pression radiative sont suffisamment importantes pour contrebalancer la pression gravitationnelle. La protoétoile devient alors une étoile à part entière, située sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell[9] .
+
+Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.
+
+Durant cette période, l’antagonisme énergie libérée / gravitation concourt à la stabilité de l’astre : si le flux d’énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s’ensuit accélère le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraîne une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête. Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow »[réf. à confirmer] : c’est une sorte de thermostat stellaire.
+
+Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. La pression de rayonnement maintenue par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova, voire hypernova) suivie de la formation d’une étoile à neutrons (pulsar, magnétar, etc.) voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.
+
+Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité.
+Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I. Les naines par exemple (dont le Soleil) sont classées V. Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface. On distingue ainsi les naines noires, brunes, rouges, jaunes et blanches, les géantes rouges et bleues, les supergéantes rouges, les étoiles à neutrons et les trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à une autre.
+
+Les naines brunes ne sont pas des étoiles, mais des objets substellaires qualifiés parfois d'« étoiles manquées ». Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nécessaire pour qu’une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.
+
+Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles, car les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les moins massives d’entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entièrement convectives. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges.
+
+La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire le plus proche du Système solaire, l’étoile de Barnard étant aussi une naine rouge.
+
+Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse  —, dévoile une naine blanche.
+
+Le Soleil est une naine jaune typique.
+
+La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, et tandis que le centre de l’étoile se contracte sous l'effet de l'accroissement de sa gravitation interne, ses couches externes gonflent sous l'effet de l'énergie dégagée par la fusion d'Hélium, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint, sa taille et donc son énergie gravitationnelle étant insuffisante pour déclencher les réactions de fusion de l'oxygène. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.
+
+Sur le diagramme HR, au-delà d'une certaine luminosité, les étoiles prennent successivement les noms de géante, de géante lumineuse, de supergéante et d'hypergéante.
+Dans le cas des étoiles géantes, lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors selon sa masse une géante rouge ou une supergéante rouge.
+
+L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : titane, chrome, fer, cobalt, nickel, etc. À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
+
+Les étoiles géantes lumineuses sont des étoiles de classe de luminosité II.
+
+Les supergéantes et les hypergéantes sont quant à elles les étoiles les plus massives et lumineuses de l'univers observable.
+
+Une étoile variable lumineuse bleue est une hypergéante bleue à luminosité variable qui expulse occasionnellement de grande quantité de matière.
+Elle peut évoluer en étoile Wolf-Rayet et finalement terminer en supernova.
+
+Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles très massives en fin de vie qui expulsent de très grandes quantités de matière sous forme de vents solaires à haute vitesse si intenses qu'ils forment un nuage autour de celle-ci. Ainsi on ne peut observer directement sa surface comme pour les autres étoiles mais seulement la matière qu'elle éjecte. Elles ont une durée de vie très brève de seulement quelques millions d'années, avant d'exploser en supernovæ.
+
+Les étoiles de population III sont un type d'étoiles extrêmement massives et lumineuses, observées pour la première fois en 2015 dans la galaxie CR7[15], constituées exclusivement d'éléments légers (hydrogène et hélium, avec peut-être un peu de lithium), qui seraient les premières étoiles formées au commencement de l'Univers, environ 400 millions d'années après le Big Bang.
+
+Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le Soleil ayant (par définition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles « mortes » puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.
+
+Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’un éléphant, soit environ 1 t·cm-3. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.
+
+Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est largement pulvérisée en nébuleuse. C’est le type Ia des supernovas thermonucléaires.
+
+Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.
+
+Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur surface émissive fortement réduite (de la taille d'une planète tellurique) comparée à leur masse (de l'ordre de celle du Soleil). Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.
+
+L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.
+
+Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.
+
+Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de 10 masses solaires dont le cœur s’est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées, comparables à celles du noyau atomique.
+
+Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l’étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons[Note 4]. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.
+
+Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.
+
+Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.
+
+Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,01 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.
+
+Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (abrégé IMF en anglais), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d’étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie.
+
+Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement
+et orbitant l’une autour de l’autre. L’élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Lorsqu’un système comporte plus de deux composantes il est qualifié de système stellaire multiple.
+
+Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l’une ou des deux étoiles. Dans ce cas, la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l’étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l’étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas, la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.
+
+L’astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l’espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.
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+Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles liées gravitationnellement et formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d’une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles populations d’étoiles de notre Galaxie.
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+On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles et généralement de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers à plusieurs millions d’étoiles.
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+Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Parmi les plus vieux, M67 (4,6 milliards d’années comme le Soleil) est aussi parmi les plus gros. Dans notre galaxie, les AO sont riches en métaux (typiquement comme le Soleil). Les AG sont de forme sphérique d’où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre environ 10 et 13,5 milliards d’années. Omega du Centaure est parmi les plus gros. Sa population stellaire n’est pas unique ce qui montre qu’il a eu une origine étalée dans le temps permettant la formation de plusieurs d’entre elles (au moins trois). Il est considéré comme pouvant être le résidu d’une galaxie naine ayant été capturée par la Voie lactée. NGC 6397 est au contraire un amas à population stellaire unique avec une abondance en métaux d’un centième de celle du Soleil. L’AG le plus pauvre en métaux connu est M92 avec presque un millième de l’abondance solaire.
+
+Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu’elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps. Exemple d’association : les associations O-B constituées principalement d’étoiles très massives et très chaudes. On peut les considérer comme des petits amas ouverts très jeunes présentant encore beaucoup de gaz ionisé dans le voisinage des étoiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras.
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+Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.
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+En observant le ciel nocturne, l’être humain a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d’une époque à une autre et d’une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.
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+Les étoiles d’une constellation n’ont a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.
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+Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, le Système solaire est composé d’une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes.
+Depuis 1995, plusieurs milliers d'exoplanètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au Système solaire son caractère supposé unique. Tous ces systèmes planétaires sont découverts de façon indirecte. La première étoile autour de laquelle des planètes ont été révélées par des mesures vélocimétriques est 51 Peg (observations réalisées à l’OHP avec le spectrographe ÉLODIE). De nombreux autres systèmes planétaires ont depuis été découverts. En raison des limitations actuelles de détection, ils présentent des caractéristiques semblables, avec des planètes géantes sur des orbites très excentriques : on les nomme des « Jupiter chauds ». La majorité de ces étoiles sont plus riches en métaux que le Soleil. Les statistiques sur ces systèmes planétaires permettent de conclure que le Système solaire n’a pour l’instant pas d’équivalent. Depuis l’espace, la traque des systèmes planétaires par photométrie a commencé avec le satellite CoRoT (CNES). Celui-ci a été relayé en 2009 par le satellite américain Kepler.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
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+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
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+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
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+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
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+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
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+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
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+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
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+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
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+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
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+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
+
+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
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+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
+
+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
+
+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
+
+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
+
+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
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+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
+
+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
+
+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
+
+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
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+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
+
+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
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+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
+
+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
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+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
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+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
+
+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
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+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
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+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
+
+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
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+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
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+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
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+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
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+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
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+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
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+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
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+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
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+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
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+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
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+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
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+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
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+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
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+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
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+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
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+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
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+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
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+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
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+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
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+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
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+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
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+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3005.html.txt

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+Le sens premier du mot étoile est celui d'un point lumineux dans le ciel nocturne, et par extension, des figures géométriques représentant des rayons partant d'un centre (voir le symbole de l'étoile). En astronomie, la signification scientifique plus restreinte d'étoile est celle d'un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons[1]. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le cœur — permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l'étoile.
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+La plupart des étoiles se situent sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, où les étoiles produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de l'hydrogène en hélium, par des mécanismes de fusion nucléaire comme le cycle carbone-azote-oxygène ou la chaîne proton-proton.
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+Pendant une grande partie de son existence, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de rayonnement pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à dilater l'astre. À la fin de cette phase, marquée par la consommation de la totalité de l'hydrogène, les étoiles de la séquence principale se dilatent et évoluent en étoiles géantes, qui obtiennent leur énergie d'autres réactions nucléaires, comme la fusion de l'hélium en carbone et oxygène.
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+Une étoile rayonne dans tout le spectre électromagnétique, au contraire de la plupart des planètes[Note 1] (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
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+Le Soleil est une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.
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+Historiquement, les étoiles sont les points lumineux du ciel visibles uniquement la nuit et fixes les uns par rapport aux autres, par opposition aux planètes qui suivent des trajectoires errantes dans le ciel nocturne au cours de l'année. Les anciens avaient une connaissance approfondie de la répartition des étoiles dans le ciel : ils les utilisaient pour la navigation et attribuaient des noms à certaines d'entre elles ainsi qu'aux formes qu'elles dessinent, les constellations. Cependant ils ignoraient tout de leur nature exacte, pensant souvent qu'il s'agissait d'orifices percés à travers la sphère céleste[Note 2].
+
+C'est seulement avec l'essor de l'astronomie moderne que les étoiles ont pu être comprises comme des objets de même nature que le Soleil mais situés à des distances considérablement plus grandes. Cette hypothèse fut énoncée pour la première fois par Giordano Bruno au XVIe siècle avant d'être confirmée expérimentalement en 1838 avec la première mesure de parallaxe réalisée par Friedrich Wilhelm Bessel, ainsi que par les observations spectrométriques effectuées grâce à l'appareil inventé en 1814 par l'opticien Joseph von Fraunhofer.
+
+Une étoile est un objet céleste en rotation, de forme a priori sphérique[2], constitué essentiellement de plasma, et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l’énergie est rayonnée sous forme de lumière ; la matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée.
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+Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, l’énergie qu’il rayonne y permet le développement de la vie. Il apparaît bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la seconde étoile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf en cas exceptionnel comme une éclipse, les autres étoiles ne sont visibles que la nuit lorsque leur éclat n’est pas noyé par celui du ciel diurne, résultant lui-même de la diffusion de l’éclairement solaire.
+
+Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles).
+
+La sphère céleste fait également apparaître des groupements d’étoiles, les constellations ; il s’agit en fait d��une illusion optique due à l’effet de projection. Les étoiles composant une constellation sont généralement situées à des distances très différentes de la Terre.
+
+Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et 300 fois environ celle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2 × 1030 kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l’étoile est brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d’années seulement, les moins massives, de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.
+
+La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température atteint alors une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la séquence principale dans laquelle elle passe la majeure partie de son existence. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par rayonnement et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.
+
+La nuit, les étoiles apparaissent à l’œil nu sous la forme de points (à cause de leur éloignement) brillants de couleur blanche, parfois aussi rouge, orangée ou bleue — généralement scintillants et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes de la voûte céleste. Le phénomène de scintillation est dû à l’extrême petitesse de la taille angulaire des étoiles (quelques millisecondes d’arc voire moins), qui est inférieure à celle de la turbulence atmosphérique. À l’inverse, les planètes, bien qu’apparaissant comme des points, ont en réalité une taille angulaire suffisante pour ne pas être soumises au phénomène de scintillation. Si les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres, ce mouvement propre est très faible, même pour les étoiles les plus proches, n’excédant pas quelques secondes d’arc par an, ce qui explique leur apparente immobilité les unes par rapport aux autres.
+
+Le jour, le Soleil domine et sa lumière, diffusée par la couche atmosphérique, occulte celle des étoiles. Mais l’astre le plus brillant visible depuis la Terre est bien lui-même une étoile.
+
+Le Soleil semble beaucoup plus gros que toutes les autres étoiles car celles-ci sont bien plus éloignées : l’étoile la plus proche de la Terre après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années-lumière de nous, soit près de 270 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil (l’unité astronomique).
+
+Selon les conditions d’observation, le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu varie fortement et peut atteindre plusieurs milliers dans les cas les plus favorables. Hormis le Soleil et Sirius — et encore, uniquement dans d’excellentes conditions d’observation — les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors des éclipses totales de Soleil et lors de phénomènes temporaires comme les novae ou les supernovae). L’éclat des étoiles est quantifié par une grandeur appelée magnitude apparente. Pour des raisons historiques, la magnitude est d’autant plus petite que l’astre est brillant : l’astronome de la Grèce antique Hipparque avait classifié les étoiles en astres de première grandeur pour les plus brillants, seconde grandeur pour les suivants, et ainsi de suite jusqu’à cinquième grandeur. La définition mathématique précise de la magnitude apparente reprend essentiellement cette classification, avec les étoiles les plus brillantes dotées d’une magnitude proche de 0 (à l’exception de Sirius, de magnitude -1,5 et de Canopus, de magnitude -0,7) et les plus faibles d’une magnitude supérieure à 6. Un écart de 1 en magnitude correspond à un rapport de luminosité de 2,5 environ, un écart de 5 à un rapport de 100. Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, c’est-à-dire que vu de la Terre, il est environ 10 milliards de fois plus brillant que Sirius.
+
+Les étoiles semblent associées en figures géométriques plus ou moins simples, les constellations ; il s’agit d’un simple effet d’optique. Les structures stellaires réelles sont des amas (rassemblant quelques milliers d’étoiles) ou des galaxies (rassemblant de l’ordre du milliard d’étoiles).
+
+L’observation à l’œil nu a été la première forme d’astronomie.
+
+Les étoiles sont longtemps restées des points dans le ciel, et ce même vues à travers les plus puissants instruments de grossissement, tels que la lunette astronomique ou le télescope. C'est seulement à partir de la fin du vingtième siècle et du début du vingt-et-unième que la résolution angulaire des meilleurs instruments est devenue inférieure à la seconde d'arc et s'est donc avérée suffisante pour apercevoir des structures autour de certaines étoiles ainsi que pour distinguer ces étoiles comme un disque et non comme un point. Cependant encore de nos jours l'écrasante majorité des étoiles reste inaccessible à une telle observation directe.
+
+L'essentiel des observations stellaires se concentrent donc sur des données relatives à leur spectre électromagnétique, leur luminosité ou leur polarisation, mesurées respectivement à l'aide du spectrographe, du photomètre et du polarimètre.
+
+Après l’œil, les détecteurs utilisés furent les plaques photographiques puis les détecteurs numériques comme le CCD.
+
+L'étude des étoiles comporte aussi celle du Soleil, qui lui peut être observé en détail, mais avec un équipement approprié, notamment de puissants filtres. L'observation du soleil est une activité potentiellement dangereuse pour l'œil et pour le matériel : elle ne doit être pratiquée que par un public averti et compétent.
+
+Pour repérer les étoiles et faciliter le travail des astronomes, de nombreux catalogues ont été créés. Parmi les plus célèbres, citons le catalogue Henry Draper (HD) et le Bonner Durchmusterung (BD). Les étoiles y sont rangées par leurs coordonnées, alpha (ascension droite) et delta (déclinaison) et un numéro leur est attribué : par exemple, HD 122653 (célèbre géante de Population II, très déficiente en métaux).
+
+Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :
+
+La masse est une des caractéristiques les plus importantes d’une étoile. En effet, cette grandeur détermine sa durée de vie ainsi que son comportement pendant son évolution et la fin de sa vie : une étoile massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite.
+
+Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 300 fois la masse du Soleil, soit (très) près de 2 × 1030 kilogrammes (deux milliards de milliards de milliards de tonnes). En dessous de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l’astre ainsi formé est une naine brune. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Jusqu’à peu, on pensait que la masse d’une étoile ne pouvait excéder 120 à 150 fois la masse solaire mais la récente découverte d’une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du Soleil a rendu cette hypothèse caduque[3].
+
+Les étoiles ayant la plus petite masse observée (1/20e de masse solaire) sont les naines rouges, qui fusionnent très lentement l'hydrogène en hélium.
+
+En dessous, il y a les naines brunes qui enclenchent juste la fusion du deutérium à leur formation.
+
+La masse d'une étoile est limitée par les circonstances du processus de formation et par sa stabilité sur la séquence principale, essentiellement par le taux d'éjection du vent stellaire.
+
+Les étoiles les plus massives ont généralement une masse d'environ 50 à 80 masses solaires.
+Les étoiles encore plus massives sont instables car la gigantesque pression de rayonnement qui règne en leur centre provoque l'expulsion « rapide » de la matière qui les constitue, diminuant ainsi significativement leur masse durant leur « brève » séquence principale.
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+On pense que la première génération d'étoiles de l'Univers, celles de la population III, furent des étoiles principalement géantes, typiquement plus de 100 masses solaires, jusqu'à 1 000 masses solaires. Elles purent exister (et se maintenir durant leur « courte » séquence principale), car leur métallicité était pour ainsi dire nulle et les ions « métalliques » sont bien plus sensibles à la pression de rayonnement que l'hydrogène et l'hélium ionisés. Une bonne partie d'entre elles finissent en hypernovas.
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+En janvier 2004, Stephen Eikenberry de l'université de Californie, a annoncé avoir trouvé l'étoile la plus massive jamais observée : LBV 1806-20. Il s'agit d'une étoile très jeune qui ferait au moins 150 masses solaires. En juillet 2010, une équipe internationale d'astronomes annonce la découverte avec le VLT au Chili de l'étoile R136a1 dans la nébuleuse de la Tarentule qui serait 265 fois plus massive que le Soleil. Selon le professeur Paul Crowther de l'Université de Sheffield elle fait 320 fois la masse du Soleil[4].
+
+La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle appartient à un système binaire par l’observation de son orbite. La troisième loi de Kepler permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa période et du demi-grand axe de l’orbite décrite et de la distance de la Terre à l’étoile double observée. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux étoiles de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.
+
+D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance, sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement la masse et l’âge de l’étoile (théorème de Vogt-Russell).
+
+Comparativement à notre planète (12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d’environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des centaines de fois supérieur à ce dernier.
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+Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).
+
+Des interféromètres comme celui du VLT de l’ESO au Chili ou CHARA en Californie permettent la mesure directe du diamètre des étoiles les plus proches.
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+La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est généralement décrit par trois quantités en nombre de masse : X l’hydrogène, Y l’hélium et Z la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.
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+La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notée Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pour cent sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu’elle soit interne ou dans son atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (voir diagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).
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+L’opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).
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+La magnitude mesure la luminosité d’une étoile ; c’est une échelle logarithmique de son flux radiatif. La magnitude apparente dans un filtre donné (ex. : le visible noté mv), qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, se distingue de la magnitude absolue, qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue est directement liée à la luminosité de l’étoile à condition de tenir compte d’une correction dite bolométrique (notée BC). L’introduction de l’échelle logarithmique des magnitudes vient du fait que l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation (loi de Pogson).
+
+La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont représentées : bleu, jaune, rouge (les étoiles vertes n’existent pas). L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles[Quand ?], quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes températures.
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+La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M[Note 3]. Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.
+
+Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. 
+Les étoiles O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis (Rigel) ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris (Sirius) ou α Lyrae (Véga) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis (Bételgeuse).
+
+On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.
+
+La rotation du Soleil a été mise en évidence grâce au déplacement des taches solaires. Pour les autres étoiles, la mesure de cette vitesse de rotation (plus précisément, la vitesse mesurée est la projection de la vitesse de rotation équatoriale sur la ligne de visée), s’obtient par spectroscopie. Elle se traduit par un élargissement des raies spectrales.
+
+Ce mouvement de rotation stellaire est un reliquat de leur formation à partir de l’effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation dépend de leur âge : elle diminue au cours du temps, sous les effets conjugués du vent stellaire et du champ magnétique qui emportent une partie du moment cinétique de l’astre. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d’étoile simple, binaire ou multiple. Une étoile n’étant pas un corps solide (c’est-à-dire rigide), elle est animée d’une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.
+
+En 2011, le Very Large Telescope découvre VFTS 102, l’étoile à la plus grande vitesse de rotation jamais observée (seuls les pulsars peuvent tourner beaucoup plus rapidement), soit plus de deux millions de kilomètres par heure[5].
+
+Le spectre d’une source lumineuse et donc d’une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd’hui[Quand ?] des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.
+
+Comme le Soleil, les étoiles sont souvent dotées de champs magnétiques. Leur champ magnétique peut avoir une géométrie relativement simple et bien organisée, ressemblant au champ d’un aimant comme le champ magnétique terrestre ; cette géométrie peut être aussi nettement plus complexe et présenter des arches à plus petite échelle. Le champ magnétique du Soleil, par exemple, possède ces deux aspects ; sa composante à grande échelle structure la couronne solaire et est visible lors des éclipses, tandis que sa composante à plus petite échelle est liée aux taches sombres qui maculent sa surface et dans lesquelles les arches magnétiques sont ancrées.
+
+Il est possible de mesurer le champ magnétique des étoiles à travers les perturbations que ce champ induit sur les raies spectrales formées dans l’atmosphère de l’étoile (l’effet Zeeman). La technique tomographique d’imagerie Zeeman-Doppler permet en particulier de déduire la géométrie des arches géantes que le champ magnétique dresse à la surface des étoiles.
+
+Parmi les étoiles magnétiques[7], on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à 6 500 K et dont la masse ne dépasse pas 1,5 masse solaire - le Soleil fait donc partie de cette classe. Ces étoiles sont « actives », c’est-à-dire qu’elles sont le siège d’un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d’une couronne, d’un vent (dit vent solaire dans le cas du Soleil) ou d’éruptions. Les taches à la surface du Soleil et des étoiles témoignent également de leur activité ; comme les champs magnétiques, les taches des étoiles peuvent être cartographiées par des méthodes tomographiques. La taille et le nombre de ces taches dépendent de l’activité de l’étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l’étoile. Le Soleil, qui effectue un tour complet sur lui-même en 25 jours environ, est une étoile ayant une faible activité cyclique. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par effet dynamo.
+
+Il existe aussi des étoiles chaudes magnétiques. Mais contrairement aux étoiles froides, qui sont toutes magnétiques (à différents degrés), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des étoiles chaudes (massives) possède un champ magnétique, dont la géométrie est en général assez simple. Ce champ n’est pas produit par effet dynamo ; il constituerait plutôt une empreinte fossile du magnétisme interstellaire primordial, capturé par le nuage qui va donner naissance à l’étoile et amplifié lors de la contraction de ce nuage en étoile. De tels champs magnétiques ont été baptisés « champs magnétiques fossiles ».
+
+À partir des différentes grandeurs mesurées et de simulations issues de différents modèles, il est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit presque inaccessible — l’astérosismologie permettant littéralement de sonder les étoiles.
+
+En l’état actuel de nos connaissances, une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.
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+Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la matière se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner : par exemple, dans les chaînes nucléaires dites proton-proton (ou PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium, composé de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes :
+
+D’autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d’énergie.
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+Une partie de l’énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l’extérieur, car un plasma est opaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.
+
+L’énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective externe ; dans les naines rouges, la zone radiative a entièrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone radiative au terme d'un mouvement brownien.
+
+Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : soumise à un gradient de température décroissant vers la surface, le fluide développe une convection de type Rayleigh-Bénard. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour Bételgeuse. Dans les étoiles de très faible masse (naines rouges) ou dans les protoétoiles en formation de faible masse (étoiles de type T Tauri), la zone convective occupe la totalité du volume de l’étoile ; dans les étoiles plus massives que deux fois la masse du Soleil, la zone convective externe disparaît (laissant la place à la zone radiative) mais la convection subsiste au cœur de l’étoile.
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+C’est dans la zone convective externe que sont produits les champs magnétiques de type dynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.
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+La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 % du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dixièmes du rayon de l’étoile pour les géantes les plus grandes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres.
+
+La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. Elle est due à la présence d’un champ magnétique, produit dans la zone convective ; on peut l’observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome Jules Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) : l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs magnétiques et donc des couronnes.
+
+Le théorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une étoile la connaissance des valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masse-rayon ou masse-luminosité des étoiles.
+
+La vie d'une étoile peut se décomposer en plusieurs phases principales :
+
+Après la phase finale, le résidu de l'étoile est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.
+
+L'analyse spectrale du rayonnement d’une étoile révèle certaines de ses caractéristiques, et par conséquent permet de déterminer le stade d'évolution où elle est parvenue. Le diagramme de Hertzsprung-Russell est souvent utilisé pour situer une étoile au cours de son évolution[8]. Selon leurs masses initiales (souvent exprimées en masses solaires), les étoiles peuvent suivre différentes évolutions[9],[10].
+
+Les étoiles naissent, souvent en groupe, à partir de l'effondrement gravitationnel d’un nuage interstellaire de gaz et de poussière[11], comme un nuage moléculaire ou une nébuleuse (telle que la nébuleuse d'Orion ou la nébuleuse de l'Aigle). Elles forment ainsi des amas stellaires.
+
+Les nuages moléculaires, s'étendant sur des centaines d'années lumières, peuvent atteindre plusieurs millions de masses solaires[9]. La stabilité d'un nuage est maintenue par des champs magnétiques et des mouvements turbulents, qui lui évitent de s'effondrer sur lui-même[12]. Cependant, dans les régions les plus denses et les plus froides (de l'ordre de 10 K), la stabilité du nuage peut être rompue[9] (parfois lors du passage d'une onde de densité venant d'un bras de galaxie ou d'une supernova). Cette instabilité gravitationnelle déclenche la phase d'effondrement. Il s'agit d'une série de fragmentations et de contractions du nuage en plusieurs blocs, de plus en plus petits et denses, qui finissent par former des protoétoiles enveloppées de nuages opaques de gaz et de poussière[11].
+
+La poussière et le gaz autour d’une protoétoile se dispersent et s'aplatissent sous l’effet d’une rotation naissante pour former un disque protostellaire, dans lequel se créent d’éventuelles planètes[11].
+
+Au sein de la protoétoile, la contraction de gaz se poursuit et entraîne son échauffement (en convertissant l’énergie gravitationnelle en énergie thermique). Au cours de son échauffement, la protoétoile émet un rayonnement infrarouge avant de devenir visible. Elle entre dans la pré-séquence principale. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, la protoétoile se manifeste d'abord dans la région des géantes rouges et sa luminosité diminue rapidement, pendant que sa température augmente : elle descend la ligne de Hayashi[9],[13]. Au centre de la protoétoile, lorsque la température atteint environ un million de degrés (10⁶ K), la fusion du deutérium commence (c'est la première fusion nucléaire au sein de la protoétoile)[14]. Puis à une dizaine de millions de degrés (10⁷ K) la température est suffisante pour déclencher la chaîne proton-proton (fusion de l’hydrogène en hélium)[12]. Lors de cette phase la contraction cesse : la pression cinétique due à l’agitation thermique des particules et la pression radiative sont suffisamment importantes pour contrebalancer la pression gravitationnelle. La protoétoile devient alors une étoile à part entière, située sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell[9] .
+
+Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.
+
+Durant cette période, l’antagonisme énergie libérée / gravitation concourt à la stabilité de l’astre : si le flux d’énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s’ensuit accélère le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraîne une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête. Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow »[réf. à confirmer] : c’est une sorte de thermostat stellaire.
+
+Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. La pression de rayonnement maintenue par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova, voire hypernova) suivie de la formation d’une étoile à neutrons (pulsar, magnétar, etc.) voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.
+
+Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité.
+Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I. Les naines par exemple (dont le Soleil) sont classées V. Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface. On distingue ainsi les naines noires, brunes, rouges, jaunes et blanches, les géantes rouges et bleues, les supergéantes rouges, les étoiles à neutrons et les trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à une autre.
+
+Les naines brunes ne sont pas des étoiles, mais des objets substellaires qualifiés parfois d'« étoiles manquées ». Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nécessaire pour qu’une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.
+
+Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles, car les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les moins massives d’entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entièrement convectives. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges.
+
+La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire le plus proche du Système solaire, l’étoile de Barnard étant aussi une naine rouge.
+
+Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse  —, dévoile une naine blanche.
+
+Le Soleil est une naine jaune typique.
+
+La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, et tandis que le centre de l’étoile se contracte sous l'effet de l'accroissement de sa gravitation interne, ses couches externes gonflent sous l'effet de l'énergie dégagée par la fusion d'Hélium, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint, sa taille et donc son énergie gravitationnelle étant insuffisante pour déclencher les réactions de fusion de l'oxygène. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.
+
+Sur le diagramme HR, au-delà d'une certaine luminosité, les étoiles prennent successivement les noms de géante, de géante lumineuse, de supergéante et d'hypergéante.
+Dans le cas des étoiles géantes, lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors selon sa masse une géante rouge ou une supergéante rouge.
+
+L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : titane, chrome, fer, cobalt, nickel, etc. À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
+
+Les étoiles géantes lumineuses sont des étoiles de classe de luminosité II.
+
+Les supergéantes et les hypergéantes sont quant à elles les étoiles les plus massives et lumineuses de l'univers observable.
+
+Une étoile variable lumineuse bleue est une hypergéante bleue à luminosité variable qui expulse occasionnellement de grande quantité de matière.
+Elle peut évoluer en étoile Wolf-Rayet et finalement terminer en supernova.
+
+Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles très massives en fin de vie qui expulsent de très grandes quantités de matière sous forme de vents solaires à haute vitesse si intenses qu'ils forment un nuage autour de celle-ci. Ainsi on ne peut observer directement sa surface comme pour les autres étoiles mais seulement la matière qu'elle éjecte. Elles ont une durée de vie très brève de seulement quelques millions d'années, avant d'exploser en supernovæ.
+
+Les étoiles de population III sont un type d'étoiles extrêmement massives et lumineuses, observées pour la première fois en 2015 dans la galaxie CR7[15], constituées exclusivement d'éléments légers (hydrogène et hélium, avec peut-être un peu de lithium), qui seraient les premières étoiles formées au commencement de l'Univers, environ 400 millions d'années après le Big Bang.
+
+Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le Soleil ayant (par définition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles « mortes » puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.
+
+Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’un éléphant, soit environ 1 t·cm-3. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.
+
+Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est largement pulvérisée en nébuleuse. C’est le type Ia des supernovas thermonucléaires.
+
+Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.
+
+Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur surface émissive fortement réduite (de la taille d'une planète tellurique) comparée à leur masse (de l'ordre de celle du Soleil). Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.
+
+L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.
+
+Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.
+
+Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de 10 masses solaires dont le cœur s’est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées, comparables à celles du noyau atomique.
+
+Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l’étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons[Note 4]. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.
+
+Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.
+
+Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.
+
+Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,01 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.
+
+Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (abrégé IMF en anglais), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d’étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie.
+
+Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement
+et orbitant l’une autour de l’autre. L’élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Lorsqu’un système comporte plus de deux composantes il est qualifié de système stellaire multiple.
+
+Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l’une ou des deux étoiles. Dans ce cas, la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l’étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l’étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas, la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.
+
+L’astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l’espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.
+
+Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles liées gravitationnellement et formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d’une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles populations d’étoiles de notre Galaxie.
+
+On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles et généralement de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers à plusieurs millions d’étoiles.
+
+Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Parmi les plus vieux, M67 (4,6 milliards d’années comme le Soleil) est aussi parmi les plus gros. Dans notre galaxie, les AO sont riches en métaux (typiquement comme le Soleil). Les AG sont de forme sphérique d’où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre environ 10 et 13,5 milliards d’années. Omega du Centaure est parmi les plus gros. Sa population stellaire n’est pas unique ce qui montre qu’il a eu une origine étalée dans le temps permettant la formation de plusieurs d’entre elles (au moins trois). Il est considéré comme pouvant être le résidu d’une galaxie naine ayant été capturée par la Voie lactée. NGC 6397 est au contraire un amas à population stellaire unique avec une abondance en métaux d’un centième de celle du Soleil. L’AG le plus pauvre en métaux connu est M92 avec presque un millième de l’abondance solaire.
+
+Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu’elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps. Exemple d’association : les associations O-B constituées principalement d’étoiles très massives et très chaudes. On peut les considérer comme des petits amas ouverts très jeunes présentant encore beaucoup de gaz ionisé dans le voisinage des étoiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras.
+
+Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.
+
+En observant le ciel nocturne, l’être humain a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d’une époque à une autre et d’une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.
+
+Les étoiles d’une constellation n’ont a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.
+
+Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, le Système solaire est composé d’une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes.
+Depuis 1995, plusieurs milliers d'exoplanètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au Système solaire son caractère supposé unique. Tous ces systèmes planétaires sont découverts de façon indirecte. La première étoile autour de laquelle des planètes ont été révélées par des mesures vélocimétriques est 51 Peg (observations réalisées à l’OHP avec le spectrographe ÉLODIE). De nombreux autres systèmes planétaires ont depuis été découverts. En raison des limitations actuelles de détection, ils présentent des caractéristiques semblables, avec des planètes géantes sur des orbites très excentriques : on les nomme des « Jupiter chauds ». La majorité de ces étoiles sont plus riches en métaux que le Soleil. Les statistiques sur ces systèmes planétaires permettent de conclure que le Système solaire n’a pour l’instant pas d’équivalent. Depuis l’espace, la traque des systèmes planétaires par photométrie a commencé avec le satellite CoRoT (CNES). Celui-ci a été relayé en 2009 par le satellite américain Kepler.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3006.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
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+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
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+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
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+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
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+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
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+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
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+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
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+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
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+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
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+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
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+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
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+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
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+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
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+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
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+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
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+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
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+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
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+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
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+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
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+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
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+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
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+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
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+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
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+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
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+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
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+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
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+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
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+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
+
+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
+
+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
+
+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
+
+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
+
+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
+
+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
+
+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
+
+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
+
+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
+
+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
+
+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
+
+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
+
+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
+
+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
+
+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
+
+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
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+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
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+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3007.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
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+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
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+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
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+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
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+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
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+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
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+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
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+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
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+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
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+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
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+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
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+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
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+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
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+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
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+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
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+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
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+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
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+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
+
+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
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+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
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+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
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+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
+
+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
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+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
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+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
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+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
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+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
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+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
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+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
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+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
+
+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
+
+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
+
+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
+
+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
+
+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
+
+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
+
+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
+
+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
+
+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
+
+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
+
+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
+
+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
+
+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
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+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
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+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
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+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
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+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
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+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
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+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
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+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
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+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
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+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3008.html.txt

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+Le sens premier du mot étoile est celui d'un point lumineux dans le ciel nocturne, et par extension, des figures géométriques représentant des rayons partant d'un centre (voir le symbole de l'étoile). En astronomie, la signification scientifique plus restreinte d'étoile est celle d'un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons[1]. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le cœur — permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l'étoile.
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+La plupart des étoiles se situent sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, où les étoiles produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de l'hydrogène en hélium, par des mécanismes de fusion nucléaire comme le cycle carbone-azote-oxygène ou la chaîne proton-proton.
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+Pendant une grande partie de son existence, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de rayonnement pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à dilater l'astre. À la fin de cette phase, marquée par la consommation de la totalité de l'hydrogène, les étoiles de la séquence principale se dilatent et évoluent en étoiles géantes, qui obtiennent leur énergie d'autres réactions nucléaires, comme la fusion de l'hélium en carbone et oxygène.
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+Une étoile rayonne dans tout le spectre électromagnétique, au contraire de la plupart des planètes[Note 1] (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
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+Le Soleil est une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.
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+Historiquement, les étoiles sont les points lumineux du ciel visibles uniquement la nuit et fixes les uns par rapport aux autres, par opposition aux planètes qui suivent des trajectoires errantes dans le ciel nocturne au cours de l'année. Les anciens avaient une connaissance approfondie de la répartition des étoiles dans le ciel : ils les utilisaient pour la navigation et attribuaient des noms à certaines d'entre elles ainsi qu'aux formes qu'elles dessinent, les constellations. Cependant ils ignoraient tout de leur nature exacte, pensant souvent qu'il s'agissait d'orifices percés à travers la sphère céleste[Note 2].
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+C'est seulement avec l'essor de l'astronomie moderne que les étoiles ont pu être comprises comme des objets de même nature que le Soleil mais situés à des distances considérablement plus grandes. Cette hypothèse fut énoncée pour la première fois par Giordano Bruno au XVIe siècle avant d'être confirmée expérimentalement en 1838 avec la première mesure de parallaxe réalisée par Friedrich Wilhelm Bessel, ainsi que par les observations spectrométriques effectuées grâce à l'appareil inventé en 1814 par l'opticien Joseph von Fraunhofer.
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+Une étoile est un objet céleste en rotation, de forme a priori sphérique[2], constitué essentiellement de plasma, et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l’énergie est rayonnée sous forme de lumière ; la matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée.
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+Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, l’énergie qu’il rayonne y permet le développement de la vie. Il apparaît bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la seconde étoile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf en cas exceptionnel comme une éclipse, les autres étoiles ne sont visibles que la nuit lorsque leur éclat n’est pas noyé par celui du ciel diurne, résultant lui-même de la diffusion de l’éclairement solaire.
+
+Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles).
+
+La sphère céleste fait également apparaître des groupements d’étoiles, les constellations ; il s’agit en fait d��une illusion optique due à l’effet de projection. Les étoiles composant une constellation sont généralement situées à des distances très différentes de la Terre.
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+Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et 300 fois environ celle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2 × 1030 kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l’étoile est brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d’années seulement, les moins massives, de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.
+
+La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température atteint alors une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la séquence principale dans laquelle elle passe la majeure partie de son existence. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par rayonnement et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.
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+La nuit, les étoiles apparaissent à l’œil nu sous la forme de points (à cause de leur éloignement) brillants de couleur blanche, parfois aussi rouge, orangée ou bleue — généralement scintillants et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes de la voûte céleste. Le phénomène de scintillation est dû à l’extrême petitesse de la taille angulaire des étoiles (quelques millisecondes d’arc voire moins), qui est inférieure à celle de la turbulence atmosphérique. À l’inverse, les planètes, bien qu’apparaissant comme des points, ont en réalité une taille angulaire suffisante pour ne pas être soumises au phénomène de scintillation. Si les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres, ce mouvement propre est très faible, même pour les étoiles les plus proches, n’excédant pas quelques secondes d’arc par an, ce qui explique leur apparente immobilité les unes par rapport aux autres.
+
+Le jour, le Soleil domine et sa lumière, diffusée par la couche atmosphérique, occulte celle des étoiles. Mais l’astre le plus brillant visible depuis la Terre est bien lui-même une étoile.
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+Le Soleil semble beaucoup plus gros que toutes les autres étoiles car celles-ci sont bien plus éloignées : l’étoile la plus proche de la Terre après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années-lumière de nous, soit près de 270 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil (l’unité astronomique).
+
+Selon les conditions d’observation, le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu varie fortement et peut atteindre plusieurs milliers dans les cas les plus favorables. Hormis le Soleil et Sirius — et encore, uniquement dans d’excellentes conditions d’observation — les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors des éclipses totales de Soleil et lors de phénomènes temporaires comme les novae ou les supernovae). L’éclat des étoiles est quantifié par une grandeur appelée magnitude apparente. Pour des raisons historiques, la magnitude est d’autant plus petite que l’astre est brillant : l’astronome de la Grèce antique Hipparque avait classifié les étoiles en astres de première grandeur pour les plus brillants, seconde grandeur pour les suivants, et ainsi de suite jusqu’à cinquième grandeur. La définition mathématique précise de la magnitude apparente reprend essentiellement cette classification, avec les étoiles les plus brillantes dotées d’une magnitude proche de 0 (à l’exception de Sirius, de magnitude -1,5 et de Canopus, de magnitude -0,7) et les plus faibles d’une magnitude supérieure à 6. Un écart de 1 en magnitude correspond à un rapport de luminosité de 2,5 environ, un écart de 5 à un rapport de 100. Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, c’est-à-dire que vu de la Terre, il est environ 10 milliards de fois plus brillant que Sirius.
+
+Les étoiles semblent associées en figures géométriques plus ou moins simples, les constellations ; il s’agit d’un simple effet d’optique. Les structures stellaires réelles sont des amas (rassemblant quelques milliers d’étoiles) ou des galaxies (rassemblant de l’ordre du milliard d’étoiles).
+
+L’observation à l’œil nu a été la première forme d’astronomie.
+
+Les étoiles sont longtemps restées des points dans le ciel, et ce même vues à travers les plus puissants instruments de grossissement, tels que la lunette astronomique ou le télescope. C'est seulement à partir de la fin du vingtième siècle et du début du vingt-et-unième que la résolution angulaire des meilleurs instruments est devenue inférieure à la seconde d'arc et s'est donc avérée suffisante pour apercevoir des structures autour de certaines étoiles ainsi que pour distinguer ces étoiles comme un disque et non comme un point. Cependant encore de nos jours l'écrasante majorité des étoiles reste inaccessible à une telle observation directe.
+
+L'essentiel des observations stellaires se concentrent donc sur des données relatives à leur spectre électromagnétique, leur luminosité ou leur polarisation, mesurées respectivement à l'aide du spectrographe, du photomètre et du polarimètre.
+
+Après l’œil, les détecteurs utilisés furent les plaques photographiques puis les détecteurs numériques comme le CCD.
+
+L'étude des étoiles comporte aussi celle du Soleil, qui lui peut être observé en détail, mais avec un équipement approprié, notamment de puissants filtres. L'observation du soleil est une activité potentiellement dangereuse pour l'œil et pour le matériel : elle ne doit être pratiquée que par un public averti et compétent.
+
+Pour repérer les étoiles et faciliter le travail des astronomes, de nombreux catalogues ont été créés. Parmi les plus célèbres, citons le catalogue Henry Draper (HD) et le Bonner Durchmusterung (BD). Les étoiles y sont rangées par leurs coordonnées, alpha (ascension droite) et delta (déclinaison) et un numéro leur est attribué : par exemple, HD 122653 (célèbre géante de Population II, très déficiente en métaux).
+
+Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :
+
+La masse est une des caractéristiques les plus importantes d’une étoile. En effet, cette grandeur détermine sa durée de vie ainsi que son comportement pendant son évolution et la fin de sa vie : une étoile massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite.
+
+Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 300 fois la masse du Soleil, soit (très) près de 2 × 1030 kilogrammes (deux milliards de milliards de milliards de tonnes). En dessous de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l’astre ainsi formé est une naine brune. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Jusqu’à peu, on pensait que la masse d’une étoile ne pouvait excéder 120 à 150 fois la masse solaire mais la récente découverte d’une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du Soleil a rendu cette hypothèse caduque[3].
+
+Les étoiles ayant la plus petite masse observée (1/20e de masse solaire) sont les naines rouges, qui fusionnent très lentement l'hydrogène en hélium.
+
+En dessous, il y a les naines brunes qui enclenchent juste la fusion du deutérium à leur formation.
+
+La masse d'une étoile est limitée par les circonstances du processus de formation et par sa stabilité sur la séquence principale, essentiellement par le taux d'éjection du vent stellaire.
+
+Les étoiles les plus massives ont généralement une masse d'environ 50 à 80 masses solaires.
+Les étoiles encore plus massives sont instables car la gigantesque pression de rayonnement qui règne en leur centre provoque l'expulsion « rapide » de la matière qui les constitue, diminuant ainsi significativement leur masse durant leur « brève » séquence principale.
+
+On pense que la première génération d'étoiles de l'Univers, celles de la population III, furent des étoiles principalement géantes, typiquement plus de 100 masses solaires, jusqu'à 1 000 masses solaires. Elles purent exister (et se maintenir durant leur « courte » séquence principale), car leur métallicité était pour ainsi dire nulle et les ions « métalliques » sont bien plus sensibles à la pression de rayonnement que l'hydrogène et l'hélium ionisés. Une bonne partie d'entre elles finissent en hypernovas.
+
+En janvier 2004, Stephen Eikenberry de l'université de Californie, a annoncé avoir trouvé l'étoile la plus massive jamais observée : LBV 1806-20. Il s'agit d'une étoile très jeune qui ferait au moins 150 masses solaires. En juillet 2010, une équipe internationale d'astronomes annonce la découverte avec le VLT au Chili de l'étoile R136a1 dans la nébuleuse de la Tarentule qui serait 265 fois plus massive que le Soleil. Selon le professeur Paul Crowther de l'Université de Sheffield elle fait 320 fois la masse du Soleil[4].
+
+La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle appartient à un système binaire par l’observation de son orbite. La troisième loi de Kepler permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa période et du demi-grand axe de l’orbite décrite et de la distance de la Terre à l’étoile double observée. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux étoiles de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.
+
+D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance, sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement la masse et l’âge de l’étoile (théorème de Vogt-Russell).
+
+Comparativement à notre planète (12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d’environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des centaines de fois supérieur à ce dernier.
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+Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).
+
+Des interféromètres comme celui du VLT de l’ESO au Chili ou CHARA en Californie permettent la mesure directe du diamètre des étoiles les plus proches.
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+La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est généralement décrit par trois quantités en nombre de masse : X l’hydrogène, Y l’hélium et Z la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.
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+La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notée Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pour cent sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu’elle soit interne ou dans son atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (voir diagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).
+
+L’opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).
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+La magnitude mesure la luminosité d’une étoile ; c’est une échelle logarithmique de son flux radiatif. La magnitude apparente dans un filtre donné (ex. : le visible noté mv), qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, se distingue de la magnitude absolue, qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue est directement liée à la luminosité de l’étoile à condition de tenir compte d’une correction dite bolométrique (notée BC). L’introduction de l’échelle logarithmique des magnitudes vient du fait que l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation (loi de Pogson).
+
+La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont représentées : bleu, jaune, rouge (les étoiles vertes n’existent pas). L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles[Quand ?], quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes températures.
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+La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M[Note 3]. Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.
+
+Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. 
+Les étoiles O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis (Rigel) ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris (Sirius) ou α Lyrae (Véga) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis (Bételgeuse).
+
+On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.
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+La rotation du Soleil a été mise en évidence grâce au déplacement des taches solaires. Pour les autres étoiles, la mesure de cette vitesse de rotation (plus précisément, la vitesse mesurée est la projection de la vitesse de rotation équatoriale sur la ligne de visée), s’obtient par spectroscopie. Elle se traduit par un élargissement des raies spectrales.
+
+Ce mouvement de rotation stellaire est un reliquat de leur formation à partir de l’effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation dépend de leur âge : elle diminue au cours du temps, sous les effets conjugués du vent stellaire et du champ magnétique qui emportent une partie du moment cinétique de l’astre. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d’étoile simple, binaire ou multiple. Une étoile n’étant pas un corps solide (c’est-à-dire rigide), elle est animée d’une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.
+
+En 2011, le Very Large Telescope découvre VFTS 102, l’étoile à la plus grande vitesse de rotation jamais observée (seuls les pulsars peuvent tourner beaucoup plus rapidement), soit plus de deux millions de kilomètres par heure[5].
+
+Le spectre d’une source lumineuse et donc d’une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd’hui[Quand ?] des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.
+
+Comme le Soleil, les étoiles sont souvent dotées de champs magnétiques. Leur champ magnétique peut avoir une géométrie relativement simple et bien organisée, ressemblant au champ d’un aimant comme le champ magnétique terrestre ; cette géométrie peut être aussi nettement plus complexe et présenter des arches à plus petite échelle. Le champ magnétique du Soleil, par exemple, possède ces deux aspects ; sa composante à grande échelle structure la couronne solaire et est visible lors des éclipses, tandis que sa composante à plus petite échelle est liée aux taches sombres qui maculent sa surface et dans lesquelles les arches magnétiques sont ancrées.
+
+Il est possible de mesurer le champ magnétique des étoiles à travers les perturbations que ce champ induit sur les raies spectrales formées dans l’atmosphère de l’étoile (l’effet Zeeman). La technique tomographique d’imagerie Zeeman-Doppler permet en particulier de déduire la géométrie des arches géantes que le champ magnétique dresse à la surface des étoiles.
+
+Parmi les étoiles magnétiques[7], on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à 6 500 K et dont la masse ne dépasse pas 1,5 masse solaire - le Soleil fait donc partie de cette classe. Ces étoiles sont « actives », c’est-à-dire qu’elles sont le siège d’un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d’une couronne, d’un vent (dit vent solaire dans le cas du Soleil) ou d’éruptions. Les taches à la surface du Soleil et des étoiles témoignent également de leur activité ; comme les champs magnétiques, les taches des étoiles peuvent être cartographiées par des méthodes tomographiques. La taille et le nombre de ces taches dépendent de l’activité de l’étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l’étoile. Le Soleil, qui effectue un tour complet sur lui-même en 25 jours environ, est une étoile ayant une faible activité cyclique. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par effet dynamo.
+
+Il existe aussi des étoiles chaudes magnétiques. Mais contrairement aux étoiles froides, qui sont toutes magnétiques (à différents degrés), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des étoiles chaudes (massives) possède un champ magnétique, dont la géométrie est en général assez simple. Ce champ n’est pas produit par effet dynamo ; il constituerait plutôt une empreinte fossile du magnétisme interstellaire primordial, capturé par le nuage qui va donner naissance à l’étoile et amplifié lors de la contraction de ce nuage en étoile. De tels champs magnétiques ont été baptisés « champs magnétiques fossiles ».
+
+À partir des différentes grandeurs mesurées et de simulations issues de différents modèles, il est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit presque inaccessible — l’astérosismologie permettant littéralement de sonder les étoiles.
+
+En l’état actuel de nos connaissances, une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.
+
+Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la matière se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner : par exemple, dans les chaînes nucléaires dites proton-proton (ou PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium, composé de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes :
+
+D’autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d’énergie.
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+Une partie de l’énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l’extérieur, car un plasma est opaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.
+
+L’énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective externe ; dans les naines rouges, la zone radiative a entièrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone radiative au terme d'un mouvement brownien.
+
+Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : soumise à un gradient de température décroissant vers la surface, le fluide développe une convection de type Rayleigh-Bénard. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour Bételgeuse. Dans les étoiles de très faible masse (naines rouges) ou dans les protoétoiles en formation de faible masse (étoiles de type T Tauri), la zone convective occupe la totalité du volume de l’étoile ; dans les étoiles plus massives que deux fois la masse du Soleil, la zone convective externe disparaît (laissant la place à la zone radiative) mais la convection subsiste au cœur de l’étoile.
+
+C’est dans la zone convective externe que sont produits les champs magnétiques de type dynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.
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+La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 % du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dixièmes du rayon de l’étoile pour les géantes les plus grandes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres.
+
+La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. Elle est due à la présence d’un champ magnétique, produit dans la zone convective ; on peut l’observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome Jules Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) : l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs magnétiques et donc des couronnes.
+
+Le théorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une étoile la connaissance des valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masse-rayon ou masse-luminosité des étoiles.
+
+La vie d'une étoile peut se décomposer en plusieurs phases principales :
+
+Après la phase finale, le résidu de l'étoile est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.
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+L'analyse spectrale du rayonnement d’une étoile révèle certaines de ses caractéristiques, et par conséquent permet de déterminer le stade d'évolution où elle est parvenue. Le diagramme de Hertzsprung-Russell est souvent utilisé pour situer une étoile au cours de son évolution[8]. Selon leurs masses initiales (souvent exprimées en masses solaires), les étoiles peuvent suivre différentes évolutions[9],[10].
+
+Les étoiles naissent, souvent en groupe, à partir de l'effondrement gravitationnel d’un nuage interstellaire de gaz et de poussière[11], comme un nuage moléculaire ou une nébuleuse (telle que la nébuleuse d'Orion ou la nébuleuse de l'Aigle). Elles forment ainsi des amas stellaires.
+
+Les nuages moléculaires, s'étendant sur des centaines d'années lumières, peuvent atteindre plusieurs millions de masses solaires[9]. La stabilité d'un nuage est maintenue par des champs magnétiques et des mouvements turbulents, qui lui évitent de s'effondrer sur lui-même[12]. Cependant, dans les régions les plus denses et les plus froides (de l'ordre de 10 K), la stabilité du nuage peut être rompue[9] (parfois lors du passage d'une onde de densité venant d'un bras de galaxie ou d'une supernova). Cette instabilité gravitationnelle déclenche la phase d'effondrement. Il s'agit d'une série de fragmentations et de contractions du nuage en plusieurs blocs, de plus en plus petits et denses, qui finissent par former des protoétoiles enveloppées de nuages opaques de gaz et de poussière[11].
+
+La poussière et le gaz autour d’une protoétoile se dispersent et s'aplatissent sous l’effet d’une rotation naissante pour former un disque protostellaire, dans lequel se créent d’éventuelles planètes[11].
+
+Au sein de la protoétoile, la contraction de gaz se poursuit et entraîne son échauffement (en convertissant l’énergie gravitationnelle en énergie thermique). Au cours de son échauffement, la protoétoile émet un rayonnement infrarouge avant de devenir visible. Elle entre dans la pré-séquence principale. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, la protoétoile se manifeste d'abord dans la région des géantes rouges et sa luminosité diminue rapidement, pendant que sa température augmente : elle descend la ligne de Hayashi[9],[13]. Au centre de la protoétoile, lorsque la température atteint environ un million de degrés (10⁶ K), la fusion du deutérium commence (c'est la première fusion nucléaire au sein de la protoétoile)[14]. Puis à une dizaine de millions de degrés (10⁷ K) la température est suffisante pour déclencher la chaîne proton-proton (fusion de l’hydrogène en hélium)[12]. Lors de cette phase la contraction cesse : la pression cinétique due à l’agitation thermique des particules et la pression radiative sont suffisamment importantes pour contrebalancer la pression gravitationnelle. La protoétoile devient alors une étoile à part entière, située sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell[9] .
+
+Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.
+
+Durant cette période, l’antagonisme énergie libérée / gravitation concourt à la stabilité de l’astre : si le flux d’énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s’ensuit accélère le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraîne une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête. Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow »[réf. à confirmer] : c’est une sorte de thermostat stellaire.
+
+Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. La pression de rayonnement maintenue par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova, voire hypernova) suivie de la formation d’une étoile à neutrons (pulsar, magnétar, etc.) voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.
+
+Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité.
+Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I. Les naines par exemple (dont le Soleil) sont classées V. Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface. On distingue ainsi les naines noires, brunes, rouges, jaunes et blanches, les géantes rouges et bleues, les supergéantes rouges, les étoiles à neutrons et les trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à une autre.
+
+Les naines brunes ne sont pas des étoiles, mais des objets substellaires qualifiés parfois d'« étoiles manquées ». Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nécessaire pour qu’une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.
+
+Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles, car les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les moins massives d’entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entièrement convectives. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges.
+
+La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire le plus proche du Système solaire, l’étoile de Barnard étant aussi une naine rouge.
+
+Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse  —, dévoile une naine blanche.
+
+Le Soleil est une naine jaune typique.
+
+La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, et tandis que le centre de l’étoile se contracte sous l'effet de l'accroissement de sa gravitation interne, ses couches externes gonflent sous l'effet de l'énergie dégagée par la fusion d'Hélium, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint, sa taille et donc son énergie gravitationnelle étant insuffisante pour déclencher les réactions de fusion de l'oxygène. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.
+
+Sur le diagramme HR, au-delà d'une certaine luminosité, les étoiles prennent successivement les noms de géante, de géante lumineuse, de supergéante et d'hypergéante.
+Dans le cas des étoiles géantes, lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors selon sa masse une géante rouge ou une supergéante rouge.
+
+L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : titane, chrome, fer, cobalt, nickel, etc. À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
+
+Les étoiles géantes lumineuses sont des étoiles de classe de luminosité II.
+
+Les supergéantes et les hypergéantes sont quant à elles les étoiles les plus massives et lumineuses de l'univers observable.
+
+Une étoile variable lumineuse bleue est une hypergéante bleue à luminosité variable qui expulse occasionnellement de grande quantité de matière.
+Elle peut évoluer en étoile Wolf-Rayet et finalement terminer en supernova.
+
+Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles très massives en fin de vie qui expulsent de très grandes quantités de matière sous forme de vents solaires à haute vitesse si intenses qu'ils forment un nuage autour de celle-ci. Ainsi on ne peut observer directement sa surface comme pour les autres étoiles mais seulement la matière qu'elle éjecte. Elles ont une durée de vie très brève de seulement quelques millions d'années, avant d'exploser en supernovæ.
+
+Les étoiles de population III sont un type d'étoiles extrêmement massives et lumineuses, observées pour la première fois en 2015 dans la galaxie CR7[15], constituées exclusivement d'éléments légers (hydrogène et hélium, avec peut-être un peu de lithium), qui seraient les premières étoiles formées au commencement de l'Univers, environ 400 millions d'années après le Big Bang.
+
+Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le Soleil ayant (par définition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles « mortes » puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.
+
+Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’un éléphant, soit environ 1 t·cm-3. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.
+
+Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est largement pulvérisée en nébuleuse. C’est le type Ia des supernovas thermonucléaires.
+
+Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.
+
+Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur surface émissive fortement réduite (de la taille d'une planète tellurique) comparée à leur masse (de l'ordre de celle du Soleil). Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.
+
+L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.
+
+Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.
+
+Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de 10 masses solaires dont le cœur s’est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées, comparables à celles du noyau atomique.
+
+Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l’étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons[Note 4]. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.
+
+Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.
+
+Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.
+
+Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,01 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.
+
+Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (abrégé IMF en anglais), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d’étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie.
+
+Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement
+et orbitant l’une autour de l’autre. L’élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Lorsqu’un système comporte plus de deux composantes il est qualifié de système stellaire multiple.
+
+Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l’une ou des deux étoiles. Dans ce cas, la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l’étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l’étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas, la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.
+
+L’astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l’espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.
+
+Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles liées gravitationnellement et formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d’une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles populations d’étoiles de notre Galaxie.
+
+On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles et généralement de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers à plusieurs millions d’étoiles.
+
+Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Parmi les plus vieux, M67 (4,6 milliards d’années comme le Soleil) est aussi parmi les plus gros. Dans notre galaxie, les AO sont riches en métaux (typiquement comme le Soleil). Les AG sont de forme sphérique d’où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre environ 10 et 13,5 milliards d’années. Omega du Centaure est parmi les plus gros. Sa population stellaire n’est pas unique ce qui montre qu’il a eu une origine étalée dans le temps permettant la formation de plusieurs d’entre elles (au moins trois). Il est considéré comme pouvant être le résidu d’une galaxie naine ayant été capturée par la Voie lactée. NGC 6397 est au contraire un amas à population stellaire unique avec une abondance en métaux d’un centième de celle du Soleil. L’AG le plus pauvre en métaux connu est M92 avec presque un millième de l’abondance solaire.
+
+Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu’elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps. Exemple d’association : les associations O-B constituées principalement d’étoiles très massives et très chaudes. On peut les considérer comme des petits amas ouverts très jeunes présentant encore beaucoup de gaz ionisé dans le voisinage des étoiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras.
+
+Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.
+
+En observant le ciel nocturne, l’être humain a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d’une époque à une autre et d’une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.
+
+Les étoiles d’une constellation n’ont a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.
+
+Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, le Système solaire est composé d’une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes.
+Depuis 1995, plusieurs milliers d'exoplanètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au Système solaire son caractère supposé unique. Tous ces systèmes planétaires sont découverts de façon indirecte. La première étoile autour de laquelle des planètes ont été révélées par des mesures vélocimétriques est 51 Peg (observations réalisées à l’OHP avec le spectrographe ÉLODIE). De nombreux autres systèmes planétaires ont depuis été découverts. En raison des limitations actuelles de détection, ils présentent des caractéristiques semblables, avec des planètes géantes sur des orbites très excentriques : on les nomme des « Jupiter chauds ». La majorité de ces étoiles sont plus riches en métaux que le Soleil. Les statistiques sur ces systèmes planétaires permettent de conclure que le Système solaire n’a pour l’instant pas d’équivalent. Depuis l’espace, la traque des systèmes planétaires par photométrie a commencé avec le satellite CoRoT (CNES). Celui-ci a été relayé en 2009 par le satellite américain Kepler.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3009.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
+
+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
+
+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
+
+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
+
+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
+
+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
+
+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
+
+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
+
+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
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+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
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+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
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+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
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+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
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+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
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+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
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+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
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+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
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+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
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+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
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+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
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+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
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+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
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+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
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+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
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+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
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+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
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+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
+
+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
+
+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
+
+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
+
+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
+
+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
+
+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
+
+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
+
+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
+
+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
+
+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
+
+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
+
+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
+
+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
+
+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
+
+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
+
+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
+
+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
+
+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
+
+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3010.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
+
+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
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+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
+
+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
+
+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
+
+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
+
+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
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+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
+
+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
+
+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
+
+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
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+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
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+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
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+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
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+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
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+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
+
+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
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+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
+
+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
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+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
+
+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
+
+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
+
+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
+
+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
+
+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
+
+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
+
+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
+
+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
+
+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
+
+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
+
+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
+
+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
+
+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
+
+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
+
+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
+
+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
+
+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
+
+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
+
+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
+
+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
+
+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
+
+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
+
+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
+
+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
+
+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
+
+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
+
+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

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+Le sens premier du mot étoile est celui d'un point lumineux dans le ciel nocturne, et par extension, des figures géométriques représentant des rayons partant d'un centre (voir le symbole de l'étoile). En astronomie, la signification scientifique plus restreinte d'étoile est celle d'un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons[1]. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le cœur — permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l'étoile.
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+La plupart des étoiles se situent sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, où les étoiles produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de l'hydrogène en hélium, par des mécanismes de fusion nucléaire comme le cycle carbone-azote-oxygène ou la chaîne proton-proton.
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+Pendant une grande partie de son existence, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de rayonnement pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à dilater l'astre. À la fin de cette phase, marquée par la consommation de la totalité de l'hydrogène, les étoiles de la séquence principale se dilatent et évoluent en étoiles géantes, qui obtiennent leur énergie d'autres réactions nucléaires, comme la fusion de l'hélium en carbone et oxygène.
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+Une étoile rayonne dans tout le spectre électromagnétique, au contraire de la plupart des planètes[Note 1] (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
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+Le Soleil est une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.
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+Historiquement, les étoiles sont les points lumineux du ciel visibles uniquement la nuit et fixes les uns par rapport aux autres, par opposition aux planètes qui suivent des trajectoires errantes dans le ciel nocturne au cours de l'année. Les anciens avaient une connaissance approfondie de la répartition des étoiles dans le ciel : ils les utilisaient pour la navigation et attribuaient des noms à certaines d'entre elles ainsi qu'aux formes qu'elles dessinent, les constellations. Cependant ils ignoraient tout de leur nature exacte, pensant souvent qu'il s'agissait d'orifices percés à travers la sphère céleste[Note 2].
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+C'est seulement avec l'essor de l'astronomie moderne que les étoiles ont pu être comprises comme des objets de même nature que le Soleil mais situés à des distances considérablement plus grandes. Cette hypothèse fut énoncée pour la première fois par Giordano Bruno au XVIe siècle avant d'être confirmée expérimentalement en 1838 avec la première mesure de parallaxe réalisée par Friedrich Wilhelm Bessel, ainsi que par les observations spectrométriques effectuées grâce à l'appareil inventé en 1814 par l'opticien Joseph von Fraunhofer.
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+Une étoile est un objet céleste en rotation, de forme a priori sphérique[2], constitué essentiellement de plasma, et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l’énergie est rayonnée sous forme de lumière ; la matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée.
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+Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, l’énergie qu’il rayonne y permet le développement de la vie. Il apparaît bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la seconde étoile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf en cas exceptionnel comme une éclipse, les autres étoiles ne sont visibles que la nuit lorsque leur éclat n’est pas noyé par celui du ciel diurne, résultant lui-même de la diffusion de l’éclairement solaire.
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+Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles).
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+La sphère céleste fait également apparaître des groupements d’étoiles, les constellations ; il s’agit en fait d��une illusion optique due à l’effet de projection. Les étoiles composant une constellation sont généralement situées à des distances très différentes de la Terre.
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+Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et 300 fois environ celle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2 × 1030 kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l’étoile est brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d’années seulement, les moins massives, de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.
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+La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température atteint alors une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la séquence principale dans laquelle elle passe la majeure partie de son existence. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par rayonnement et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.
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+La nuit, les étoiles apparaissent à l’œil nu sous la forme de points (à cause de leur éloignement) brillants de couleur blanche, parfois aussi rouge, orangée ou bleue — généralement scintillants et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes de la voûte céleste. Le phénomène de scintillation est dû à l’extrême petitesse de la taille angulaire des étoiles (quelques millisecondes d’arc voire moins), qui est inférieure à celle de la turbulence atmosphérique. À l’inverse, les planètes, bien qu’apparaissant comme des points, ont en réalité une taille angulaire suffisante pour ne pas être soumises au phénomène de scintillation. Si les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres, ce mouvement propre est très faible, même pour les étoiles les plus proches, n’excédant pas quelques secondes d’arc par an, ce qui explique leur apparente immobilité les unes par rapport aux autres.
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+Le jour, le Soleil domine et sa lumière, diffusée par la couche atmosphérique, occulte celle des étoiles. Mais l’astre le plus brillant visible depuis la Terre est bien lui-même une étoile.
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+Le Soleil semble beaucoup plus gros que toutes les autres étoiles car celles-ci sont bien plus éloignées : l’étoile la plus proche de la Terre après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années-lumière de nous, soit près de 270 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil (l’unité astronomique).
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+Selon les conditions d’observation, le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu varie fortement et peut atteindre plusieurs milliers dans les cas les plus favorables. Hormis le Soleil et Sirius — et encore, uniquement dans d’excellentes conditions d’observation — les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors des éclipses totales de Soleil et lors de phénomènes temporaires comme les novae ou les supernovae). L’éclat des étoiles est quantifié par une grandeur appelée magnitude apparente. Pour des raisons historiques, la magnitude est d’autant plus petite que l’astre est brillant : l’astronome de la Grèce antique Hipparque avait classifié les étoiles en astres de première grandeur pour les plus brillants, seconde grandeur pour les suivants, et ainsi de suite jusqu’à cinquième grandeur. La définition mathématique précise de la magnitude apparente reprend essentiellement cette classification, avec les étoiles les plus brillantes dotées d’une magnitude proche de 0 (à l’exception de Sirius, de magnitude -1,5 et de Canopus, de magnitude -0,7) et les plus faibles d’une magnitude supérieure à 6. Un écart de 1 en magnitude correspond à un rapport de luminosité de 2,5 environ, un écart de 5 à un rapport de 100. Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, c’est-à-dire que vu de la Terre, il est environ 10 milliards de fois plus brillant que Sirius.
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+Les étoiles semblent associées en figures géométriques plus ou moins simples, les constellations ; il s’agit d’un simple effet d’optique. Les structures stellaires réelles sont des amas (rassemblant quelques milliers d’étoiles) ou des galaxies (rassemblant de l’ordre du milliard d’étoiles).
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+L’observation à l’œil nu a été la première forme d’astronomie.
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+Les étoiles sont longtemps restées des points dans le ciel, et ce même vues à travers les plus puissants instruments de grossissement, tels que la lunette astronomique ou le télescope. C'est seulement à partir de la fin du vingtième siècle et du début du vingt-et-unième que la résolution angulaire des meilleurs instruments est devenue inférieure à la seconde d'arc et s'est donc avérée suffisante pour apercevoir des structures autour de certaines étoiles ainsi que pour distinguer ces étoiles comme un disque et non comme un point. Cependant encore de nos jours l'écrasante majorité des étoiles reste inaccessible à une telle observation directe.
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+L'essentiel des observations stellaires se concentrent donc sur des données relatives à leur spectre électromagnétique, leur luminosité ou leur polarisation, mesurées respectivement à l'aide du spectrographe, du photomètre et du polarimètre.
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+Après l’œil, les détecteurs utilisés furent les plaques photographiques puis les détecteurs numériques comme le CCD.
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+L'étude des étoiles comporte aussi celle du Soleil, qui lui peut être observé en détail, mais avec un équipement approprié, notamment de puissants filtres. L'observation du soleil est une activité potentiellement dangereuse pour l'œil et pour le matériel : elle ne doit être pratiquée que par un public averti et compétent.
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+Pour repérer les étoiles et faciliter le travail des astronomes, de nombreux catalogues ont été créés. Parmi les plus célèbres, citons le catalogue Henry Draper (HD) et le Bonner Durchmusterung (BD). Les étoiles y sont rangées par leurs coordonnées, alpha (ascension droite) et delta (déclinaison) et un numéro leur est attribué : par exemple, HD 122653 (célèbre géante de Population II, très déficiente en métaux).
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+Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :
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+La masse est une des caractéristiques les plus importantes d’une étoile. En effet, cette grandeur détermine sa durée de vie ainsi que son comportement pendant son évolution et la fin de sa vie : une étoile massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite.
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+Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 300 fois la masse du Soleil, soit (très) près de 2 × 1030 kilogrammes (deux milliards de milliards de milliards de tonnes). En dessous de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l’astre ainsi formé est une naine brune. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Jusqu’à peu, on pensait que la masse d’une étoile ne pouvait excéder 120 à 150 fois la masse solaire mais la récente découverte d’une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du Soleil a rendu cette hypothèse caduque[3].
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+Les étoiles ayant la plus petite masse observée (1/20e de masse solaire) sont les naines rouges, qui fusionnent très lentement l'hydrogène en hélium.
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+En dessous, il y a les naines brunes qui enclenchent juste la fusion du deutérium à leur formation.
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+La masse d'une étoile est limitée par les circonstances du processus de formation et par sa stabilité sur la séquence principale, essentiellement par le taux d'éjection du vent stellaire.
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+Les étoiles les plus massives ont généralement une masse d'environ 50 à 80 masses solaires.
+Les étoiles encore plus massives sont instables car la gigantesque pression de rayonnement qui règne en leur centre provoque l'expulsion « rapide » de la matière qui les constitue, diminuant ainsi significativement leur masse durant leur « brève » séquence principale.
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+On pense que la première génération d'étoiles de l'Univers, celles de la population III, furent des étoiles principalement géantes, typiquement plus de 100 masses solaires, jusqu'à 1 000 masses solaires. Elles purent exister (et se maintenir durant leur « courte » séquence principale), car leur métallicité était pour ainsi dire nulle et les ions « métalliques » sont bien plus sensibles à la pression de rayonnement que l'hydrogène et l'hélium ionisés. Une bonne partie d'entre elles finissent en hypernovas.
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+En janvier 2004, Stephen Eikenberry de l'université de Californie, a annoncé avoir trouvé l'étoile la plus massive jamais observée : LBV 1806-20. Il s'agit d'une étoile très jeune qui ferait au moins 150 masses solaires. En juillet 2010, une équipe internationale d'astronomes annonce la découverte avec le VLT au Chili de l'étoile R136a1 dans la nébuleuse de la Tarentule qui serait 265 fois plus massive que le Soleil. Selon le professeur Paul Crowther de l'Université de Sheffield elle fait 320 fois la masse du Soleil[4].
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+La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle appartient à un système binaire par l’observation de son orbite. La troisième loi de Kepler permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa période et du demi-grand axe de l’orbite décrite et de la distance de la Terre à l’étoile double observée. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux étoiles de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.
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+D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance, sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement la masse et l’âge de l’étoile (théorème de Vogt-Russell).
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+Comparativement à notre planète (12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d’environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des centaines de fois supérieur à ce dernier.
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+Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).
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+Des interféromètres comme celui du VLT de l’ESO au Chili ou CHARA en Californie permettent la mesure directe du diamètre des étoiles les plus proches.
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+La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est généralement décrit par trois quantités en nombre de masse : X l’hydrogène, Y l’hélium et Z la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.
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+La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notée Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pour cent sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu’elle soit interne ou dans son atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (voir diagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).
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+L’opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).
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+La magnitude mesure la luminosité d’une étoile ; c’est une échelle logarithmique de son flux radiatif. La magnitude apparente dans un filtre donné (ex. : le visible noté mv), qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, se distingue de la magnitude absolue, qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue est directement liée à la luminosité de l’étoile à condition de tenir compte d’une correction dite bolométrique (notée BC). L’introduction de l’échelle logarithmique des magnitudes vient du fait que l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation (loi de Pogson).
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+La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont représentées : bleu, jaune, rouge (les étoiles vertes n’existent pas). L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles[Quand ?], quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes températures.
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+La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M[Note 3]. Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.
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+Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. 
+Les étoiles O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis (Rigel) ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris (Sirius) ou α Lyrae (Véga) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis (Bételgeuse).
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+On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.
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+La rotation du Soleil a été mise en évidence grâce au déplacement des taches solaires. Pour les autres étoiles, la mesure de cette vitesse de rotation (plus précisément, la vitesse mesurée est la projection de la vitesse de rotation équatoriale sur la ligne de visée), s’obtient par spectroscopie. Elle se traduit par un élargissement des raies spectrales.
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+Ce mouvement de rotation stellaire est un reliquat de leur formation à partir de l’effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation dépend de leur âge : elle diminue au cours du temps, sous les effets conjugués du vent stellaire et du champ magnétique qui emportent une partie du moment cinétique de l’astre. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d’étoile simple, binaire ou multiple. Une étoile n’étant pas un corps solide (c’est-à-dire rigide), elle est animée d’une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.
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+En 2011, le Very Large Telescope découvre VFTS 102, l’étoile à la plus grande vitesse de rotation jamais observée (seuls les pulsars peuvent tourner beaucoup plus rapidement), soit plus de deux millions de kilomètres par heure[5].
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+Le spectre d’une source lumineuse et donc d’une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd’hui[Quand ?] des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.
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+Comme le Soleil, les étoiles sont souvent dotées de champs magnétiques. Leur champ magnétique peut avoir une géométrie relativement simple et bien organisée, ressemblant au champ d’un aimant comme le champ magnétique terrestre ; cette géométrie peut être aussi nettement plus complexe et présenter des arches à plus petite échelle. Le champ magnétique du Soleil, par exemple, possède ces deux aspects ; sa composante à grande échelle structure la couronne solaire et est visible lors des éclipses, tandis que sa composante à plus petite échelle est liée aux taches sombres qui maculent sa surface et dans lesquelles les arches magnétiques sont ancrées.
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+Il est possible de mesurer le champ magnétique des étoiles à travers les perturbations que ce champ induit sur les raies spectrales formées dans l’atmosphère de l’étoile (l’effet Zeeman). La technique tomographique d’imagerie Zeeman-Doppler permet en particulier de déduire la géométrie des arches géantes que le champ magnétique dresse à la surface des étoiles.
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+Parmi les étoiles magnétiques[7], on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à 6 500 K et dont la masse ne dépasse pas 1,5 masse solaire - le Soleil fait donc partie de cette classe. Ces étoiles sont « actives », c’est-à-dire qu’elles sont le siège d’un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d’une couronne, d’un vent (dit vent solaire dans le cas du Soleil) ou d’éruptions. Les taches à la surface du Soleil et des étoiles témoignent également de leur activité ; comme les champs magnétiques, les taches des étoiles peuvent être cartographiées par des méthodes tomographiques. La taille et le nombre de ces taches dépendent de l’activité de l’étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l’étoile. Le Soleil, qui effectue un tour complet sur lui-même en 25 jours environ, est une étoile ayant une faible activité cyclique. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par effet dynamo.
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+Il existe aussi des étoiles chaudes magnétiques. Mais contrairement aux étoiles froides, qui sont toutes magnétiques (à différents degrés), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des étoiles chaudes (massives) possède un champ magnétique, dont la géométrie est en général assez simple. Ce champ n’est pas produit par effet dynamo ; il constituerait plutôt une empreinte fossile du magnétisme interstellaire primordial, capturé par le nuage qui va donner naissance à l’étoile et amplifié lors de la contraction de ce nuage en étoile. De tels champs magnétiques ont été baptisés « champs magnétiques fossiles ».
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+À partir des différentes grandeurs mesurées et de simulations issues de différents modèles, il est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit presque inaccessible — l’astérosismologie permettant littéralement de sonder les étoiles.
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+En l’état actuel de nos connaissances, une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.
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+Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la matière se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner : par exemple, dans les chaînes nucléaires dites proton-proton (ou PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium, composé de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes :
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+D’autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d’énergie.
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+Une partie de l’énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l’extérieur, car un plasma est opaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.
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+L’énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective externe ; dans les naines rouges, la zone radiative a entièrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone radiative au terme d'un mouvement brownien.
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+Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : soumise à un gradient de température décroissant vers la surface, le fluide développe une convection de type Rayleigh-Bénard. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour Bételgeuse. Dans les étoiles de très faible masse (naines rouges) ou dans les protoétoiles en formation de faible masse (étoiles de type T Tauri), la zone convective occupe la totalité du volume de l’étoile ; dans les étoiles plus massives que deux fois la masse du Soleil, la zone convective externe disparaît (laissant la place à la zone radiative) mais la convection subsiste au cœur de l’étoile.
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+C’est dans la zone convective externe que sont produits les champs magnétiques de type dynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.
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+La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 % du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dixièmes du rayon de l’étoile pour les géantes les plus grandes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres.
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+La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. Elle est due à la présence d’un champ magnétique, produit dans la zone convective ; on peut l’observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome Jules Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) : l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs magnétiques et donc des couronnes.
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+Le théorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une étoile la connaissance des valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masse-rayon ou masse-luminosité des étoiles.
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+La vie d'une étoile peut se décomposer en plusieurs phases principales :
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+Après la phase finale, le résidu de l'étoile est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.
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+L'analyse spectrale du rayonnement d’une étoile révèle certaines de ses caractéristiques, et par conséquent permet de déterminer le stade d'évolution où elle est parvenue. Le diagramme de Hertzsprung-Russell est souvent utilisé pour situer une étoile au cours de son évolution[8]. Selon leurs masses initiales (souvent exprimées en masses solaires), les étoiles peuvent suivre différentes évolutions[9],[10].
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+Les étoiles naissent, souvent en groupe, à partir de l'effondrement gravitationnel d’un nuage interstellaire de gaz et de poussière[11], comme un nuage moléculaire ou une nébuleuse (telle que la nébuleuse d'Orion ou la nébuleuse de l'Aigle). Elles forment ainsi des amas stellaires.
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+Les nuages moléculaires, s'étendant sur des centaines d'années lumières, peuvent atteindre plusieurs millions de masses solaires[9]. La stabilité d'un nuage est maintenue par des champs magnétiques et des mouvements turbulents, qui lui évitent de s'effondrer sur lui-même[12]. Cependant, dans les régions les plus denses et les plus froides (de l'ordre de 10 K), la stabilité du nuage peut être rompue[9] (parfois lors du passage d'une onde de densité venant d'un bras de galaxie ou d'une supernova). Cette instabilité gravitationnelle déclenche la phase d'effondrement. Il s'agit d'une série de fragmentations et de contractions du nuage en plusieurs blocs, de plus en plus petits et denses, qui finissent par former des protoétoiles enveloppées de nuages opaques de gaz et de poussière[11].
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+La poussière et le gaz autour d’une protoétoile se dispersent et s'aplatissent sous l’effet d’une rotation naissante pour former un disque protostellaire, dans lequel se créent d’éventuelles planètes[11].
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+Au sein de la protoétoile, la contraction de gaz se poursuit et entraîne son échauffement (en convertissant l’énergie gravitationnelle en énergie thermique). Au cours de son échauffement, la protoétoile émet un rayonnement infrarouge avant de devenir visible. Elle entre dans la pré-séquence principale. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, la protoétoile se manifeste d'abord dans la région des géantes rouges et sa luminosité diminue rapidement, pendant que sa température augmente : elle descend la ligne de Hayashi[9],[13]. Au centre de la protoétoile, lorsque la température atteint environ un million de degrés (10⁶ K), la fusion du deutérium commence (c'est la première fusion nucléaire au sein de la protoétoile)[14]. Puis à une dizaine de millions de degrés (10⁷ K) la température est suffisante pour déclencher la chaîne proton-proton (fusion de l’hydrogène en hélium)[12]. Lors de cette phase la contraction cesse : la pression cinétique due à l’agitation thermique des particules et la pression radiative sont suffisamment importantes pour contrebalancer la pression gravitationnelle. La protoétoile devient alors une étoile à part entière, située sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell[9] .
+
+Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.
+
+Durant cette période, l’antagonisme énergie libérée / gravitation concourt à la stabilité de l’astre : si le flux d’énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s’ensuit accélère le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraîne une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête. Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow »[réf. à confirmer] : c’est une sorte de thermostat stellaire.
+
+Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. La pression de rayonnement maintenue par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova, voire hypernova) suivie de la formation d’une étoile à neutrons (pulsar, magnétar, etc.) voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.
+
+Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité.
+Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I. Les naines par exemple (dont le Soleil) sont classées V. Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface. On distingue ainsi les naines noires, brunes, rouges, jaunes et blanches, les géantes rouges et bleues, les supergéantes rouges, les étoiles à neutrons et les trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à une autre.
+
+Les naines brunes ne sont pas des étoiles, mais des objets substellaires qualifiés parfois d'« étoiles manquées ». Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nécessaire pour qu’une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.
+
+Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles, car les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les moins massives d’entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entièrement convectives. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges.
+
+La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire le plus proche du Système solaire, l’étoile de Barnard étant aussi une naine rouge.
+
+Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse  —, dévoile une naine blanche.
+
+Le Soleil est une naine jaune typique.
+
+La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, et tandis que le centre de l’étoile se contracte sous l'effet de l'accroissement de sa gravitation interne, ses couches externes gonflent sous l'effet de l'énergie dégagée par la fusion d'Hélium, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint, sa taille et donc son énergie gravitationnelle étant insuffisante pour déclencher les réactions de fusion de l'oxygène. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.
+
+Sur le diagramme HR, au-delà d'une certaine luminosité, les étoiles prennent successivement les noms de géante, de géante lumineuse, de supergéante et d'hypergéante.
+Dans le cas des étoiles géantes, lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors selon sa masse une géante rouge ou une supergéante rouge.
+
+L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : titane, chrome, fer, cobalt, nickel, etc. À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
+
+Les étoiles géantes lumineuses sont des étoiles de classe de luminosité II.
+
+Les supergéantes et les hypergéantes sont quant à elles les étoiles les plus massives et lumineuses de l'univers observable.
+
+Une étoile variable lumineuse bleue est une hypergéante bleue à luminosité variable qui expulse occasionnellement de grande quantité de matière.
+Elle peut évoluer en étoile Wolf-Rayet et finalement terminer en supernova.
+
+Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles très massives en fin de vie qui expulsent de très grandes quantités de matière sous forme de vents solaires à haute vitesse si intenses qu'ils forment un nuage autour de celle-ci. Ainsi on ne peut observer directement sa surface comme pour les autres étoiles mais seulement la matière qu'elle éjecte. Elles ont une durée de vie très brève de seulement quelques millions d'années, avant d'exploser en supernovæ.
+
+Les étoiles de population III sont un type d'étoiles extrêmement massives et lumineuses, observées pour la première fois en 2015 dans la galaxie CR7[15], constituées exclusivement d'éléments légers (hydrogène et hélium, avec peut-être un peu de lithium), qui seraient les premières étoiles formées au commencement de l'Univers, environ 400 millions d'années après le Big Bang.
+
+Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le Soleil ayant (par définition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles « mortes » puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.
+
+Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’un éléphant, soit environ 1 t·cm-3. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.
+
+Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est largement pulvérisée en nébuleuse. C’est le type Ia des supernovas thermonucléaires.
+
+Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.
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+Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur surface émissive fortement réduite (de la taille d'une planète tellurique) comparée à leur masse (de l'ordre de celle du Soleil). Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.
+
+L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.
+
+Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.
+
+Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de 10 masses solaires dont le cœur s’est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées, comparables à celles du noyau atomique.
+
+Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l’étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons[Note 4]. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.
+
+Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.
+
+Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.
+
+Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,01 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.
+
+Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (abrégé IMF en anglais), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d’étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie.
+
+Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement
+et orbitant l’une autour de l’autre. L’élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Lorsqu’un système comporte plus de deux composantes il est qualifié de système stellaire multiple.
+
+Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l’une ou des deux étoiles. Dans ce cas, la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l’étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l’étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas, la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.
+
+L’astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l’espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.
+
+Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles liées gravitationnellement et formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d’une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles populations d’étoiles de notre Galaxie.
+
+On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles et généralement de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers à plusieurs millions d’étoiles.
+
+Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Parmi les plus vieux, M67 (4,6 milliards d’années comme le Soleil) est aussi parmi les plus gros. Dans notre galaxie, les AO sont riches en métaux (typiquement comme le Soleil). Les AG sont de forme sphérique d’où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre environ 10 et 13,5 milliards d’années. Omega du Centaure est parmi les plus gros. Sa population stellaire n’est pas unique ce qui montre qu’il a eu une origine étalée dans le temps permettant la formation de plusieurs d’entre elles (au moins trois). Il est considéré comme pouvant être le résidu d’une galaxie naine ayant été capturée par la Voie lactée. NGC 6397 est au contraire un amas à population stellaire unique avec une abondance en métaux d’un centième de celle du Soleil. L’AG le plus pauvre en métaux connu est M92 avec presque un millième de l’abondance solaire.
+
+Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu’elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps. Exemple d’association : les associations O-B constituées principalement d’étoiles très massives et très chaudes. On peut les considérer comme des petits amas ouverts très jeunes présentant encore beaucoup de gaz ionisé dans le voisinage des étoiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras.
+
+Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.
+
+En observant le ciel nocturne, l’être humain a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d’une époque à une autre et d’une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.
+
+Les étoiles d’une constellation n’ont a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.
+
+Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, le Système solaire est composé d’une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes.
+Depuis 1995, plusieurs milliers d'exoplanètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au Système solaire son caractère supposé unique. Tous ces systèmes planétaires sont découverts de façon indirecte. La première étoile autour de laquelle des planètes ont été révélées par des mesures vélocimétriques est 51 Peg (observations réalisées à l’OHP avec le spectrographe ÉLODIE). De nombreux autres systèmes planétaires ont depuis été découverts. En raison des limitations actuelles de détection, ils présentent des caractéristiques semblables, avec des planètes géantes sur des orbites très excentriques : on les nomme des « Jupiter chauds ». La majorité de ces étoiles sont plus riches en métaux que le Soleil. Les statistiques sur ces systèmes planétaires permettent de conclure que le Système solaire n’a pour l’instant pas d’équivalent. Depuis l’espace, la traque des systèmes planétaires par photométrie a commencé avec le satellite CoRoT (CNES). Celui-ci a été relayé en 2009 par le satellite américain Kepler.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3012.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
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+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
+
+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
+
+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
+
+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
+
+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
+
+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
+
+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
+
+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
+
+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
+
+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
+
+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
+
+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
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+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
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+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
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+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
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+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
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+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
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+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
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+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
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+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
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+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
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+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
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+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
+
+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
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+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
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+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
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+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
+
+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
+
+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
+
+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
+
+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
+
+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
+
+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
+
+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
+
+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
+
+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
+
+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
+
+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
+
+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
+
+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
+
+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
+
+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
+
+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
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+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3013.html.txt

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+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
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+L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle, mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance, mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits par rapport aux étoiles autour desquelles ils orbitent, rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées, de manière indirecte, puis, depuis 2004, de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. Au 1er juillet 2020, 4 281 exoplanètes ont été confirmées dans 3 163 systèmes planétaires, dont 701 systèmes planétaires multiples[6],[7]. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.
+
+Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile, et la méthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance de Jupiter chaud, planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[8] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.
+
+Le terme exoplanète a été enregistré dans Le Petit Robert dès 1998[9] comme calque français de l'anglais exoplanet[9] dont l'emploi, dès 1992, est attesté par Antoine Labeyrie[10] et Bernard F. Burke[11].
+
+D'après Christina Nicolae et Valérie Delavigne[9], le premier organisme scientifique à l'avoir employé serait le Centre national de la recherche scientifique (CNRS) dans un communiqué de presse du 21 avril 2004[12]. Antérieurement[9], il avait fait son apparition dans des revues de vulgarisation scientifique telles que Science et Vie — première occurrence en janvier 2000[13] — et la Recherche — première occurrence en décembre 2002[14] — ainsi que des publications de sociétés savantes telles que Ciel et Terre — première occurrence en décembre 2001[15] — de la Société royale belge d'astronomie, de météorologie et de physique du globe et L'Astronomie — première occurrence en 2003[16] — de la Société astronomique de France.
+
+En France, depuis fin décembre 2007, son usage est recommandé par la délégation générale à la langue française et aux langues de France du ministère de la Culture et de la Communication[5] et il est recensé sur la base de données terminologiques FranceTerme[4].
+
+Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. La définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[17],[18]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[19].
+Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
+
+De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète — toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci — située hors du Système solaire.
+
+Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[20]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.
+
+Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[21],[22] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[23]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.
+
+De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[24]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[25], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[26]. »
+
+Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[27], norme qui a été adoptée par l'UAI[27].
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+Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ».
+Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[28]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.
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+Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni Bb[29] et HD 178911 Bb[30]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pour HD 41004 Ab[31]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[32].
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+Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « Ab ». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.
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+Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.
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+Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[27]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
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+À la suite de la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)1 ou KIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[33], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.
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+Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.
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+Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Vladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[34]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[35].
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+L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[36], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[37]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[38]. En 2015, un vote dédié aux associations astronomiques, puis un vote grand public est mis en place par l'Union astronomique internationale afin de nommer les exoplanètes via le concours NameExoWorlds.
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+Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.
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+La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[39]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[40]
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+Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes[réf. nécessaire].
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+Michel Mayor souligne que « pendant la première partie du XXe siècle, une théorie disait que, pour obtenir les disques de gaz et de poussières à partir desquels les planètes pouvaient se former, il fallait qu’une étoile soit passée à proximité d’une autre. Or, la probabilité que se produise un tel phénomène est quasiment nulle. Cela a mis les astronomes sur une fausse piste pendant longtemps : ils n’attendaient pas d’autres systèmes planétaires dans la Voie lactée[41] ». Au milieu du XXe siècle, cette théorie est abandonnée et le nombre estimé de systèmes planétaires s'élève à 100 milliards, valeur toujours retenue actuellement[41]. La recherche d'exoplanètes est cependant mal perçue au sein de la communauté scientifique en raison de nombreuses découvertes contestées ou annulées. Ainsi, dans les années 1980, seuls quatre groupes de deux astronomes recherchent des exoplanètes : deux au Canada, deux en Californie, deux au Texas, ainsi que les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz[41].
+
+À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espérent détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.
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+Des découvertes d'exoplanètes sont revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob, à l'observatoire de Madras de la British East India Company, relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[42]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See, de l'université de Chicago et de l'Observatoire naval des États-Unis, énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles[43]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie en 1899 un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable[44].
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+Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série de revendications de détection remarquée, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard[45].
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+De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[46].
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+En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[47]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[48].
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+Le premier objet de masse planétaire confirmé est annoncé dans la revue Nature le 4 mai 1989 par David W. Latham, Robert P. Stefanik, Tsevi Mazeh, Michel Mayor et Gilbert Burki, orbitant autour de l'étoile de type solaire nommée HD 114762[49],[7] : il s'agit de HD 114762 b, un objet d'une masse minimale de onze fois la masse de Jupiter qui peut donc, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune.
+
+En septembre 1990, Aleksander Wolszczan et Dale Frail (du radiotélescope d'Arecibo) découvrent plusieurs planètes autour du pulsar PSR B1257+12, qu'ils annoncent le 9 janvier 1992[50].
+
+Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) annoncent la découverte du premier objet dont la masse en fait sans nul doute une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire : le Jupiter chaud nommé 51 Pegasi b, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi[51]. Cette découverte est faite grâce à des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence par la méthode des vitesses radiales. Ce système, situé dans la constellation de Pégase, se trouve à environ 40 années-lumière de la Terre[52]. Le 8 octobre 2019, l'annonce du prix Nobel de physique pour Michel Mayor et Didier Queloz (conjointement avec James Peebles) couronne le travail de ces chercheurs[53].
+
+Exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte, en octobre 2015, près de 2000 planètes ont été détectées et plus de 3000 candidats supplémentaires sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
+
+Les chercheurs ont également découvert des systèmes multiples. Le premier système où plusieurs planètes ont été détectées est Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède, précédant 55 Cancri[54].
+
+Au départ, la majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, dont certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.
+
+Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la NASA et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.
+
+En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[55]. Selon Garik Israelian, « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.
+
+Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[56].
+
+À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes ont été découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[41]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[57].
+
+Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
+
+Ainsi, jusqu'à la première photographie optique par imagerie infrarouge de l'exoplanète 2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
+
+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
+
+Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
+
+Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.
+
+Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
+
+Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.
+
+Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie. La méthode par transit consiste à détecter l’exo-planète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
+
+Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.
+
+Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.
+
+Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
+
+C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
+
+Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.
+
+La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).
+
+Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
+
+Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.
+
+Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.
+
+Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.
+
+Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
+
+Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
+
+Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
+
+L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
+
+La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.
+
+D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.
+
+La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2004 à l'aide du VLT[58]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil[59]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799[60].
+
+Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planètes selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.
+
+Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
+
+La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200[61]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.
+
+Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[62],[63].
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+Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1 700.
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+Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes, 463 systèmes multiples, 450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et 92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
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+Au 23 février 2019 on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont 654 multiples[1].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/3014.html.txt

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+Le sens premier du mot étoile est celui d'un point lumineux dans le ciel nocturne, et par extension, des figures géométriques représentant des rayons partant d'un centre (voir le symbole de l'étoile). En astronomie, la signification scientifique plus restreinte d'étoile est celle d'un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons[1]. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le cœur — permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l'étoile.
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+La plupart des étoiles se situent sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, où les étoiles produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de l'hydrogène en hélium, par des mécanismes de fusion nucléaire comme le cycle carbone-azote-oxygène ou la chaîne proton-proton.
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+Pendant une grande partie de son existence, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de rayonnement pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à dilater l'astre. À la fin de cette phase, marquée par la consommation de la totalité de l'hydrogène, les étoiles de la séquence principale se dilatent et évoluent en étoiles géantes, qui obtiennent leur énergie d'autres réactions nucléaires, comme la fusion de l'hélium en carbone et oxygène.
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+Une étoile rayonne dans tout le spectre électromagnétique, au contraire de la plupart des planètes[Note 1] (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
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+Le Soleil est une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.
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+Historiquement, les étoiles sont les points lumineux du ciel visibles uniquement la nuit et fixes les uns par rapport aux autres, par opposition aux planètes qui suivent des trajectoires errantes dans le ciel nocturne au cours de l'année. Les anciens avaient une connaissance approfondie de la répartition des étoiles dans le ciel : ils les utilisaient pour la navigation et attribuaient des noms à certaines d'entre elles ainsi qu'aux formes qu'elles dessinent, les constellations. Cependant ils ignoraient tout de leur nature exacte, pensant souvent qu'il s'agissait d'orifices percés à travers la sphère céleste[Note 2].
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+C'est seulement avec l'essor de l'astronomie moderne que les étoiles ont pu être comprises comme des objets de même nature que le Soleil mais situés à des distances considérablement plus grandes. Cette hypothèse fut énoncée pour la première fois par Giordano Bruno au XVIe siècle avant d'être confirmée expérimentalement en 1838 avec la première mesure de parallaxe réalisée par Friedrich Wilhelm Bessel, ainsi que par les observations spectrométriques effectuées grâce à l'appareil inventé en 1814 par l'opticien Joseph von Fraunhofer.
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+Une étoile est un objet céleste en rotation, de forme a priori sphérique[2], constitué essentiellement de plasma, et dont la structure est modelée par la gravité. Lors de sa formation, une étoile est essentiellement composée d’hydrogène et d’hélium. Durant la majeure partie de son existence, son cœur est le siège de réactions de fusion nucléaire, dont une partie de l’énergie est rayonnée sous forme de lumière ; la matière qui la compose s’en trouve presque complètement ionisée.
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+Le Soleil est l’étoile la plus proche de la Terre, l’énergie qu’il rayonne y permet le développement de la vie. Il apparaît bien plus lumineux que toutes les autres étoiles en raison de sa proximité : la seconde étoile la plus proche de la Terre, Proxima du Centaure, est 250 000 fois plus éloignée. Sauf en cas exceptionnel comme une éclipse, les autres étoiles ne sont visibles que la nuit lorsque leur éclat n’est pas noyé par celui du ciel diurne, résultant lui-même de la diffusion de l’éclairement solaire.
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+Les étoiles sont regroupées au sein de galaxies. Une galaxie typique, comme la nôtre, la Voie lactée, contient plusieurs centaines de milliards d’étoiles. Au sein des galaxies, les étoiles peuvent être liées dans des systèmes multiples (quelques étoiles) ou des amas (plusieurs dizaines à quelques centaines de milliers d’étoiles).
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+La sphère céleste fait également apparaître des groupements d’étoiles, les constellations ; il s’agit en fait d��une illusion optique due à l’effet de projection. Les étoiles composant une constellation sont généralement situées à des distances très différentes de la Terre.
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+Une étoile possède une masse comprise entre 0,07 et 300 fois environ celle du Soleil (elle-même égale à 300 000 fois celle de la Terre, soit environ 2 × 1030 kg). Les astres de masse plus faible ne permettent pas l’amorçage des réactions de fusion nucléaire de l’hydrogène, alors que les étoiles de masse plus élevée sont sujettes à des instabilités entraînant une perte de masse. La durée de vie d’une étoile est essentiellement déterminée par la vitesse à laquelle se produisent les réactions nucléaires : plus la masse de l’étoile est élevée, plus les réactions nucléaires sont rapides et la durée de vie de l’étoile est brève. Les étoiles les plus massives ont une durée de vie de quelques millions d’années seulement, les moins massives, de plus de mille milliards d’années. Une étoile comme le Soleil a une durée de vie de l’ordre de 10 milliards d’années.
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+La formation d’étoiles est due à l’effondrement d’un nuage de gaz et à sa fragmentation possible en plusieurs proto-étoiles, lesquelles s’échauffent à mesure qu’elles se contractent. La température atteint alors une valeur telle que le cœur « s’allume » : l’hydrogène fusionne en hélium, fournissant l’énergie qui arrête l’effondrement. L’étoile entre alors dans la séquence principale dans laquelle elle passe la majeure partie de son existence. L’énergie produite par cette conversion est progressivement évacuée par l’étoile à la fois par convection et par rayonnement et s’échappe finalement de la surface de l’étoile sous forme de rayonnement, de vents stellaires et de neutrinos. Son évolution ultérieure dépend essentiellement de sa masse. Plus celle-ci est élevée, plus l’étoile est en mesure d’amorcer des réactions de fusion avec des éléments chimiques de plus en plus lourds. Elle peut ainsi synthétiser du carbone, puis de l’oxygène, du néon, etc. La quasi-totalité des éléments plus lourds que l’hélium est produite dans les étoiles (on parle de nucléosynthèse stellaire) dans les derniers stades de leur évolution. Si une étoile est suffisamment massive pour synthétiser du fer, alors elle est vouée à connaître une fin paroxystique sous forme de supernova : son cœur implose et ses couches externes sont disloquées par le processus. Le résidu laissé par l’implosion du cœur est un objet extrêmement compact, qui peut être soit une étoile à neutrons, éventuellement détectable sous la forme d’un pulsar, soit un trou noir. Les étoiles moins massives connaissent une fin de vie moins violente : elles perdent peu à peu la majeure partie de leur masse, qui forme par la suite une nébuleuse planétaire, et voient leur cœur se contracter lentement pour former une naine blanche.
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+La nuit, les étoiles apparaissent à l’œil nu sous la forme de points (à cause de leur éloignement) brillants de couleur blanche, parfois aussi rouge, orangée ou bleue — généralement scintillants et sans mouvement apparent immédiat par rapport aux autres objets fixes de la voûte céleste. Le phénomène de scintillation est dû à l’extrême petitesse de la taille angulaire des étoiles (quelques millisecondes d’arc voire moins), qui est inférieure à celle de la turbulence atmosphérique. À l’inverse, les planètes, bien qu’apparaissant comme des points, ont en réalité une taille angulaire suffisante pour ne pas être soumises au phénomène de scintillation. Si les étoiles se déplacent les unes par rapport aux autres, ce mouvement propre est très faible, même pour les étoiles les plus proches, n’excédant pas quelques secondes d’arc par an, ce qui explique leur apparente immobilité les unes par rapport aux autres.
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+Le jour, le Soleil domine et sa lumière, diffusée par la couche atmosphérique, occulte celle des étoiles. Mais l’astre le plus brillant visible depuis la Terre est bien lui-même une étoile.
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+Le Soleil semble beaucoup plus gros que toutes les autres étoiles car celles-ci sont bien plus éloignées : l’étoile la plus proche de la Terre après le Soleil, Proxima du Centaure, est située à environ quatre années-lumière de nous, soit près de 270 000 fois la distance qui nous sépare du Soleil (l’unité astronomique).
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+Selon les conditions d’observation, le nombre d’étoiles visibles à l’œil nu varie fortement et peut atteindre plusieurs milliers dans les cas les plus favorables. Hormis le Soleil et Sirius — et encore, uniquement dans d’excellentes conditions d’observation — les étoiles sont trop peu brillantes pour être observables en plein jour (sauf lors des éclipses totales de Soleil et lors de phénomènes temporaires comme les novae ou les supernovae). L’éclat des étoiles est quantifié par une grandeur appelée magnitude apparente. Pour des raisons historiques, la magnitude est d’autant plus petite que l’astre est brillant : l’astronome de la Grèce antique Hipparque avait classifié les étoiles en astres de première grandeur pour les plus brillants, seconde grandeur pour les suivants, et ainsi de suite jusqu’à cinquième grandeur. La définition mathématique précise de la magnitude apparente reprend essentiellement cette classification, avec les étoiles les plus brillantes dotées d’une magnitude proche de 0 (à l’exception de Sirius, de magnitude -1,5 et de Canopus, de magnitude -0,7) et les plus faibles d’une magnitude supérieure à 6. Un écart de 1 en magnitude correspond à un rapport de luminosité de 2,5 environ, un écart de 5 à un rapport de 100. Le Soleil a une magnitude apparente de -26,7, c’est-à-dire que vu de la Terre, il est environ 10 milliards de fois plus brillant que Sirius.
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+Les étoiles semblent associées en figures géométriques plus ou moins simples, les constellations ; il s’agit d’un simple effet d’optique. Les structures stellaires réelles sont des amas (rassemblant quelques milliers d’étoiles) ou des galaxies (rassemblant de l’ordre du milliard d’étoiles).
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+L’observation à l’œil nu a été la première forme d’astronomie.
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+Les étoiles sont longtemps restées des points dans le ciel, et ce même vues à travers les plus puissants instruments de grossissement, tels que la lunette astronomique ou le télescope. C'est seulement à partir de la fin du vingtième siècle et du début du vingt-et-unième que la résolution angulaire des meilleurs instruments est devenue inférieure à la seconde d'arc et s'est donc avérée suffisante pour apercevoir des structures autour de certaines étoiles ainsi que pour distinguer ces étoiles comme un disque et non comme un point. Cependant encore de nos jours l'écrasante majorité des étoiles reste inaccessible à une telle observation directe.
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+L'essentiel des observations stellaires se concentrent donc sur des données relatives à leur spectre électromagnétique, leur luminosité ou leur polarisation, mesurées respectivement à l'aide du spectrographe, du photomètre et du polarimètre.
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+Après l’œil, les détecteurs utilisés furent les plaques photographiques puis les détecteurs numériques comme le CCD.
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+L'étude des étoiles comporte aussi celle du Soleil, qui lui peut être observé en détail, mais avec un équipement approprié, notamment de puissants filtres. L'observation du soleil est une activité potentiellement dangereuse pour l'œil et pour le matériel : elle ne doit être pratiquée que par un public averti et compétent.
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+Pour repérer les étoiles et faciliter le travail des astronomes, de nombreux catalogues ont été créés. Parmi les plus célèbres, citons le catalogue Henry Draper (HD) et le Bonner Durchmusterung (BD). Les étoiles y sont rangées par leurs coordonnées, alpha (ascension droite) et delta (déclinaison) et un numéro leur est attribué : par exemple, HD 122653 (célèbre géante de Population II, très déficiente en métaux).
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+Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :
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+La masse est une des caractéristiques les plus importantes d’une étoile. En effet, cette grandeur détermine sa durée de vie ainsi que son comportement pendant son évolution et la fin de sa vie : une étoile massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite.
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+Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 300 fois la masse du Soleil, soit (très) près de 2 × 1030 kilogrammes (deux milliards de milliards de milliards de tonnes). En dessous de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l’astre ainsi formé est une naine brune. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Jusqu’à peu, on pensait que la masse d’une étoile ne pouvait excéder 120 à 150 fois la masse solaire mais la récente découverte d’une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du Soleil a rendu cette hypothèse caduque[3].
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+Les étoiles ayant la plus petite masse observée (1/20e de masse solaire) sont les naines rouges, qui fusionnent très lentement l'hydrogène en hélium.
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+En dessous, il y a les naines brunes qui enclenchent juste la fusion du deutérium à leur formation.
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+La masse d'une étoile est limitée par les circonstances du processus de formation et par sa stabilité sur la séquence principale, essentiellement par le taux d'éjection du vent stellaire.
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+Les étoiles les plus massives ont généralement une masse d'environ 50 à 80 masses solaires.
+Les étoiles encore plus massives sont instables car la gigantesque pression de rayonnement qui règne en leur centre provoque l'expulsion « rapide » de la matière qui les constitue, diminuant ainsi significativement leur masse durant leur « brève » séquence principale.
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+On pense que la première génération d'étoiles de l'Univers, celles de la population III, furent des étoiles principalement géantes, typiquement plus de 100 masses solaires, jusqu'à 1 000 masses solaires. Elles purent exister (et se maintenir durant leur « courte » séquence principale), car leur métallicité était pour ainsi dire nulle et les ions « métalliques » sont bien plus sensibles à la pression de rayonnement que l'hydrogène et l'hélium ionisés. Une bonne partie d'entre elles finissent en hypernovas.
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+En janvier 2004, Stephen Eikenberry de l'université de Californie, a annoncé avoir trouvé l'étoile la plus massive jamais observée : LBV 1806-20. Il s'agit d'une étoile très jeune qui ferait au moins 150 masses solaires. En juillet 2010, une équipe internationale d'astronomes annonce la découverte avec le VLT au Chili de l'étoile R136a1 dans la nébuleuse de la Tarentule qui serait 265 fois plus massive que le Soleil. Selon le professeur Paul Crowther de l'Université de Sheffield elle fait 320 fois la masse du Soleil[4].
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+La détermination de la masse d’une étoile ne peut se faire de façon précise que lorsqu’elle appartient à un système binaire par l’observation de son orbite. La troisième loi de Kepler permet alors de calculer la somme des masses des deux étoiles de la binaire à partir de sa période et du demi-grand axe de l’orbite décrite et de la distance de la Terre à l’étoile double observée. Le rapport des masses est obtenu par la mesure de la vitesse radiale des deux étoiles de la binaire. La connaissance de la somme et du rapport des masses permet de calculer la masse de chaque étoile. C’est la technique la plus précise.
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+D’autres estimations sont possibles pour des étoiles non binaires (simples) en utilisant la détermination spectroscopique de la gravité de surface et la mesure du rayon de l’étoile par interférométrie. Enfin, si l’étoile est observée de façon précise en photométrie et si sa distance, sa composition chimique et sa température effective sont connues, il est possible de la positionner dans un diagramme de Hertzsprung-Russell (noté HR) qui donne immédiatement la masse et l’âge de l’étoile (théorème de Vogt-Russell).
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+Comparativement à notre planète (12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le Soleil a un diamètre d’environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des centaines de fois supérieur à ce dernier.
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+Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.).
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+Des interféromètres comme celui du VLT de l’ESO au Chili ou CHARA en Californie permettent la mesure directe du diamètre des étoiles les plus proches.
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+La composition chimique de la matière d’une étoile ou d’un gaz dans l’Univers est généralement décrit par trois quantités en nombre de masse : X l’hydrogène, Y l’hélium et Z la métallicité. Ce sont des grandeurs proportionnelles satisfaisant la relation : X + Y + Z = 1.
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+La métallicité est la quantité (mesurée en nombre, ou généralement par masse) des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile (ou plutôt sa surface). Le Soleil possède une métallicité (notée Z) de 0,02 : 2 % de la masse du Soleil est composée d’éléments qui ne sont ni de l’hydrogène, ni de l’hélium. Pour le Soleil, ce sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer. Bien que cela semble faible, ces deux pour cent sont pourtant très importants pour évaluer l’opacité de la matière de l’étoile, qu’elle soit interne ou dans son atmosphère. Cette opacité contribue à la couleur, à la luminosité et à l’âge de l’étoile (voir diagramme de Hertzsprung-Russell et théorème de Vogt-Russell).
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+L’opacité est directement liée à la capacité de l’étoile à produire un vent stellaire (cas extrême des étoiles Wolf-Rayet).
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+La magnitude mesure la luminosité d’une étoile ; c’est une échelle logarithmique de son flux radiatif. La magnitude apparente dans un filtre donné (ex. : le visible noté mv), qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, se distingue de la magnitude absolue, qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue est directement liée à la luminosité de l’étoile à condition de tenir compte d’une correction dite bolométrique (notée BC). L’introduction de l’échelle logarithmique des magnitudes vient du fait que l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation (loi de Pogson).
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+La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont représentées : bleu, jaune, rouge (les étoiles vertes n’existent pas). L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles[Quand ?], quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes températures.
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+La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M[Note 3]. Le Soleil, par exemple, est de type spectral G.
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+Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile. 
+Les étoiles O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis (Rigel) ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris (Sirius) ou α Lyrae (Véga) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le Soleil ; les étoiles K sont orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis (Bételgeuse).
+
+On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.
+
+La rotation du Soleil a été mise en évidence grâce au déplacement des taches solaires. Pour les autres étoiles, la mesure de cette vitesse de rotation (plus précisément, la vitesse mesurée est la projection de la vitesse de rotation équatoriale sur la ligne de visée), s’obtient par spectroscopie. Elle se traduit par un élargissement des raies spectrales.
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+Ce mouvement de rotation stellaire est un reliquat de leur formation à partir de l’effondrement du nuage de gaz. La vitesse de rotation dépend de leur âge : elle diminue au cours du temps, sous les effets conjugués du vent stellaire et du champ magnétique qui emportent une partie du moment cinétique de l’astre. Cette vitesse dépend également de leur masse et de leur statut d’étoile simple, binaire ou multiple. Une étoile n’étant pas un corps solide (c’est-à-dire rigide), elle est animée d’une rotation différentielle : la vitesse de rotation dépend de la latitude.
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+En 2011, le Very Large Telescope découvre VFTS 102, l’étoile à la plus grande vitesse de rotation jamais observée (seuls les pulsars peuvent tourner beaucoup plus rapidement), soit plus de deux millions de kilomètres par heure[5].
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+Le spectre d’une source lumineuse et donc d’une étoile est obtenu par des spectrographes qui décomposent la lumière en ses différentes composantes et les enregistrent par le biais de détecteurs (historiquement, des plaques photographiques et aujourd’hui[Quand ?] des détecteurs de type CCD). Cette décomposition de la lumière révèle la distribution de l’énergie lumineuse venant de l’étoile en fonction de la longueur d'onde. Elle permet de mettre en évidence des raies spectrales en émission et/ou en absorption révélant les conditions de température, de pression et d’abondances chimiques des couches externes de l’étoile.
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+Comme le Soleil, les étoiles sont souvent dotées de champs magnétiques. Leur champ magnétique peut avoir une géométrie relativement simple et bien organisée, ressemblant au champ d’un aimant comme le champ magnétique terrestre ; cette géométrie peut être aussi nettement plus complexe et présenter des arches à plus petite échelle. Le champ magnétique du Soleil, par exemple, possède ces deux aspects ; sa composante à grande échelle structure la couronne solaire et est visible lors des éclipses, tandis que sa composante à plus petite échelle est liée aux taches sombres qui maculent sa surface et dans lesquelles les arches magnétiques sont ancrées.
+
+Il est possible de mesurer le champ magnétique des étoiles à travers les perturbations que ce champ induit sur les raies spectrales formées dans l’atmosphère de l’étoile (l’effet Zeeman). La technique tomographique d’imagerie Zeeman-Doppler permet en particulier de déduire la géométrie des arches géantes que le champ magnétique dresse à la surface des étoiles.
+
+Parmi les étoiles magnétiques[7], on distingue d’abord les étoiles dites « froides » ou peu massives, dont la température de surface est inférieure à 6 500 K et dont la masse ne dépasse pas 1,5 masse solaire - le Soleil fait donc partie de cette classe. Ces étoiles sont « actives », c’est-à-dire qu’elles sont le siège d’un certain nombre de phénomènes énergétiques liés au champ magnétique, par exemple la production d’une couronne, d’un vent (dit vent solaire dans le cas du Soleil) ou d’éruptions. Les taches à la surface du Soleil et des étoiles témoignent également de leur activité ; comme les champs magnétiques, les taches des étoiles peuvent être cartographiées par des méthodes tomographiques. La taille et le nombre de ces taches dépendent de l’activité de l’étoile, elle-même fonction de la vitesse de rotation de l’étoile. Le Soleil, qui effectue un tour complet sur lui-même en 25 jours environ, est une étoile ayant une faible activité cyclique. Le champ magnétique de ces étoiles est produit par effet dynamo.
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+Il existe aussi des étoiles chaudes magnétiques. Mais contrairement aux étoiles froides, qui sont toutes magnétiques (à différents degrés), seule une petite fraction (entre 5 et 10 %) des étoiles chaudes (massives) possède un champ magnétique, dont la géométrie est en général assez simple. Ce champ n’est pas produit par effet dynamo ; il constituerait plutôt une empreinte fossile du magnétisme interstellaire primordial, capturé par le nuage qui va donner naissance à l’étoile et amplifié lors de la contraction de ce nuage en étoile. De tels champs magnétiques ont été baptisés « champs magnétiques fossiles ».
+
+À partir des différentes grandeurs mesurées et de simulations issues de différents modèles, il est possible de construire une image de l’intérieur d’une étoile, bien qu’il nous soit presque inaccessible — l’astérosismologie permettant littéralement de sonder les étoiles.
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+En l’état actuel de nos connaissances, une étoile est structurée en différentes régions concentriques, décrites ci-après à partir du centre.
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+Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du Soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins. Dans ces conditions extrêmes, la matière se trouve sous forme de plasma ; par effet tunnel, les noyaux d’hydrogène (protons) ou d’autres éléments chimiques atteignent des vitesses leur permettant de vaincre leur répulsion électrique et de fusionner : par exemple, dans les chaînes nucléaires dites proton-proton (ou PP1, PP2…), les protons fusionnent par groupe de quatre pour donner un noyau d’hélium, composé de deux protons et de deux neutrons. Il se produit alors un dégagement d’énergie selon les réactions suivantes :
+
+D’autres réactions thermonucléaires existent dans le centre des étoiles et contribuent plus ou moins à la production d’énergie.
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+Une partie de l’énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l’extérieur, car un plasma est opaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.
+
+L’énergie libérée par les réactions de fusions nucléaires dans le noyau de l’étoile se transmet aux couches externes par rayonnement. Dans les étoiles peu massives et évoluant sur la séquence principale, cette zone radiative est surmontée d’une zone convective externe ; dans les naines rouges, la zone radiative a entièrement disparu au profit de la zone convective. Dans le Soleil, le rayonnement produit dans la partie centrale met près d’un million d’années à traverser la zone radiative au terme d'un mouvement brownien.
+
+Au contraire de la zone précédente, l’énergie se transmet par des mouvements macroscopiques de matière : soumise à un gradient de température décroissant vers la surface, le fluide développe une convection de type Rayleigh-Bénard. Cette zone convective est plus ou moins grande : pour une étoile sur la séquence principale, elle dépend de la masse et de la composition chimique ; pour une géante, elle est très développée et occupe un pourcentage important du volume de l’étoile ; pour une supergéante, cette zone peut atteindre les trois quarts du volume de l’étoile, comme pour Bételgeuse. Dans les étoiles de très faible masse (naines rouges) ou dans les protoétoiles en formation de faible masse (étoiles de type T Tauri), la zone convective occupe la totalité du volume de l’étoile ; dans les étoiles plus massives que deux fois la masse du Soleil, la zone convective externe disparaît (laissant la place à la zone radiative) mais la convection subsiste au cœur de l’étoile.
+
+C’est dans la zone convective externe que sont produits les champs magnétiques de type dynamo des étoiles froides comme le Soleil et les naines rouges.
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+La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 % du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dixièmes du rayon de l’étoile pour les géantes les plus grandes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le Soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres.
+
+La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du Soleil. Elle est due à la présence d’un champ magnétique, produit dans la zone convective ; on peut l’observer lors des éclipses de Soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome Jules Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au Soleil (Hélios) : l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs magnétiques et donc des couronnes.
+
+Le théorème de Vogt-Russell peut s’énoncer ainsi : si en tous points d’une étoile la connaissance des valeurs de la température, de la densité et de la composition chimique du plasma interne sont suffisantes pour calculer la pression, l’opacité du plasma et le taux d’énergie produit, alors la masse et la composition chimique de l’étoile sont suffisantes pour décrire la structure de celle-ci. Il en résulte les relations masse-rayon ou masse-luminosité des étoiles.
+
+La vie d'une étoile peut se décomposer en plusieurs phases principales :
+
+Après la phase finale, le résidu de l'étoile est une naine blanche, une étoile à neutrons ou un trou noir.
+
+L'analyse spectrale du rayonnement d’une étoile révèle certaines de ses caractéristiques, et par conséquent permet de déterminer le stade d'évolution où elle est parvenue. Le diagramme de Hertzsprung-Russell est souvent utilisé pour situer une étoile au cours de son évolution[8]. Selon leurs masses initiales (souvent exprimées en masses solaires), les étoiles peuvent suivre différentes évolutions[9],[10].
+
+Les étoiles naissent, souvent en groupe, à partir de l'effondrement gravitationnel d’un nuage interstellaire de gaz et de poussière[11], comme un nuage moléculaire ou une nébuleuse (telle que la nébuleuse d'Orion ou la nébuleuse de l'Aigle). Elles forment ainsi des amas stellaires.
+
+Les nuages moléculaires, s'étendant sur des centaines d'années lumières, peuvent atteindre plusieurs millions de masses solaires[9]. La stabilité d'un nuage est maintenue par des champs magnétiques et des mouvements turbulents, qui lui évitent de s'effondrer sur lui-même[12]. Cependant, dans les régions les plus denses et les plus froides (de l'ordre de 10 K), la stabilité du nuage peut être rompue[9] (parfois lors du passage d'une onde de densité venant d'un bras de galaxie ou d'une supernova). Cette instabilité gravitationnelle déclenche la phase d'effondrement. Il s'agit d'une série de fragmentations et de contractions du nuage en plusieurs blocs, de plus en plus petits et denses, qui finissent par former des protoétoiles enveloppées de nuages opaques de gaz et de poussière[11].
+
+La poussière et le gaz autour d’une protoétoile se dispersent et s'aplatissent sous l’effet d’une rotation naissante pour former un disque protostellaire, dans lequel se créent d’éventuelles planètes[11].
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+Au sein de la protoétoile, la contraction de gaz se poursuit et entraîne son échauffement (en convertissant l’énergie gravitationnelle en énergie thermique). Au cours de son échauffement, la protoétoile émet un rayonnement infrarouge avant de devenir visible. Elle entre dans la pré-séquence principale. Dans le diagramme de Hertzsprung-Russell, la protoétoile se manifeste d'abord dans la région des géantes rouges et sa luminosité diminue rapidement, pendant que sa température augmente : elle descend la ligne de Hayashi[9],[13]. Au centre de la protoétoile, lorsque la température atteint environ un million de degrés (10⁶ K), la fusion du deutérium commence (c'est la première fusion nucléaire au sein de la protoétoile)[14]. Puis à une dizaine de millions de degrés (10⁷ K) la température est suffisante pour déclencher la chaîne proton-proton (fusion de l’hydrogène en hélium)[12]. Lors de cette phase la contraction cesse : la pression cinétique due à l’agitation thermique des particules et la pression radiative sont suffisamment importantes pour contrebalancer la pression gravitationnelle. La protoétoile devient alors une étoile à part entière, située sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell[9] .
+
+Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.
+
+Durant cette période, l’antagonisme énergie libérée / gravitation concourt à la stabilité de l’astre : si le flux d’énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s’ensuit accélère le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraîne une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête. Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow »[réf. à confirmer] : c’est une sorte de thermostat stellaire.
+
+Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. La pression de rayonnement maintenue par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova, voire hypernova) suivie de la formation d’une étoile à neutrons (pulsar, magnétar, etc.) voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.
+
+Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité.
+Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I. Les naines par exemple (dont le Soleil) sont classées V. Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface. On distingue ainsi les naines noires, brunes, rouges, jaunes et blanches, les géantes rouges et bleues, les supergéantes rouges, les étoiles à neutrons et les trous noirs. Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et passe d’une catégorie à une autre.
+
+Les naines brunes ne sont pas des étoiles, mais des objets substellaires qualifiés parfois d'« étoiles manquées ». Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nécessaire pour qu’une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.
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+Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles, car les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les moins massives d’entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entièrement convectives. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges.
+
+La plus proche voisine du Soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire le plus proche du Système solaire, l’étoile de Barnard étant aussi une naine rouge.
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+Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse  —, dévoile une naine blanche.
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+Le Soleil est une naine jaune typique.
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+La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, et tandis que le centre de l’étoile se contracte sous l'effet de l'accroissement de sa gravitation interne, ses couches externes gonflent sous l'effet de l'énergie dégagée par la fusion d'Hélium, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint, sa taille et donc son énergie gravitationnelle étant insuffisante pour déclencher les réactions de fusion de l'oxygène. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.
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+Sur le diagramme HR, au-delà d'une certaine luminosité, les étoiles prennent successivement les noms de géante, de géante lumineuse, de supergéante et d'hypergéante.
+Dans le cas des étoiles géantes, lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors selon sa masse une géante rouge ou une supergéante rouge.
+
+L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : titane, chrome, fer, cobalt, nickel, etc. À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.
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+Les étoiles géantes lumineuses sont des étoiles de classe de luminosité II.
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+Les supergéantes et les hypergéantes sont quant à elles les étoiles les plus massives et lumineuses de l'univers observable.
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+Une étoile variable lumineuse bleue est une hypergéante bleue à luminosité variable qui expulse occasionnellement de grande quantité de matière.
+Elle peut évoluer en étoile Wolf-Rayet et finalement terminer en supernova.
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+Les étoiles Wolf-Rayet sont des étoiles très massives en fin de vie qui expulsent de très grandes quantités de matière sous forme de vents solaires à haute vitesse si intenses qu'ils forment un nuage autour de celle-ci. Ainsi on ne peut observer directement sa surface comme pour les autres étoiles mais seulement la matière qu'elle éjecte. Elles ont une durée de vie très brève de seulement quelques millions d'années, avant d'exploser en supernovæ.
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+Les étoiles de population III sont un type d'étoiles extrêmement massives et lumineuses, observées pour la première fois en 2015 dans la galaxie CR7[15], constituées exclusivement d'éléments légers (hydrogène et hélium, avec peut-être un peu de lithium), qui seraient les premières étoiles formées au commencement de l'Univers, environ 400 millions d'années après le Big Bang.
+
+Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le Soleil ayant (par définition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles « mortes » puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche (voir Loi de Wien). Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.
+
+Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’un éléphant, soit environ 1 t·cm-3. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du Soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.
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+Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est largement pulvérisée en nébuleuse. C’est le type Ia des supernovas thermonucléaires.
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+Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.
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+Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur surface émissive fortement réduite (de la taille d'une planète tellurique) comparée à leur masse (de l'ordre de celle du Soleil). Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.
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+L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.
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+Après sa mort, le Soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.
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+Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du Soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de 10 masses solaires dont le cœur s’est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées, comparables à celles du noyau atomique.
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+Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l’étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons[Note 4]. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.
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+Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.
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+Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.
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+Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le Soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,01 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.
+
+Les étoiles se forment rarement seules. Lorsqu’un nuage de gaz (proto-stellaire) donne naissance à un amas d’étoiles, l’ensemble des étoiles de cet amas ne semble pas se distribuer au hasard, mais semble suivre une loi de distribution dite fonction de masse initiale (abrégé IMF en anglais), dont on sait peu de chose actuellement ; elle rend compte de la proportion d’étoiles en fonction de leur masse. On ne sait pas si cette fonction IMF dépend de la composition chimique du nuage proto-stellaire. La fonction la plus adoptée actuellement a été proposée par Edwin Salpeter et semble donner des résultats satisfaisants pour l’étude des amas de la Galaxie.
+
+Les systèmes binaires sont constitués de deux étoiles liées gravitationnellement
+et orbitant l’une autour de l’autre. L’élément le plus brillant est dit primaire et le moins brillant, secondaire. Lorsqu’un système comporte plus de deux composantes il est qualifié de système stellaire multiple.
+
+Les systèmes binaires peuvent être détectés par imagerie, lorsque le télescope parvient à résoudre la paire ; dans ce cas la binaire est dite visuelle. Dans d’autres cas, les deux compagnons ne peuvent être résolus, mais le décalage Doppler-Fizeau des raies spectrales permet de détecter le mouvement orbital de l’une ou des deux étoiles. Dans ce cas, la binaire est dite spectroscopique. Si un seul spectre est visible et varie on parle de binaire SB1, si le spectre des deux étoiles est bien visible on parle de binaire SB2. Il est également possible de détecter le mouvement apparent dans le ciel de l’étoile binaire, qui correspond au mouvement orbital de l’étoile primaire si le secondaire est très peu lumineux ; dans ce cas, la binaire est dite astrométrique. On parle enfin de binaire interférométrique lorsque le secondaire est détecté par interférométrie.
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+L’astronomie amateur parle de binaire apparente lorsque deux étoiles éloignées dans l’espace et non liées gravitationnellement se trouvent proches dans le ciel par effet de perspective.
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+Les amas stellaires sont des regroupements locaux d’étoiles liées gravitationnellement et formées en même temps. De ce fait, ils constituent une population de référence pour étudier la durée de vie d’une étoile en fonction de sa taille (voir diagramme de Hertzsprung-Russell). On peut s’en servir pour déterminer l’âge des plus vieilles populations d’étoiles de notre Galaxie.
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+On distingue les amas ouverts (AO) constitués de quelques dizaines à quelques milliers d’étoiles et généralement de forme quelconque et les amas globulaires (AG) constitués de plusieurs milliers à plusieurs millions d’étoiles.
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+Les AO sont jeunes, de quelques dizaines à quelques centaines de millions d’années. Parmi les plus vieux, M67 (4,6 milliards d’années comme le Soleil) est aussi parmi les plus gros. Dans notre galaxie, les AO sont riches en métaux (typiquement comme le Soleil). Les AG sont de forme sphérique d’où leur nom. Leurs étoiles sont pauvres en métaux et ils comptent parmi les objets les plus vieux de la Galaxie. Ils se répartissent dans le sphéroïde de la Galaxie qu’on appelle le halo. Leur âge est compris entre environ 10 et 13,5 milliards d’années. Omega du Centaure est parmi les plus gros. Sa population stellaire n’est pas unique ce qui montre qu’il a eu une origine étalée dans le temps permettant la formation de plusieurs d’entre elles (au moins trois). Il est considéré comme pouvant être le résidu d’une galaxie naine ayant été capturée par la Voie lactée. NGC 6397 est au contraire un amas à population stellaire unique avec une abondance en métaux d’un centième de celle du Soleil. L’AG le plus pauvre en métaux connu est M92 avec presque un millième de l’abondance solaire.
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+Les associations stellaires sont semblables aux amas, à ceci près qu’elles ne constituent pas un système lié gravitationnellement. Aussi les associations se dispersent-elles au bout d’un certain temps. Exemple d’association : les associations O-B constituées principalement d’étoiles très massives et très chaudes. On peut les considérer comme des petits amas ouverts très jeunes présentant encore beaucoup de gaz ionisé dans le voisinage des étoiles. On les rencontre dans notre Galaxie principalement dans les bras.
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+Une galaxie est un vaste ensemble d’étoiles. Les galaxies diffèrent des amas par leur taille (plusieurs centaines de milliards d’étoiles contre quelques milliers à quelques millions pour les amas stellaires), leur organisation et leur histoire.
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+En observant le ciel nocturne, l’être humain a imaginé que les étoiles les plus brillantes pouvaient constituer des figures. Ces regroupements diffèrent généralement d’une époque à une autre et d’une civilisation à une autre. Les figures devenues traditionnelles, souvent en rapport avec la mythologie grecque, sont appelées constellations.
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+Les étoiles d’une constellation n’ont a priori rien en commun, si ce n’est d’occuper, vues de la Terre, une position voisine dans le ciel. Elles peuvent être très éloignées les unes des autres. Toutefois, l’Union astronomique internationale a défini une liste normalisée des constellations, attribuant à chacune une région du ciel, afin de faciliter la localisation des objets célestes.
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+Les étoiles peuvent être accompagnées de corps gravitant autour d’elles. Ainsi, le Système solaire est composé d’une étoile centrale, le Soleil, accompagné de planètes, comètes, astéroïdes.
+Depuis 1995, plusieurs milliers d'exoplanètes ont été découvertes autour d’autres étoiles que le Soleil, faisant perdre au Système solaire son caractère supposé unique. Tous ces systèmes planétaires sont découverts de façon indirecte. La première étoile autour de laquelle des planètes ont été révélées par des mesures vélocimétriques est 51 Peg (observations réalisées à l’OHP avec le spectrographe ÉLODIE). De nombreux autres systèmes planétaires ont depuis été découverts. En raison des limitations actuelles de détection, ils présentent des caractéristiques semblables, avec des planètes géantes sur des orbites très excentriques : on les nomme des « Jupiter chauds ». La majorité de ces étoiles sont plus riches en métaux que le Soleil. Les statistiques sur ces systèmes planétaires permettent de conclure que le Système solaire n’a pour l’instant pas d’équivalent. Depuis l’espace, la traque des systèmes planétaires par photométrie a commencé avec le satellite CoRoT (CNES). Celui-ci a été relayé en 2009 par le satellite américain Kepler.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3015.html.txt

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+Le kilogramme, dont le symbole est kg (en minuscules), est l'unité de base de masse dans le Système international d'unités (SI)[2].
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+Le kilogramme est la seule unité SI de base possédant un préfixe (« kilo », symbole « k » utilisé pour désigner le millier d'une unité) dans son nom. Quatre des sept unités de base du Système international sont définies par rapport au kilogramme, donc sa stabilité est importante.
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+Du temps où il était en vigueur, le prototype international du kilogramme était rarement utilisé ou manipulé. Des copies en étaient conservées par les laboratoires nationaux de métrologie autour du globe et lui ont été comparées en 1889, 1948 et 1989 pour des besoins de traçabilité. Le prototype international du kilogramme est commandé par la Conférence générale des poids et mesures (CGPM) sous l'autorité de la Convention du Mètre (1875), et est sous la garde du Bureau international des poids et mesures (BIPM) qui le conserve (au pavillon de Breteuil) au nom de la CGPM.
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+Après la constatation que la masse du prototype varie au cours du temps, le Comité international des poids et mesures (CIPM) recommande en 2005 de redéfinir le kilogramme en termes de constante fondamentale de la nature. Dans sa session de 2011, la CGPM convient que le kilogramme devrait être redéfini en fonction de la constante de Planck, mais constatant que les travaux existants à cette date ne permettent pas de mettre en œuvre le changement[3], reporte la décision finale à 2014 puis à la 26e CGPM, qui s'est tenue en 2018 à Paris. Celle-ci permet de figer quatre constantes physiques et de définir un nouveau système d'unités, c'est-à-dire de redéfinir effectivement le kilogramme ; ces définitions entrent en vigueur le 20 mai 2019[4],[5].
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+Le kilogramme peut désormais être réalisé à partir de la valeur fixée de la constante de Planck et à l'aide d'une balance de Kibble.
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+Le gramme est originellement défini en 1795 comme la masse d'un centimètre cube « d'eau pure » à 4 °C[a], faisant du kilogramme l'égal de la masse d'un litre d'eau pure. Le prototype du kilogramme, fabriqué en 1799 et sur lequel s'appuie le kilogramme jusqu'en mai 2019, possède une masse égale à celle de 1,000 025 L d'eau pure.
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+Depuis 1879 et jusqu'au 19 mai 2019, il est défini comme étant égal à la masse du prototype international du kilogramme déposé au BIPM au pavillon de Breteuil près de Paris[6].
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+Depuis le 20 mai 2019, il est défini en fixant la valeur numérique de « la constante de Planck, h, égale à 6,626 070 15 × 10−34 J.s, unité égale à kg.m2 s−1 », le mètre et la seconde ayant déjà été définis auparavant  en fixant « la fréquence de la transition hyperfine de l’état fondamental de l’atome de césium 133 non perturbé, ∆νCs, comme égale à 9 192 631 770 Hz » pour déterminer la seconde de façon aisément reproductible et précisément mesurable, et en fixant « la vitesse de la lumière dans le vide, c, comme égale à 299 792 458 m/s » pour déterminer également le mètre en fonction de la seconde de façon aisément reproductible et précisément mesurable.[7]. Cette nouvelle définition a été officiellement approuvée par le BIPM le 16 novembre 2018, lors de la 26e conférence générale des poids et mesures[8].
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+Le mot « kilogramme » est formé du préfixe « kilo », dérivant du grec ancien χίλιοι (chílioi) signifiant « mille »[9], et de « gramme », du grec ancien γράμμα (grámma) signifiant « petit poids »[10],[11]. Le mot « kilogramme » est écrit dans la loi française en 1795[12]. L'apocope « kilo » est une abréviation courante qui apparaît dès le XIXe siècle[13].
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+Le symbole du kilogramme est « kg ».
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+Le kilogramme est une unité de masse. Du point de vue physique, la masse est une propriété inertielle, décrivant la tendance d'un objet à conserver la même vitesse en l'absence d'une force extérieure. Selon les lois du mouvement de Newton, un objet de masse 1 kg accélère d'1 m/s2 quand on lui applique une force d'1 newton.
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+Si le poids d'un système dépend de la force locale de la gravité, sa masse est invariante (tant qu'il ne se déplace pas à des vitesses relativistes[b]). En conséquence, pour un astronaute en micropesanteur, aucun effort n'est nécessaire pour maintenir un objet au-dessus du plancher : il est sans poids. Toutefois, comme les objets en micropesanteur conservent leur masse et donc leur inertie, un astronaute doit exercer une force dix fois plus importante pour donner la même accélération à un objet de 10 kg qu'à un objet d'1 kg.
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+Comme sur Terre, le poids d'un objet est proportionnel à sa masse, sa masse en kilogramme est généralement mesurée en comparant son poids à celui d'un objet standard dont la masse est connue en kilogramme, à l'aide d'une balance. Le rapport de la force de gravitation exercée sur les deux objets est égal au rapport de leur masse.
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+Le kilogramme sous-tend une grande partie du Système international d'unités tel qu'il est actuellement défini et structuré. Par exemple :
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+Cette chaîne de dépendance se succède sur plusieurs unités de mesure SI. Par exemple :
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+La magnitude des unités principales d'électricité (coulomb, volt, tesla et weber) est donc déterminée par le kilogramme, tout comme celle des unités de lumière, la candela étant définie grâce au watt et définissant à son tour le lumen et le lux. Si la masse du prototype international du kilogramme venait à changer, toutes ces unités varieraient en conséquence.
+
+Comme la magnitude de nombreuses unités SI est définie par la masse d'un objet de métal de la taille d'une balle de golf et vieux de plus de 130 ans, la qualité du prototype international est protégée avec application afin de préserver l'intégrité du système. Cependant, en dépit de la meilleure intendance, la masse moyenne de l'ensemble des prototypes et du prototype international a vraisemblablement divergé de plus de 5 µg depuis la troisième vérification périodique en 1989. De plus, les laboratoires de métrologie nationaux doivent attendre la quatrième vérification périodique pour confirmer cette tendance historique.
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+La définition des unités SI est toutefois différente de leur réalisation pratique. Par exemple, le mètre est défini comme la distance parcourue par la lumière pendant 1/299792458 de seconde. Sa réalisation pratique prend typiquement la forme d'un laser hélium-néon et la longueur du mètre est délinéée comme 1 579 800,298 728 longueurs d'onde de la lumière de ce laser. Si, par hasard, on réalisait que la mesure officielle de la seconde avait dérivé de quelques parties par million (elle est en réalité extrêmement stable, avec une reproductibilité de quelques parties pour 1015[14]), cela n'aurait aucun effet automatique sur le mètre car la seconde — et donc la longueur du mètre — est absorbée par le laser qui en assume la réalisation pratique. Les scientifiques calibrant les appareils continueraient à mesurer le même nombre de longueurs d'onde du laser jusqu'à ce qu'un accord soit conclu pour procéder différemment. Dans le cas de la dépendance du monde extérieur à la valeur du kilogramme, si on déterminait que la masse du prototype international avait changé, cela n'aurait aucun effet automatique sur les autres unités de mesure, leur réalisation pratique fournissant un niveau d'abstraction les isolant. Si la variation de masse était définitivement prouvée, une solution consisterait à redéfinir le kilogramme comme égal à la masse du prototype plus une valeur de compensation.
+
+Sur le long terme, la solution consiste à libérer le système SI du prototype international en développant une réalisation pratique du kilogramme qui puisse être reproduite dans différents laboratoires en suivant une spécification définie. Les unités de mesure dans ces réalisations pratiques possèdent leur magnitude précisément définie et exprimée en termes de constantes physiques fondamentales. Le kilogramme serait ainsi basé sur une constante universelle invariante. Actuellement, aucune alternative n'a encore atteint l'incertitude de 20 parties par milliard (environ 20 µg) requise pour faire mieux que le prototype. Toutefois, la balance du watt du National Institute of Standards and Technology approche de ce but, avec une incertitude démontrée de 36 µg[15].
+
+Le système métrique est créé en France à l'initiative de Charles-Maurice de Talleyrand-Périgord. Le 30 mars 1791, le gouvernement français ordonne à l'Académie des sciences de déterminer précisément la magnitude des unités de base du nouveau système. L'Académie partage la tâche en cinq commissions ; celle chargée de la détermination de la masse comprend initialement Antoine Lavoisier et René Just Haüy ; Lavoisier est guillotiné le 8 mai 1794 et Haüy est temporairement emprisonné, ils sont remplacés à la commission par Louis Lefèvre-Gineau et Giovanni Fabbroni.
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+Le concept d'utiliser une unité de volume d'eau pour définir une unité de masse est proposée par le philosophe anglais John Wilkins en 1668, afin de lier la masse et la longueur[17]. Le système métrique ayant par ailleurs défini le mètre, « qui a été adopté pour l'unité fondamentale de tout le système des mesures »[18], l'unité de poids qui en découle pouvait alors être le mètre cube d'eau d'une tonne (dont l'ordre de grandeur est celui des déplacements des navires), le décimètre cube d'un kilogramme (du même ordre de grandeur que la livre, d'usage courant sur les marchés pour peser les marchandises), le centimètre cube d'un gramme (du même ordre que le denier dans le système des poids de marc, poids des pièces monétaires courantes), ou le millimètre cube d'un milligramme (de l'ordre de la prime, utilisée pour les mesures de précision).
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+Le gramme est introduit par la loi du 18 germinal an III (7 avril 1795) ; il est défini comme « le poids absolu d'un volume d'eau pure ��gal au cube de la centième partie du mètre, et à la température de la glace fondante »[19]. Le choix de l'unité de base se porte donc sur le centimètre cube d'eau, le même décret prévoyant également dans ce système métrique universel une unité mesure monétaire, « l’unité des monnaies prendra le nom de franc, pour remplacer celui de livre usité jusqu'aujourd'hui »[18] : le choix du gramme comme unité de poids préparant la voie à un franc métrique universel[c].
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+Comme le commerce met en jeu des objets nettement plus massifs qu'un gramme, et comme un standard de masse constitué d'eau serait instable, un étalon provisoire est réalisé en métal, d'une masse 1 000 fois plus grande que le gramme : le kilogramme. Cet étalon provisoire est fabriqué en accord avec une mesure imprécise de la densité de l'eau réalisée auparavant par Lavoisier et Haüy, qui estiment que l'eau distillée à 0 °C a une masse de 18 841 grains dans l'ancien système des poids de marc[20].
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+Dans le même temps, une commission est nommée pour déterminer précisément la masse d'un litre d'eau[19]. Bien que le décret mentionne spécifiquement de l'eau à 0 °C, les études de Lefèvre-Gineau et Fabbroni montrent que l'eau est au plus dense à 4 °C et qu'un litre pèse à cette température 18 827,15 grains, 99,9265 % de la valeur imprécise mesurée précédemment par Lavoisier et Haüy[d],[21].
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+Le 22 juin 1799, un étalon en platine d'un kilogramme (nom originel, le grave), soit la masse d'un litre d'eau, est déposé (ainsi qu'un étalon du mètre) aux Archives de France. Le 10 décembre 1799, l'étalon est ratifié officiellement comme « kilogramme des Archives » et le kilogramme est défini comme égal à sa masse.
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+Le 20 mai 1875, la Convention du Mètre formalise un peu plus le système métrique. L'unité de masse est redéfinie comme « kilogramme » (et non « gramme »), qui devient ainsi la seule unité de base incluant un préfixe multiplicateur[22]. Un nouvel étalon en platine iridié de masse pratiquement identique au kilogramme des Archives doit être réalisé dès cette même année, mais la coulée est rejetée car la proportion d'iridium, 11,1 %, se situe en dehors des 9 - 11 % spécifiés. Le prototype international du kilogramme est l'un des trois cylindres réalisés en 1879. En 1883, sa masse est mesurée comme indifférenciable de celle du kilogramme des archives. Ce n'est qu'en 1889, lors de la première CGPM, que le prototype international du kilogramme définit la magnitude du kilogramme ; il est conservé depuis au pavillon de Breteuil en France[23],[24].
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+Les mesures modernes de la Vienna Standard Mean Ocean Water, une eau distillée pure avec une composition isotopique représentative de la moyenne des océans, montre qu'elle possède une masse volumique de 0,999 975 ± 0,000 001 kg/L à sa densité maximale (3,984 °C) sous une atmosphère standard (760 torr)[25],[26]. Ainsi, un décimètre-cube d'eau dans ces conditions n'est que 25 ppm moins massif que le prototype international du kilogramme (25 mg). La masse du kilogramme des Archives, réalisé il y a plus de deux siècles, est donc égale à celle d'un décimètre-cube d'eau à 4 °C à un grain de riz près.
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+La Convention du Mètre, signée le 20 mai 1875, formalise le système métrique (prédécesseur du Système international d'unités actuel) ; depuis 1889, il définit la magnitude du kilogramme comme égale à la masse du prototype international du kilogramme (PIK en abrégé, ou IPK pour l'anglais International Prototype of the Kilogram)[24],[2], surnommé le « grand K ».
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+Le PIK est constitué d'un alliage de 90 % de platine et 10 % d'iridium (proportions massiques), nommé « Pt-10Ir ». Il prend la forme d'un cylindre de 39,17 mm de hauteur et de diamètre afin de minimiser sa surface totale[27]. L'ajout d'iridium augmente fortement la dureté du platine tout en conservant certaines de ses propriétés : forte résistance à l'oxydation, très haute masse volumique (presque deux fois plus dense que le plomb et 21 fois plus que l'eau), conductivités électrique et thermique satisfaisantes, et faible susceptibilité magnétique. Le PIK et ses six copies sont stockés au Bureau international des poids et mesures, protégés chacun par trois cloches de verre scellées dans un coffre-fort spécial à « l'environnement contrôlé » dans la cave la plus basse du pavillon de Breteuil à Sèvres, dans la banlieue de Paris. Trois clés indépendantes sont nécessaires pour ouvrir ce coffre. Des copies officielles du PIK sont réalisées pour les États afin de servir de standards nationaux. Le PIK n'est extrait de son coffre que pour en réaliser des étalonnages tous les 50 ans environ (cette opération n'a eu lieu que trois fois depuis sa création), afin de fournir une traçabilité des mesures locales.
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+Le Bureau international des poids et mesures fournit à ses États membres des copies du PIK de forme et composition quasi identiques, destinées à servir de standards de masse nationaux. Par exemple, les États-Unis possèdent quatre prototypes nationaux :
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+Aucune des copies ne possède une masse exactement égale à celle du PIK : leur masse est calibrée et documentée avec des valeurs de décalage. Par exemple, en 1889, la masse du prototype américain K20 est déterminée comme égale à 39 µg de moins que le PIK (1 kg − 39 µg donc = 0,999 999 961 kg). Lors d'une vérification en 1948, sa masse est mesurée égale à 1 kg − 19 μg. La dernière vérification en 1999 lui détermine une masse identique à sa valeur initiale de 1889.
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+La masse de K4 a constamment décliné par rapport à celle du PIK, car les standards de vérification étant plus souvent manipulés, ils sont plus sujets aux éraflures et autres usures. En 1889, K4 est délivré avec une masse officielle de 1 kg − 75 μg. En 1989, il est calibré à 1 kg − 106 μg et en 1999, à 1 kg − 116 μg ; c'est-à-dire qu'en 110 ans, K4 a perdu 41 µg par rapport au PIK[28].
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+En Allemagne, il y a aussi quatre prototypes nationaux :
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+Le kilogramme a été la dernière unité de base du Système international d'unités à être définie au moyen d'un étalon matériel fabriqué par l'homme. Par définition, l'erreur dans la valeur mesurée de la masse du « PIK » était, jusqu'en 2018, exactement zéro. Toutefois, tout changement dans sa masse pouvait être déduit en la comparant avec ses copies officielles stockées autour du monde, périodiquement retournées au Bureau international des poids et mesures pour vérification.
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+Malgré les précautions d'utilisation et de conservation, la masse théorique (entendu dans ce sens, la masse qu'il a avec une autre définition du kilogramme[Laquelle ?]) du prototype a déjà varié de quelques microgrammes par rapport aux masses de copies[pas clair]. Il est souvent incorrectement dit que la masse théorique du prototype aurait diminué de l'équivalent d'un grain de sable de 0,4 mm de diamètre[30],[31],[32]. En fait, lorsqu'on mesure les copies par rapport à l'étalon on note que les masses des copies ont augmenté relativement au prototype (ce qui peut laisser croire que la masse du prototype a diminué par sa manipulation (éraflure microscopique par exemple). En plus, il est probable que la masse théorique du prototype a aussi augmenté (par ajout de poussière, de traces de doigts, de caoutchouc par exemple), mais moins que celles des copies. Il est aussi possible que les masses des copies et la masse théorique du prototype aient diminué mais que la masse théorique du prototype ait diminué plus rapidement que les masses des copies[33],[34]. En tout état de cause, par définition, la masse réelle du prototype était, elle, toujours restée immuable à 1 kg.
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+Selon James Clerk Maxwell (1831 - 1879) :
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+« Même si le repère cylindrique du kilogramme est abrité dans un coffre spécial, dans des conditions contrôlées au BIPM, sa masse (théorique) peut dériver légèrement au fil des ans et il est sujet à des modifications de masse (théorique) en raison de la contamination, la perte de matériau de surface par nettoyage, ou d'autres effets. Une propriété de la nature est, par définition, toujours la même et peut en théorie être mesurée n'importe où, alors que le kilogramme est accessible uniquement au BIPM et pourrait être endommagé ou détruit. »
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+Au-delà de la simple usure qu'un prototype peut rencontrer, sa masse peut varier pour un certain nombre de raisons, certaines connues et d'autres inconnues. Comme le PIK et ses répliques sont stockés à l'air libre (bien que sous deux cloches ou plus), ils gagnent de la masse par adsorption et contamination atmosphérique à leur surface. Par conséquent, ils sont nettoyés selon un procédé mis au point par le BIPM entre 1939 et 1946, qui consiste à les frotter légèrement avec une peau de chamois imbibée à parts égales d'éther-oxyde et d'éthanol, suivi d'un nettoyage à la vapeur d'eau deux fois distillée, avant de laisser les prototypes reposer 7 à 10 jours[f]. Ce nettoyage retire de 5 à 60 µg de contaminants, selon la date du nettoyage précédent. Un deuxième nettoyage peut retirer jusqu'à 10 µg de plus. Après le nettoyage, et même s'ils sont stockés sous leurs cloches, le PIK et ses copies commencent immédiatement à gagner de la masse à nouveau pour les mêmes raisons. Le BIPM a développé un modèle de ce gain et a conclu qu'il s'élevait en moyenne à 1,11 µg par mois les trois premiers mois, puis 1 µg par an après[réf. nécessaire]. Comme les standards de vérification comme K4 ne sont pas nettoyés pour les calibrations de routine d'autres standards — une précaution minimisant leur usure potentielle — ce modèle est utilisé comme facteur correctif.
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+Comme les 40 premières copies sont réalisées dans le même alliage que le PIK et stockées dans des conditions similaires, des vérifications périodiques permettent de contrôler sa stabilité. Il est devenu clair après la 3e vérification périodique réalisée entre 1988 et 1992 que les masses de tous les prototypes divergent lentement mais inexorablement les unes des autres. Il est également clair que la masse du PIK a perdu environ 50 µg en un siècle, et peut-être plus, en comparaison de ses copies officielles[29],[35]. La raison de cette divergence n'est pas connue. Aucun mécanisme plausible n'a été proposé pour l'expliquer[36],[37],[38].
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+De plus, aucun moyen technique ne permet de déterminer si l'ensemble des prototypes souffre d'une tendance à plus long terme ou non, car leur masse « relative à un invariant de la nature est inconnue en dessous de 1 000 µg ou sur une période de 100 ou même 50 ans »[35]. Comme on ne sait pas quel prototype a été le plus stable dans l'absolu, il est tout aussi valable de dire que l'ensemble du premier lot de copies, en tant que groupe, a gagné en moyenne environ 25 µg en 100 ans sur le PIK[g].
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+On sait par ailleurs que le PIK présente une instabilité à court terme d'environ 30 µg sur une période d'un mois après nettoyage[39]. La raison précise de cette instabilité n'est pas connue, mais on suppose qu'elle est liée à des effets de surface : des différences microscopiques entre les surfaces polies des prototypes, peut-être aggravées par l'absorption d'hydrogène par catalyse des composés organiques volatils qui se déposent lentement sur les prototypes et des solvants à base d'hydrocarbures utilisés pour les nettoyer[38],[34].
+
+Il est possible d'exclure certaines explications sur les divergences observées. Le BIPM explique, par exemple, que la divergence dépend plus du temps écoulé entre les mesures que du nombre de fois où les prototypes ont été nettoyés ou d'un changement possible dans la gravité locale ni de l'environnement[33]. Un rapport publié en 2013 par Cumpson de l'université de Newcastle upon Tyne, basé sur la spectrométrie photoélectronique X d'échantillons stockés à côté de plusieurs prototypes, suggère qu'une source de divergence pourrait remonter à du mercure absorbé par les prototypes situés à proximité d'instruments utilisant ce métal. Une autre source provient d'une contamination carbonacée. Les auteurs de ce rapport suggèrent que ces contaminants pourraient être enlevés en utilisant une lumière ultraviolette et un lavage à l'ozone[40].
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+Les scientifiques constatent une plus grande variabilité des prototypes que ce qui était estimé à la base. La divergence croissante des masses des prototypes et l'instabilité à court terme du PIK ont initié des recherches pour améliorer les méthodes d'obtention d'une surface lisse à l'aide d'usinage au diamant sur les nouvelles répliques, et ont intensifié les recherches d'une nouvelle définition du kilogramme[37].
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+En 2011, le kilogramme était la dernière unité SI toujours définie par un artéfact[41].
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+En 1960, le mètre, précédemment défini par une simple barre de platine iridié avec deux marques gravées, est redéfini en termes de constantes physiques fondamentales et invariantes (la longueur d'onde de la lumière émise par une transition des atomes de krypton 86[42], puis plus tard la vitesse de la lumière) afin que le standard puisse être reproduit dans différents laboratoires en suivant des spécifications précises. Afin d'assurer la stabilité à long terme du Système international d'unités, la 21e Conférence générale des poids et mesures, en 2000[42], a recommandé que « les laboratoires nationaux poursuivent leurs efforts pour affiner les expériences qui relient l'unité de masse à des constantes fondamentales ou atomiques et qui pourraient, dans l'avenir, servir de base à une nouvelle définition du kilogramme. » En 2005, lors de la 24e réunion du Comité international des poids et mesures (CIPM), une recommandation similaire est émise pour le kilogramme[43].
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+En octobre 2010, le CIPM vote pour soumettre une résolution à la Conférence générale des poids et mesures (CGPM), afin de les notifier de l'intention de définir le kilogramme à l'aide de la constante de Planck, h[44],[45]. Cette résolution est acceptée par la 24e conférence du CGPM[46] en octobre 2011 ; en outre, la date de la 25e conférence est avancée de 2015 à 2014[47]. Cette définition permet théoriquement à n'importe quel appareil de délinéer le kilogramme en termes de constantes de Planck[Quoi ?], dès qu'il possède une précision et une stabilité suffisantes. La balance du watt pourrait être capable de répondre à cette demande. Si la CGPM adopte cette nouvelle proposition, et si la nouvelle définition du kilogramme est retenue dans le SI, la constante de Planck, qui lie l'énergie des photons à leur fréquence, aurait une valeur fixe déterminée. Après accord international, le kilogramme ne serait plus défini par la masse du PIK. Toutes les unités SI dépendant du kilogramme et du joule auraient également leur magnitude définie au bout du compte, en termes d'oscillations de photons. En fixant la constante de Planck, la définition du kilogramme ne dépendrait que de celle de la seconde et du mètre. La définition de la seconde ne dépend que d'une seule constante physique : « la seconde est la durée de 9 192 631 770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre les deux niveaux hyperfins de l’état fondamental de l’atome de césium 133[48] ». Le mètre dépend de la seconde et de la vitesse de la lumière c.
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+Afin de remplacer le dernier artéfact en usage, une variété de techniques et d'approches très diverses ont été considérées et explorées. Certaines sont fondées sur des équipements et procédures permettant la production à la demande de nouveaux prototypes (moyennant toutefois un effort considérable), à l'aide de techniques de mesure et de propriétés de matériaux basées au bout du compte sur des constantes fondamentales. D'autres font usage d'appareils mesurant l'accélération ou le poids de masses test, exprimant leur magnitude en termes électriques permettant là encore de remonter à des constantes fondamentales. Toutes les approches dépendent de la conversion d'une mesure de poids en une masse et nécessitent donc une mesure précise de la force de la gravitation dans les laboratoires. Toutes fixent également une ou plusieurs constantes physiques à une valeur déterminée. À ce titre le Canada semble avoir pris une longueur d'avance avec son projet de définition du kilogramme[49].
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+La balance de Kibble (ou balance du watt) est une balance à plateau simple qui mesure la puissance électrique nécessaire pour s'opposer au poids d'une masse test d'un kilogramme dans le champ de gravitation terrestre. Il s'agit d'une variante de la balance de l'ampère (en) qui emploie une étape de calibration supplémentaire annulant l'effet de la géométrie. Le potentiel électrique de la balance de Kibble est mesuré par tension Josephson standard, qui permet à la tension électrique d'être liée à une constante physique avec une grande précision et une haute stabilité. La partie résistive du circuit est calibrée par rapport à une résistance standard Hall quantique. La balance de Kibble nécessite une mesure précise de l'accélération locale de la gravitation, g, à l'aide d'un gravimètre.
+
+En avril 2007, l'installation de la balance de Kibble par le National Institute of Standards and Technology (NIST) démontre une incertitude standard relative combinée de 36 µg et une résolution à court terme de 10 à 15 µg [15]. La balance de Kibble du National Physical Laboratory possède une incertitude de 70,3 µg en 2007[50]. En 2009, Cette balance est désassemblée et transférée à l'institut canadien pour les standards de mesure nationaux (membre du Conseil national de recherches Canada), où la recherche et le développement de l'appareil se poursuit.
+
+Dans la balance de Kibble, qui fait osciller une masse de test de haut en bas contre l'accélération gravitationnelle locale g, la puissance mécanique requise est comparée à la puissance électrique, qui correspond au carré de la tension divisé par la résistance électrique. Cependant, g varie de façon significative — près de 1 % — suivant l'endroit de la Terre où est effectuée la mesure. Il existe également des variations saisonnières subtiles de g à cause du changement des nappes d'eau souterraines, et des variations bimensuelles et journalières due aux forces de marée de la Lune. Bien que g n'intervienne pas dans la nouvelle définition du kilogramme, elle intervient dans sa délinéation. g doit donc être mesurée avec autant de précision que les autres termes et doit donc être identifiable à des constantes physiques. Pour les mesures les plus précises, g est mesurée à l'aide de gravimètres absolus à chute de masse contenant un interféromètre à laser hélium-néon stabilisé par iode. Le signal d'interférence de sortie est mesuré par une horloge atomique à rubidium. Comme ce type de gravimètre dérive sa précision et sa stabilité de la constance de la vitesse de la lumière et des propriétés des atomes d'hélium, de néon et de rubidium, g est mesurée en termes de constantes physiques avec une très haute précision. Par exemple, dans le sous-sol de l'établissement du NIST de Gaithersburg en 2009, la valeur mesurée était typiquement contrainte à 8 ppm de 9,801 016 44 m s−2 [15].
+
+L'utilisation d'une balance de Kibble pour définir le kilogramme dépend de sa précision et de sa concordance avec la précision améliorée de la mesure de la masse d'une mole de silicium très pur, ce qui dépend de la précision du mètre « rayons X », qui pourra s'améliorer via les travaux du physicien Theodor W. Hänsch[51],[52]. En outre, une telle balance nécessite un ensemble de technologies suffisamment complexes pour ne pas pouvoir être produite en grand nombre. Si le kilogramme est redéfini à l'aide de la constante de Planck, il n'y aura au mieux que quelques balances de Kibble en opération dans le monde.
+
+La 26e conférence générale des poids et mesures, en novembre 2018, a d��cidé que le calcul du kilogramme se ferait par cette méthode à partir du 20 mai 2019[53].
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+Avant la décision de 2018, plusieurs autres approches avaient été envisagées.
+
+Bien que n'offrant pas de réalisation pratique, il est possible de redéfinir la magnitude du kilogramme à l'aide d'un certain nombre d'atomes de carbone 12. Le carbone 12 (12C) est un isotope du carbone. La mole est actuellement définie comme « la quantité d'entités (particules élémentaires ou molécules) égale au nombre d'atomes dans 12 grammes de carbone 12 ». Cette définition implique que 1 000⁄12 (83⅓) moles de 12C ont exactement une masse d'un kilogramme. Le nombre d'atomes dans une mole, une quantité connue comme le nombre d'Avogadro, est déterminé expérimentalement et sa meilleure estimation actuelle est 6,022 141 29(27) × 1023 atomes[54]. La nouvelle définition du kilogramme proposerait de fixer la constante d'Avogadro à précisément 6,022 14 × 1023, le kilogramme étant défini comme la masse égale à 1 000⁄12 × 6,022 × 1023 atomes de 12C.
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+La précision dans la valeur mesurée de la constante d'Avogadro est actuellement limitée par l'incertitude sur celle de la constante de Planck, 50 ppm depuis 2006. En fixant la constante d'Avogadro constante, l'incertitude sur la masse d'un atome de 12C — et la magnitude du kilogramme — ne pourrait être meilleure que 50 ppm. En adoptant cette définition, la magnitude du kilogramme serait sujet à des affinages ultérieurs, lorsqu'une meilleure valeur de la constante de Planck serait disponible.
+
+Une variation de la définition propose de définir la constante d'Avogadro comme précisément égale à 84 446 8893 (6,022 141 62 × 1023) atomes. Une réalisation imaginaire en serait un cube de 12C d'exactement 84 446 889 atomes de côté. Le kilogramme serait alors la masse égale à 84 446 8893 × 83⅓ atomes de 12C[55],[h].
+
+Une autre approche basée sur la constante d'Avogadro, le « projet Avogadro », propose de définir et délinéer le kilogramme par une sphère de silicium de 93,6 mm de diamètre. Le silicium a été retenu car il existe une infrastructure commerciale mature permettant de créer du silicium monocristalin ultra-pur et sans défaut, pour l'industrie des semi-conducteurs. Pour réaliser un kilogramme, une boule de silicium serait produite. Sa composition isotopique serait mesurée avec un spectromètre de masse afin de déterminer sa masse atomique relative moyenne. La boule serait coupée et polie en sphères. La taille d'une sphère serait mesurée par interférométrie optique avec une erreur de 0,3 nm sur son rayon, environ une unique couche d'atomes. L'espacement cristalin entre les atomes (environ 192 pm) serait mesurée par interférométrie aux rayons X, avec une incertitude d'environ 3 parties par milliards. Avec la taille de la sphère, sa masse atomique moyenne et son espacement atomique connus, le diamètre requis peut être calculé avec suffisamment de précision pour permettre de finir de la polir à un kilogramme.
+
+De telles sphères ont été réalisées pour le projet Avogadro et sont parmi les objets artificiels les plus ronds jamais réalisés. À l'échelle de la Terre, le point culminant de la meilleure de ces sphères — une zone de la taille d'un continent — s'écarterait de 2,4 m d'une sphère parfaite.
+
+Des tests sont en cours sur les sphères de silicium du projet Avogadro afin de déterminer si leur masse est la plus stable quand elles sont stockées dans le vide, dans un vide partiel ou à pression ambiante. Dans tous les cas, aucun moyen technique n'existe actuellement qui permet de prouver que leur stabilité à long terme est meilleure que celle du PIK, car les mesures de masse les plus précises et les plus sensibles sont réalisées avec des balances à deux plateaux, qui ne peuvent comparer la masse d'une sphère de silicium qu'avec une masse de référence (les balances à un seul plateau mesurent le poids par rapport à une constante physique et ne sont pas suffisamment précises, l'incertitude nécessaire étant de 10 à 20 parties par milliard). D'après ce que l'on sait de l'absence de stabilité du PIK et de ses copies, il n'existe aucun artefact d'une masse parfaitement stable permettant cette comparaison. De plus, le silicium s'oxyde pour former une fine couche (de l'ordre de 5 à 20 atomes) de silice et de monoxyde de silicium. Cette couche augmente légèrement la masse de la sphère, un effet qu'il faut prendre en compte lors du polissage final.
+
+Toutes les approches basées sur le silicium fixeraient la constante d'Avogadro, mais conduiraient à des définitions différentes pour le kilogramme. Une approche ferait usage de silicium avec ses trois isotopes naturels présents. Environ 7,78 % du silicium est formé de deux isotopes plus lourds, 29Si et 30Si. Comme pour l'approche au 12C, cette méthode définirait la magnitude du kilogramme en fixant la constante d'Avogadro à un certain nombre d'atomes de 12C ; la sphère de silicium en serait la réalisation pratique. Cette approche pourrait définir précisément la magnitude du kilogramme car les masses des trois nucléides de silicium relativement à celle du 12C sont connues avec précision (incertitudes relatives de 1 partie par milliard, ou mieux). Une méthode alternative utiliserait des techniques de séparation isotopique afin d'enrichir le silicium en un 28Si quasiment pur, qui possède une masse atomique relative de 27,976 926 532 5(19)[57]. Avec cette approche, la constante d'Avogadro serait fixée, mais également la masse atomique du 28Si. Le kilogramme serait alors défini comme la masse de 1 000⁄27,976 926 532 5 × 6,022 141 79 × 1023 atomes de 28Si. Mais même avec une telle définition, une sphère de 28Si dévierait nécessairement du nombre de moles requis pour compenser ses diverses impuretés isotopiques et chimiques, ainsi que prendre en compte l'oxydation en surface[58].
+
+Une autre approche basée sur la constante d'Avogadro et depuis abandonnée, l'accumulation d'ions, aurait défini et décliné le kilogramme en créant des prototypes de métal à la demande. Ils auraient été créés en accumulant des ions d'or ou de bismuth (des atomes auquel il manque un électron) et en les comptant en mesurant le courant électrique nécessaire pour les neutraliser. L'or (197Au) et le bismuth (209Bi) ont été choisis car ils peuvent être manipulés sans danger et possèdent la masse atomique la plus élevée parmi les éléments non-radioactifs (bismuth) ou parfaitement stables (or).
+
+Avec une définition basée sur l'or, la masse atomique relative de l'or aurait été fixée à exactement 196,966 568 7, au lieu de sa valeur actuelle de 196,966 568 7 (6). La constante d'Avogadro aurait là encore été fixée. Le kilogramme aurait été défini comme la masse égale à exactement 1 000⁄196,966 568 7 × 6,022 141 79 × 1023 atomes d'or.
+
+En 2003, des expériences avec de l'or et un courant de 10 µA mettent en évidence une incertitude relative de 1,5 %[59]. Des expériences ultérieures avec des ions bismuth et un courant de 30 mA espéraient accumuler une masse de 30 g en six jours et avoir une incertitude relative meilleure qu'1 ppm[39]. Au bout du compte, cette approche par accumulation d'ions s'est révélée inadaptée. Les mesures nécessitent des mois et les données sont trop erratiques pour pouvoir servir de remplacement au PIK[60].
+
+Un autre approche définirait le kilogramme comme :
+
+« la masse qui subirait une accélération de précisément 2 × 10−7 m s−2 lorsqu'elle est soumise à la force par mètre entre deux conducteurs parallèles, rectilignes, de longueur infinie, de section circulaire négligeable, placés à une distance d'un mètre l'un de l'autre dans le vide, et à travers desquels passe un courant électrique constant d'exactement 1⁄1,602 17 × 10−19 ampère. »
+
+Dans les faits, le kilogramme serait défini comme dérivé de l'ampère plutôt que la situation actuelle, où l'ampère est un dérivé du kilogramme. Cette redéfinition fixe la charge élémentaire (e) à exactement 1,602 17 × 10−19 coulomb.
+
+Une réalisation pratique basée sur cette définition délinée la magnitude du kilogramme directement dans ce qui définit la nature même de la masse : une accélération due à une force appliquée. Cependant, il est très difficile de concevoir une réalisation pratique basée sur l'accélération de masses. Des expériences ont été réalisées sur des années au Japon avec une masse de 30 g supraconductive supporté par lévitation diamagnétique et n'ont jamais atteint une incertitude meilleurs que dix parties par million. L'hystérésis était l'un des facteurs limitants. D'autres groupes ont effectué des recherches similaires à l'aide de différentes techniques pour faire léviter la masse[61],[62].
+
+Comme l'unité de base « kilogramme » comporte déjà un préfixe, les préfixes SI sont ajoutés par exception au mot « gramme » ou à son symbole g, bien que le gramme ne soit qu'un sous-multiple du kilogramme (1 g = 10−3 kg).
+
+Par exemple :
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+Dans les anciens livres, seuls les multiples et sous-multiples du kilogramme sont utilisés :
+
+Dans la pratique, seuls les multiples du kilogramme sont utilisés :
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+On utilise également des noms d'unités anciennes, mais arrondies à des valeurs « exactes » :
+
+Les unités anglo-saxonnes sont assez largement utilisées de par le monde. On utilise couramment les unités du système avoirdupois (av), et, dans certains cas spécifiques, les unités du système troy (t) : médicaments et métaux précieux.
+
+La table ci-dessous indique les correspondances entre les unités ; les valeurs en italiques indiquent les croisements entre les systèmes anglo-saxons.
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+Le carat est une autre unité de masse.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3016.html.txt

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+Kiel [kiːl][3] Écouter est une ville du Nord de l'Allemagne, capitale de l'État fédéré (Land) de Schleswig-Holstein. Avec ses 247 548 habitants[4], elle est une des 30 plus grandes villes d'Allemagne. Elle se situe en bordure de la mer Baltique, à l'entrée est du canal de Kiel. Cette voie navigable artificielle, qui relie la mer Baltique à la mer du Nord, est la plus fréquentée au monde. C'est donc un port important, composé d'une partie militaire, d'un port de commerce (le plus grand port allemand pour le transport de passagers[5]) et de chantiers navals. Trois lignes de ferries assurent des liaisons quotidiennes avec Göteborg (Suède), Oslo (Norvège) et six fois par semaine avec Klaipėda (Lituanie).
+
+La ville est également connue grâce à la Semaine de Kiel (Kieler Woche) et à son équipe de handball, le THW Kiel.
+
+Comté de Holstein 1233-1261
+ Comté de Holstein-Kiel 1261-1390
+ Comté de Holstein-Rendsburg 1390-1459
+ Comté de Holstein 1459-1474
+ Duché de Holstein 1474-1544
+ Duché de Schleswig-Holstein-Gottorp 1544-1720
+ Duché de Holstein-Gottorp 1720-1773
+ Duché de Holstein 1773-1866
+ Royaume de Prusse (Province du Schleswig-Holstein) 1866-1918
+ République de Weimar 1918-1933
+ Reich allemand 1933-1945
+ Allemagne occupée 1945-1949
+
+Allemagne de l'ouest 1949-1990 
+ Allemagne 1990-présent
+
+Fondée en 1233 par le comte Adolphe IV de Holstein, son fils Jean Ier de Schauenbourg donna à Kiel les droits municipaux en 1242, époque où la ville devint la résidence des comtes de Holstein.
+
+Admise dans la Ligue hanséatique en 1284, elle en fut chassée en 1518 pour avoir abrité des pirates dans son port, et fut plusieurs fois assiégée et prise pendant la guerre de Trente Ans.
+
+En 1665, le duc Christian-Albert de Holstein-Gottorp fonda l'université Christian Albrecht de Kiel[6].
+
+Le traité de Kiel, conclu entre la Suède et le Danemark à Kiel le 14 janvier 1814, fit entrer le Danemark dans la coalition formée contre la France.
+
+Après l'annexion du Schleswig et du Holstein par la Prusse en 1866, le roi Guillaume Ier transféra sa flotte militaire de Dantzig à Kiel : la ville devint alors le grand port militaire du royaume de Prusse sur la Baltique. La ville et le port sont situés au fond d'une sorte d'estuaire, le Kieler Förde, ancienne vallée glaciaire engloutie d'une longueur de 17 km, accessible à des navires de gros tonnage et fort tirant d'eau.
+
+En 1867, les premiers chantiers navals voient le jour, mais c'est avec l'inauguration de l'arsenal Germania en 1882 que cette activité prend réellement un essor industriel. Les premiers sous-marins de fabrication allemande sortent des ateliers de Kiel en 1903. Ainsi, la majorité des grands services maritimes de l'Empire allemand vont y être installés : amirauté, état-major de l'artillerie de marine, Académie navale, direction des constructions navales, qui entraîna un formidable essor démographique de la ville.
+
+Cependant, c'est dans le port militaire de Kiel qu'éclate le 30 octobre 1918, une mutinerie qui sera l'événement déclencheur de la révolution allemande. Celle-ci mettra fin à l'existence de l'Empire allemand, du royaume de Prusse et de la monarchie des Hohenzollern.
+
+Évolution de la population entre 1864 et 1914 :
+
+Kiel a été largement détruite par l'aviation alliée pendant la Seconde Guerre mondiale. C'était, en effet, un objectif stratégique en raison de l'installation sur place d'une des principales bases d'entraînement et de réparation de la flotte de sous-marins (U-Boot) de la Kriegsmarine commandée par l'amiral Dönitz.
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+Usines Krupp.
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+Port de Kiel, 1921.
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+Port de Kiel, 1921.
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+Usines Krupp, septembre 1921.
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+Chantier naval, 1921.
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+Kiel en 1893.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Le conseil municipal (Stadtrat), composé de 53 membres, est élu pour cinq ans, le dernier scrutin ayant eu lieu en 2018.
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+La majorité est constituée d'une « coalition en feu tricolore danois » entre le Parti social-démocrate d'Allemagne (SPD), de l'Alliance 90 / Les Verts (Grünen) et la Fédération des électeurs du Schleswig-du-Sud (SSW). Ensemble, ils disposent de 30 élus sur 53, soit 56,6 % des sièges.
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+Après la démission en mai 2012 du bourgmestre social-démocrate Torsten Albig, devenu ministre-président du Schleswig-Holstein, Susanne Gaschke est élue pour lui succéder au mois de novembre suivant. Elle doit cependant renoncer à ses fonctions en octobre 2013, à la suite d'un scandale fiscal. Peter Todeskino (de), vice-bourgmestre écologiste, prend alors l'intérim.
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+Parade de vieux gréements à la Semaine de Kiel 2009.
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+Régate devant Laboe à la Semaine de Kiel 2003.
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+THW Kiel Final 2012.
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+L'université de Kiel (en allemand: Christian-Albrechts-Universität), fondée par le duc  Christian Albrecht en 1665, avec environ 25 000 étudiants, est la seule université polyvalente du Schleswig-Holstein. Parmi les autres installations en partie lié à l'Université de Kiel, il faut signaler la Bibliothèque nationale allemande d'économie (ZBW - Centre d'Information Leibniz d'Economie), l'Institut mondial d'économie(IfW - Institut für Weltwirtschaft), l'Institut Leibniz d'océanographie (IFM-GEOMAR) et l'institut de recherche de la Bundeswehr d'acoustique subaquatique et de géophysique.
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+À côté de cela, il existe d'autres établissements d'enseignement tels que l'Université des sciences appliquées de Kiel (fondée en 1969) et l'école d'Arts Muthesius (fondée en 1907). Un projet de Campus de l'école de gestion et d'économie mondiale et multimédia de Murmann n'a pas abouti. De plus, l'Académie économique du Schleswig-Holstein est une académie professionnelle qui offre une formation avancée pour les économistes à un double cursus : une spécialisation à l'information commerciale ainsi qu'à l’ingénierie industrielle.
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+Il convient de mentionner en tant qu'institution départementale de recherche l'Institut fédéral pour la recherche laitière lequel a été fusionné avec l'Institut Max-Rubner en 2004. La capitale de lander qu'est Kiel est un des membres corporatifs de la Société Max-Planck[10].
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+Le ARGE-SH, institution de recherche dans le bâtiment, la plus ancienne de la république d'Allemagne, a son siège à Kiel.
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+La ville compte douze Gymnasium (la plus avancée des trois types d'écoles secondaires allemandes), dont la Kieler Gelehrtenschule (École universitaire de Kiel), fondé en 1320 en tant que Gymnasium humaniste, est le plus ancien. Les autres écoles secondaires sont entre autres le Gymnasium Elmschenhagen (Lycée d'Elmschenhagen) et le Max-Planck-Schule axé sur les sciences naturelles et le Ricarda-Huch-Schule axé sur les langues.
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+En outre, il existe de nombreuses écoles polyvalentes, écoles secondaires et écoles privées dans toute l'agglomération urbaine.
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+La ville de Kiel est jumelée avec[11] :
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3017.html.txt

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+Le Kilimandjaro ou Kilimanjaro est une montagne située dans le Nord-Est de la Tanzanie et composée de trois volcans : le Shira à l'ouest, culminant à 3 962 mètres d'altitude, le Mawenzi à l'est, s'élevant à 5 149 mètres d'altitude, et le Kibo, le plus récent géologiquement, situé entre les deux autres et dont le pic Uhuru à 5 891,8 mètres d'altitude constitue le point culminant de l'Afrique. Outre cette caractéristique, le Kilimandjaro est connu pour sa calotte glaciaire sommitale en phase de retrait accéléré depuis le début du XXe siècle et qui devrait disparaître totalement d'ici 2030 à 2050. La baisse des précipitations neigeuses qui en est responsable est souvent attribuée au réchauffement climatique mais la déforestation est également un facteur majeur. Ainsi, malgré la création du parc national en 1973 et alors même qu'elle joue un rôle essentiel dans la régulation bioclimatique du cycle de l'eau, la ceinture forestière continue à se resserrer. En effet, la montagne est notamment le berceau des pasteurs maasaï au nord et à l'ouest, qui ont besoin de prairies d'altitude pour faire paître leurs troupeaux, et des cultivateurs wachagga au sud et à l'est, qui cultivent des parcelles toujours plus étendues sur les piémonts, malgré une prise de conscience depuis le début du XXIe siècle.
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+Après la surprise engendrée dans le milieu scientifique avec sa découverte pour les Européens par Johannes Rebmann en 1848, le Kilimandjaro a éveillé l'intérêt des explorateurs comme Hans Meyer et Ludwig Purtscheller qui parviennent au sommet en 1889 accompagnés de leur guide Yohanas Kinyala Lauwo. Par la suite, il a constitué une terre d'évangélisation que se sont disputée catholiques et protestants. Enfin, après plusieurs années de colonisation allemande puis britannique, il a vu l'émergence d'une élite chagga qui a été un pilier dans la naissance d'une identité nationale avec comme point d'orgue l'indépendance du Tanganyika en 1961.
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+Depuis, le Kilimandjaro est devenu une montagne emblématique, évoquée ou représentée dans les arts et symbolisée sur de nombreux produits à vocation commerciale. Elle est très prisée par les milliers de randonneurs qui réalisent son ascension tout en profitant de la grande diversité de sa faune et de sa flore.
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+Le nom utilisé pour désigner la montagne dans son ensemble est orthographié « Kilimandjaro » en français et Kilimanjaro en anglais. Elle est aussi appelée Ol Doinyo Oibor en maa, soit « Montagne blanche » ou « Montagne étincelante »[2]. Son nom a été adopté en 1860 et viendrait du swahili Kilima Njaro[3]. « Kilimandjaro » a tôt fait l'objet d'études toponymiques, Johann Ludwig Krapf y voyant la « Montagne de la splendeur » sans toutefois plus d'explications[4]. En 1884, Gustav Adolf Fischer affirme que Njaro est un démon du froid, idée reprise par Hans Meyer lors de son ascension en 1889, mais Njaro n'est connu que des habitants de la côte et non de ceux vivant à l'intérieur des terres, qui par ailleurs ne croyaient qu'en des esprits bienfaiteurs[4]. Joseph Thomson est le premier à supposer, en 1885, qu'il signifie « Montagne étincelante ». Si le diminutif kilima signifie « colline », « petite montagne », cette théorie n'explique pas pourquoi le mot mlima n'est pas utilisé pour désigner de manière moins impropre la « montagne » si ce n'est pour des raisons affectives ou par déformation. Njaro désignerait la blancheur, l'éclat en swahili[4] mais cette entrée est absente des dictionnaires anciens ou contemporains de kiswahili et pourrait ne pas être employée dans la langue standard. Par ailleurs, en maa, ngaro ou ngare désigne l'eau ou les sources[4]. Mais jaro peut aussi désigner une caravane en kichagga et une théorie alternative propose les termes kilmanare/kilemanjaare, kilelemanjaare ou encore kileajao/kilemanyaro dont le sens est respectivement « qui vainc l'oiseau » ou « le léopard » ou « la caravane ». Cependant, ce nom n'aurait été importé qu'au milieu du XIXe siècle chez les Wachagga qui avaient pour seule habitude de nommer séparément chacun des sommets connus par eux, rendant cette explication anachronique[4].
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+Le Kilimandjaro est formé de trois sommets principaux qui sont le Shira, le Mawenzi (en kichagga Kimawenze ou Mavenge signifiant « sommet fendu », cette apparence faisant l'objet d'une légende locale[4],[5]) et le Kibo (en kichagga Kipoo ou Kiboo signifiant « tacheté » en raison d'un rocher sombre qui dépasse des neiges éternelles[4], aussi appelé Kyamwi, « le lumineux »[5]). Ce dernier abrite le point culminant de l'ensemble, le pic Uhuru (terme swahili signifiant « liberté »). Il avait été baptisé Kaiser-Wilhelm-Spitze de 1889 à 1918 en l'honneur de Guillaume II d'Allemagne à la suite de la colonisation de l'Afrique orientale allemande par signature de traités entre Carl Peters et des chefs locaux, jusqu'au passage du Tanganyika sous administration britannique[6].
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+Le Kilimandjaro s'élève dans le Nord-Est de la Tanzanie à 5 891,8 mètres d'altitude selon des mesures réalisées en 2008 par positionnement GPS et gravimétrie, remplaçant la précédente valeur de 5 892 mètres obtenue en 1952 par une équipe britannique[1]. Son altitude, qui a fait l'objet de mesures depuis 1889 avec des résultats variant de plus de cent mètres[7], en fait le point culminant de l'Afrique et donc un des sept sommets. Il se situe non loin de la frontière avec le Kenya qui passe au pied des versants nord et est de la montagne. Il émerge de manière solitaire de la savane qui l'entoure, la surplombant d'un dénivelé de 4 800 à 5 200 mètres, ce qui en fait la montagne isolée la plus haute du monde[8],[9]. Il couvre une superficie de 388 500 hectares[10]. La montagne est un complexe volcanique de forme ovale de 70 kilomètres du nord-ouest au sud-est par cinquante kilomètres du nord-est au sud-ouest, à 340 kilomètres au sud de l'équateur[11]. Le mont Méru se trouve à 75 kilomètres au sud-ouest et le mont Kenya, deuxième sommet d'Afrique par l'altitude, à 300 kilomètres au nord. La ville la plus proche, Moshi, est située en Tanzanie, au sud de la montagne, et constitue le principal point de départ de son ascension. L'aéroport international du Kilimandjaro dessert depuis 1971, à cinquante kilomètres au sud-ouest du sommet, toute la région et ses parcs. Dodoma, la capitale, et Dar es Salam se trouvent respectivement à 380 kilomètres au sud-ouest et 450 kilomètres au sud-est alors que Nairobi n'est qu'à 200 kilomètres au nord-nord-ouest. La côte de l'océan Indien est à 270 kilomètres. Administrativement, le Kilimandjaro se trouve dans la région de Kilimandjaro, à cheval sur les districts de Hai, Moshi Rural et Rombo où se trouve le point culminant et la majeure partie de la montagne. Il est intégralement inclus dans le parc national du Kilimandjaro.
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+Le Kilimandjaro est un stratovolcan de forme globalement conique. Il est composé de trois sommets principaux qui sont autant de volcans : le Shira à l'ouest avec 3 962 mètres d'altitude, le Kibo avec 5 891,8 mètres d'altitude au centre et le Mawenzi avec 5 149 mètres d'altitude à l'est. Le Kibo est couronné à son sommet d'une caldeira elliptique large de 2,4 kilomètres et longue de 3,6 kilomètres, renfermant un cratère appelée Reusch Crater de 900 mètres de diamètre au milieu duquel s'élève un cône de cendre de 200 mètres de diamètre nommé Ash Pit[8],[12]. Le pic principal, sur le bord méridional de sa caldeira externe, s'appelle pic Uhuru, les autres points remarquables du Kibo étant Inner Cone à 5 835 mètres d'altitude, Hans Meyer Point, Gilman's Point, Leopard Point et Yohanas' Notch, une brèche nommée en l'honneur du guide qui accompagna la première ascension de la montagne. Au sud-ouest du sommet, un grand glissement de terrain a donné naissance, il y a 100 000 ans, à Western Breach qui domine la Barranco Valley[9]. Le Mawenzi est parfois considéré comme le troisième plus haut sommet du continent après le mont Kenya[12]. Il est fortement érodé et a désormais l'apparence d'un dyke dont se détachent Hans Meyer Peak, Purtscheller Peak, South Peak et le Nordecke. À leur base, plusieurs gorges partent en direction de l'est, en particulier Great Barranco et Lesser Barranco. The Saddle, en français « la selle », est un plateau de 3 600 hectares entre le Mawenzi et le Kibo. Le Shira, duquel se détache Johnsell Point, est constitué par un demi-cratère égueulé dont il ne reste que les rebords sud et ouest. Au nord-est de celui-ci, sur 6 200 hectares, la montagne présente une autre surface en forme de plateau. Environ 250 cônes satellites sont présents de part et d'autre de ces trois sommets sur un axe nord-ouest/sud-est[10].
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+La calotte locale du Kilimandjaro est confinée au Kibo. Elle couvrait en 2003 une surface cumulée de 2 km2. Elle est constituée par le glacier Furtwängler sur la partie sommitale, des glaciers Drygalski, Great Penck, Little Penck, Pengalski, Lörtscher Notch et Credner au niveau du champ de glace Nord (en anglais Northern Icefield), des glaciers Barranco (ou Little et Big Breach), Arrow et Uhlig à l'ouest, des glaciers Balletto, Diamond, Heim, Kersten, Decken, Rebmann et Ratzel au niveau du champ de glace Sud (en anglais Southern Icefield) et enfin du champ de glace Est (en anglais Eastern Icefield). La variabilité géographique des précipitations et de l'ensoleillement explique la différence de taille entre les différents champs de glace[13].
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+Cette calotte était autrefois clairement visible mais elle est désormais en phase de retrait rapide[14]. Elle couvrait une superficie de 12,1 km2 en 1912, 6,7 km2 en 1953, 4,2 km2 en 1976 et 3,3 km2 en 1996. Au cours du XXe siècle, elle a perdu 82 % de sa superficie[13]. Elle a perdu en moyenne 17 mètres d'épaisseur entre 1962 et 2000[15]. Elle est de plus en plus ténue, en particulier sur le versant septentrional, où le retrait est plus prononcé, avec environ 30 % de perte en volume et en surface depuis le début du siècle, si bien que le glacier Credner s'est totalement détaché du champ de glace Nord en 2012 et devrait disparaître en 2030[16], suivi entre 2040 et 2045, au rythme actuel, par les autres glaciers septentrionaux et sommitaux[16],[17]. La glace sur le versant méridional pourrait perdurer quelques années supplémentaires en raison de conditions climatiques locales différentes[17]. La situation actuelle serait comparable à celle présente il y a 11 000 ans d'après des carottages de glace[15].
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+La calotte du Kilimandjaro diminue depuis 1850 environ, en raison d'une baisse naturelle des précipitations de l'ordre de 150 millimètres, mais cette tendance s'est sensiblement accélérée au cours du XXe siècle. Le réchauffement climatique actuel est le plus souvent mis en cause dans cette rapide disparition[18], le glacier ayant résisté il y a 4 000 ans à une sécheresse longue de 300 ans[19],[15]. Ainsi, la température moyenne journalière aurait augmenté de 3 °C au cours des trente dernières années à Lyamungu, à 1 230 mètres d'altitude sur le versant méridional[20]. Toutefois, la température restant constamment inférieure à 0 °C à l'altitude où se situent les glaciers, Georg Kaser de l'université d'Innsbruck et Philip Mote de l'université de Washington ont montré que la forte régression du glacier est surtout due à une baisse des précipitations[21],[22]. Celle-ci pourrait être liée à une évolution locale provoquée par la déforestation qui se traduit par un resserrement de la couverture végétale épaisse et une diminution de l'humidité atmosphérique. Un parallèle est mis en évidence entre la diminution de la calotte glaciaire et le taux de recul de la forêt, surtout intense au début du XXe siècle et en voie de stabilisation[13],[20]. Quoi qu'il en soit, ainsi que le témoigne la forme acérée caractéristique des glaces, le glacier est sublimé par le rayonnement solaire, après quelques décennies humides au XIXe siècle. Ce phénomène est vraisemblablement accéléré par une faible diminution de l'albédo au cours du XXe siècle, particulièrement dans les années 1920 et 1930[14]. L'autre phénomène qui entraîne la diminution des glaciers est causé par l'absorption de chaleur au niveau de la roche volcanique sombre et sa diffusion à la base des glaciers. Ceux-ci fondent, deviennent instables et se fracturent, augmentant la surface exposée au rayonnement solaire[23].
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+Les cours d'eau issus de la fonte des glaces alimentent significativement deux rivières de la région mais 90 % des précipitations sont capturées par la forêt. La disparition des glaciers ne devrait donc pas avoir un impact direct durable sur l'hydrologie locale, contrairement à la déforestation et à la pression anthropique qui se traduit par une multiplication par quatre des détournements d'eau pour l'irrigation depuis quarante ans. Les forêts du Kilimandjaro recevraient 1,6 milliard de mètres cubes d'eau par an, dont 5 % par précipitations néphéléniques (par contact des nuages de brouillard avec la forêt). Deux tiers retournent vers l'atmosphère par évapotranspiration. La forêt joue donc un triple rôle de réservoir : dans le sol, dans la biomasse et dans l'air. Depuis 1976, les précipitations néphéléniques ont diminué en moyenne de vingt millions de mètres cubes par an, soit le volume de la calotte actuelle tous les trois ans environ et 25 % de moins en trente ans, ce qui équivaut à la consommation annuelle en eau potable d'un million de Wachagga[18].
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+Au cours du Jurassique et du Crétacé, une érosion se met en place au niveau de la région correspondant à l'actuel Kilimandjaro. C'est alors un plateau composé de gneiss et de granulite datant du Précambrien. Le relief est progressivement aplani : des plaines se forment au nord et à l'est, des inselbergs apparaissent au nord-ouest et au sud-est, les alluvions cristallines sont évacuées vers le sud à partir du Paléocène[24].
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+La vallée du grand rift qui parcourt l'Afrique de l'Est du nord au sud naît au Miocène avec le début de scission de la plaque somalienne à partir de la plaque africaine. Dans la région correspondant à une branche orientale de ce rift, des failles apparaissent au Pliocène et les alluvions s'entassent, recouvrant la plupart des inselbergs. Les failles favorisent l'ouverture de grabens et la remontée de magma. Le Kilimandjaro comme le mont Méru émergent au niveau d'un graben qui prend une orientation ouest-nord-ouest—est-sud-est, formant le seuil d'Amboseli[24].
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+Le volcanisme du Kilimandjaro débute au cours du Pliocène ; la construction de son édifice se serait déroulée en quatre grandes phases, durant lesquelles ont été émis 5 000 km3 de roches volcaniques[24]. Les trois dernières ont formé les stratovolcans imbriqués qui constituent le Shira, le Kibo et le Mawenzi. Le rift orienté ouest-nord-ouest—est-sud-est qui les traverse a également donné naissance à de nombreux cônes satellites, répartis en approximativement huit zones. Quelques bouches éruptives situées au sommet semblent avoir été actives pendant l'Holocène[8].
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+Cette phase, probablement antérieure à 2,5 millions d'années, est très mal connue en raison du faible nombre de datations radiométriques effectuées sur le volcan et de l'enfouissement des coulées sous d'autres plus récentes. Trois indices géomorphologiques viennent pourtant soutenir son existence[24].
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+Des strates en inversion de relief sont présentes au niveau des dorsales de Kilema au sud, Kibongoto au sud-ouest et Ol Molog au nord-ouest. La modélisation de l'édifice qui en serait responsable permet de déterminer que les coulées sont issues de rifts et ont comblé les failles principales du graben[24].
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+À l'ouest, entre les dorsales d'Ol Molog et de Kibongoto, le relief particulier en forme de caldeira ouverte ou de cirque naturel a accueilli le Shira qui l'a rempli en partie. Le produit de l'érosion a été évacué vers l'ouest puis recouvert par le mont Méru. Il est responsable de la singularité d'orientation du rift dans la région[24].
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+Un relief relativement similaire marqué par la dépression de Rau est présent au sud, entre les dorsales de Kibongoto et de Kilema. Il est en partie comblé par les produits du Kibo, situé à son extrémité septentrionale. Toutefois, plus au sud, sur les rives du lac Nyumba ya Mungu, des dépôts volcaniques pourraient confirmer l'hypothèse d'un éventrement du versant méridional du paléo-volcan[24].
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+Au total, le volume émis par ce paléo-volcan pourrait représenter près des deux tiers du volume actuel[13].
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+Le début de cet événement remonte à entre 2,5  et   2 millions d'années[12]. Il est caractérisé par d'importantes émissions volcaniques à la jonction et le long des dorsales d'Ol Molog (ou Shira Nord) et de Kibongoto, orientées grossièrement nord / sud. Un volcan bouclier basaltique (trachy-basaltes, ultramafites, néphéline) relativement allongé se met en place à partir de pyroclastites, de tufs et de laves. Parallèlement, des coupes de terrain mettent en évidence une inclinaison accentuée des coulées, montrant par là que l'édifice prend de la hauteur[24].
+
+Le Shira est caractérisé par une caldeira ouverte vers le nord-est mais dont les remparts sont encore fortement marqués à l'ouest et au sud. Une centaine de dykes, témoins d'une ultime activité du Shira, s'élèvent en son centre. Elle a peut-être été doublée par une caldeira externe dont il reste peu de traces. L'érosion, principalement glaciaire, puis les émissions du Kibo ont fortement modelé le relief du Shira[24].
+
+Le début de cet événement remonte à entre 1,1  et   0,7 million d'années. Il résulte de la migration vers l'est[12], au niveau de l'ancienne dorsale de Kilema, de l'activité volcanique. Celle-ci s'avère relativement faible mais continue et se déroule en deux étapes principales. Dans un premier temps, le Mawenzi connaît des intrusions basaltiques dont la structure est appelée Neumann Tower ainsi que des extrusions fines de trachy-basaltes et de trachy-andésite qui forment des cônes et des necks érodés : South Peak, Pinnacle Col et Purtscheller Peak. L'érosion post-volcanique est très importante et, en raison de la finesse des matériaux (tufs, cendres), le relief prend un aspect chaotique, très déchiqueté, laissant émerger des sills. Dans un second temps, vers 0,6 à 0,5 million d'années avant notre ère, une ou plusieurs nuées ardentes éventrent le rebord nord-est de la caldeira de 65 kilomètres de diamètre. Un volcanisme de type péléen se met en place avec des émissions de pyroclastites et des lahars dont on retrouve les traces jusqu'au Kenya. À la fin de ces éruptions, le Mawenzi est soumis à une seconde érosion du fait de l'englacement de la montagne[24].
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+Cet événement remonte à entre 0,6  et   0,55 million d'années et demeure le mieux connu. Cinq étapes ont été identifiées jusqu'à nos jours. Jusqu'à 0,4 million d'années avant notre ère, un stratovolcan de forme conique se forme, comparable au Mawenzi, probablement au-dessus de la dorsale de Kibongoto. Les éruptions sont irrégulières et favorisent une érosion et des dépôts morainiques engendrés par la première période de glaciation. Elles sont constituées de trachytes, de trachy-andésites à oligoclases, de trachy-basaltes et de basaltes à olivine, avec présence de phénocristaux de feldspaths. Elles se concluent par un événement explosif appelé Weru Weru, à base de pyroclastites et de lahars, au sud et sud-ouest de la caldeira, ainsi que par les premières irruptions de cônes secondaires dans la zone d'Ol Molog. Entre 0,4  et   0,25 million d'années avant notre ère, un nouveau dôme de trachytes et de phonolites se forme à 1,6 kilomètre au nord-est. Il émet des coulées de lave à porphyre (Rhomb) qui provoquent l'effondrement de l'édifice et l'apparition d'intrusions de syénites. La deuxième période de glaciation provoque une nouvelle érosion. Un lac se forme comme en atteste la présence de pillow lavas. Entre 0,25  et   0,1 million d'années avant notre ère, des explosions de type plinien se succèdent. Des retombées se produisent jusqu'au Kenya. L'érosion causée par la troisième période de glaciation entraîne un effondrement partiel et la vidange de la caldeira elliptique de 1,9 × 2,3 kilomètres, notamment par des lahars et des nuées ardentes. Entre 100 000  et   18 000 ans, la caldeira et le dôme actuels se forment à l'intérieur des restes de la précédente. Les traces d'éruptions phréatiques et d'érosion valident l'existence des quatrième et cinquième glaciations, entrecoupées d'épisodes plus humides avec existence d'aquifères à l'Holocène. Enfin, entre 18 000  et   5 000 ans, le Kibo accueille un lac de lave. Sa vidange crée le Pit Crater en couvrant le sommet de scories[24] et le versant nord de coulées de lave[12].
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+Alors que sa dernière éruption sommitale remonte à plus de 500 ans, le Kilimandjaro connaît encore des secousses sismiques et émet parfois des fumerolles à base de dioxyde de carbone, de dioxyde de soufre et d'acide chlorhydrique au fond du cratère Reusch, dont la température en surface atteint 78 °C[24]. Des scientifiques ont conclu en 2003 que du magma était présent à 400 mètres de profondeur sous le sommet[25]. Du reste, plusieurs effondrements et glissements de terrain ont eu lieu dans le passé, l'un d'entre eux créant la Western Breach (« brèche occidentale »). Les dernières éruptions se sont déroulées le long de la dorsale de Rombo et au maar du lac Chala mesurant 3,2 kilomètres de diamètre, plus de 90 mètres de profondeur et situé au sud-est du volcan. Elles sont soit de type strombolien, soit vulcanien, soit hawaïen, soit quelquefois successivement l'une ou l'autre ou les trois. Ceci témoigne de la complexité des cycles d'ouverture du rift et de migration au niveau des dorsales du volcan et de différenciation du magma[24]. Ces éruptions ont créé des cônes satellites d'une centaine de mètres de hauteur[12].
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+Les sols bruns du Paléocène en altitude attestent de la variation de la couverture forestière. Ainsi, le Kilimandjaro a connu des périodes favorables au développement de la végétation entre -30 000  et   -40 000 et entre -6 000  et   -8 000. Les périodes froides défavorables entraînent au contraire une forte érosion, notamment par solifluxion. On trouve encore de tels phénomènes en marge des glaciers actuels. L'étude des sols met également en évidence une plus forte saisonnalité qu'au Pliocène[13].
+
+Le climat passé est déterminé en utilisant plusieurs méthodes dont l'étude des niveaux des lacs, le débit des rivières, les systèmes de dunes, l'extension des glaciers ou encore les pollens[26]. Plus on recule dans le temps, plus les signaux deviennent approximatifs. Alors que le climat peut être inféré pour un endroit spécifique il y a 20 000 ans[27], il faut considérer le climat de quasiment tout le continent africain et ajuster les résultats en utilisant des analogies pour retracer ce qu'il était il y a cinq millions d'années. Les difficultés liées à remonter sur une aussi longue période comprennent une inégalité de la répartition des enregistrements et un manque de végétation fossile dû à des conditions défavorables[26].
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+Sur de grandes échelles de temps, le climat est régi par les cycles de Milanković changeant la quantité de rayonnement solaire qui atteint la Terre. L'affaiblissement ou le renforcement de la mousson joue également un rôle important. F. Sirocho et son équipe suggèrent que la force de la mousson est en lien avec l'albédo dans l'Himalaya. Des températures plus froides dans l'hiver de l'hémisphère nord entraînent une plus grande réflexion des rayons sur la neige et la glace, des moussons d'été plus faibles et finalement un climat plus sec en Afrique de l'Est[28]. La force de la mousson est liée aux cycles de Milanković avec un décalage d'environ 8 000 ans. Généralement, le maximum de la mousson survient 2 500 ans après un minimum glaciaire et correspond à un minimum des températures de la surface océanique[29].
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+Depuis le début du Quaternaire, l'hémisphère nord a subi vingt-et-un âges glaciaires majeurs ressentis jusqu'en Afrique de l'Est[26]. Les traces de ces refroidissements climatiques en Afrique de l'Est sont observées au Kilimandjaro, au mont Kenya, dans la chaîne du Rwenzori et au mont Elgon. Ce sont toutes des poches isolées d'écosystèmes alpins similaires avec une faune et une flore identiques. Cela signifie que cet écosystème a dû être plus étendu, à faible altitude, et recouvrir chacune de ces montagnes[30]. Cependant, des poches de l'écosystème actuel des plaines ont dû subsister, sans quoi les espèces animales de ce milieu seraient éteintes[31]. Une explication alternative suggère que sur cette échelle de temps de plusieurs millions d'années, la probabilité que des tornades aient transporté la flore et la faune entre les montagnes est forte[32].
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+Au début de la formation du volcan, il y a 2,5 millions d'années, survient le premier des vingt-et-un âges glaciaires majeurs du Quaternaire dans l'hémisphère nord. L'Afrique tropicale subit des températures plus basses qu'à présent. Une période d'un million d'années, plus sèche, s'ensuit, une tendance qui se poursuit globalement aujourd'hui[26].
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+Il y a 150 000 ans se produit le maximum de la glaciation de Riss, l'avant-dernière glaciation majeure, la plus étendue du Pléistocène. Elle est suivie par l'interglaciation de Eem, plus humide et plus chaude que l'époque actuelle[33]. Ensuite, une phase aride de −100 000 à −90 000 est responsable de la formation de dunes jusqu'en Afrique australe[34] remplacée par une courte mais intense phase froide de −75 000 à −58 000. Vers la fin de cette période, le premier des évènements de Heinrich (H6) survient, relâchant une grande quantité de glace dans l'Atlantique Nord[35], entraînant des températures plus froides dans l'hémisphère nord et une diminution de l'intensité de la mousson[34],[33]. D'autres évènements de Heinrich se succèdent avec un assèchement associé du climat est-africain à -50, -35, -30, -24, -16 et finalement -12 milliers d'années, au Dryas récent. Selon des données collectées dans le bassin du Congo, la période de −31 000 à −21 000 est sèche et froide, avec l'étagement végétal qui s'abaisse. Les espèces forestières présentes en haute montagne sont de plus en plus des espèces de basse montagne, très répandues à faible altitude[26]. Cependant, Lowe et Walker suggèrent que l'Afrique de l'Est était plus humide qu'actuellement. Ce désaccord peut s'expliquer par la difficulté d'associer différents lieux géographiques donnés avec les dates[35].
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+Le dernier maximum glaciaire se déroule de −23 000 à −14 000 avec une phase très aride en Afrique, avec des déserts s'étendant des centaines de kilomètres plus au sud que de nos jours[36]. La mousson d'été est très faible[37], les températures sont de 5 à 6 °C inférieures aux températures actuelles et un retrait général de la forêt humide se produit[26],[27]. Les moraines datant de la fin du dernier maximum glaciaire en Afrique de l'Est montrent que la mousson de sud-est de l'époque est plus sèche que la mousson de nord-est actuelle, déjà relativement peu humide. Les stratus ont pu avoir de larges conséquences dans cette tendance froide et peu pluvieuse[26].
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+Il y a 13 800 ans, le climat redevient humide et les forêts de montagne s'étendent de nouveau[35]. La mousson se renforce[37], le niveau des lacs et le débit des rivières en Afrique de l'Est augmentent[35],[26]. La végétation alpine est limitée par les températures et non plus par la sécheresse[37]. Avant le Dryas récent, les températures atteignent leurs valeurs actuelles mais la couverture forestière reste incomplète, et lorsque cette période commence, la mousson s'affaiblit et le niveau des lacs d'Afrique de l'Est diminue[35]. Finalement, les forêts atteignent leur couverture et leur densité actuelles après le Dryas récent, lorsque le climat redevient humide[28]. Pendant les 5 000 ans suivants, la tendance hygrométrique se poursuit globalement malgré de nouvelles oscillations[26],[36],[38]. Au cours des 5 000 dernières années et jusqu'à aujourd'hui, la mousson faiblit progressivement[38]. Un minimum des températures survient voici 3,7  à   2,5 milliers d'années puis durant le petit âge glaciaire, ressenti entre 1300 et 1900, alors qu'un pergélisol subsiste sur les montagnes.
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+Les glaciations en Afrique de l'Est sont associées à un climat plus froid et plus sec avec des précipitations plus faibles qui subsistent sous forme de neige. Les stratus qui auraient dominé durant ces glaciations ont pu avoir de larges conséquences dans cette tendance froide et peu pluvieuse[26].
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+La datation des glaciations du Kilimandjaro est possible grâce à l'étude de sa géomorphologie : moraines, vallées glaciaires, cirques, lacs glaciaires. Ainsi, cinq glaciations ont été mises en évidence sur le Kibo. La plus ancienne remonte à 500 000 ans et a été attestée au pied du site appelé Lava Tower, à l'ouest du sommet. La deuxième glaciation date de 300 000 ans et s'avère clairement visible en particulier à Bastion Stream, près du site précédent, et un peu partout sur le volcan où elle a créé des vallées en auge, en particulier sur le versant méridional. La troisième glaciation remonte à 150 000 ans et demeure sans doute une des plus importantes de l'histoire du volcan. Elle est suivie par la quatrième glaciation entre -70 000 -50000 qui voit une forte avancée dans la South East Valley. La cinquième glaciation, il y a 18 000 ans environ, est datée au niveau du cratère sommital[13]. Un cycle plus chaud se prolonge depuis 11 700 ans[15] même si d'ultimes séries d'avancées glaciaires mineures se produisent probablement au petit âge glaciaire et laissent des moraines au bas des glaciers actuels. Seules les trois dernières glaciations sont visibles au Mawenzi et uniquement la troisième sur le Shira bien que des indices de glaciations plus anciennes sont présents[13].
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+Les conditions climatiques varient en fonction des versants du Kilimandjaro. Ainsi, sur le versant méridional, il tomberait 850 millimètres de précipitations par an à Moshi à 800 mètres d'altitude, 992 millimètres à Kikafu à 960 mètres d'altitude, 1 663 millimètres à Lyamungu à 1 230 mètres d'altitude et 2 184 millimètres à Kibosho à 1 479 mètres d'altitude tandis que sur le versant oriental, il tomberait 1 484 millimètres à Mkuu à 1 433 mètres d'altitude ; ces données sont toutefois à prendre avec précaution en raison des différentes méthodes utilisées. Le pic altitudinal de précipitations se situerait entre 2 400  et   2 500 mètres d'altitude sur le versant méridional et n'est pas encore déterminé sur les autres versants. Au-delà, le modèle pluviométrique se complexifie avec l'apparition de précipitations par contact, qualifiées de « néphéléniques », au niveau des forêts puis une très nette diminution[20] avec 1 300 millimètres au refuge Mandara à 2 740 mètres d'altitude, 525 millimètres au refuge Horombo à 3 718 mètres d'altitude et moins de 200 millimètres par an au refuge Kibo au-dessus de 4 630 mètres d'altitude[39]. Les échanges par convection qui constituent le cycle de l'eau entre les différents étages de végétation du Kilimandjaro sont très importants sur le plan bioclimatique[20].
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+Au pied du Kilimandjaro, la température annuelle moyenne est de 23,4 °C alors qu'elle est de 5 °C à 4 000 mètres d'altitude et de −7,1 °C au sommet du Kibo. En conséquence, son gradient thermique adiabatique est d'environ 0,6 °C tous les cent mètres[18].
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+Entre 4 000  et   5 000 mètres d'altitude, des écarts thermiques relatifs de 40 °C peuvent se produire entre la nuit et le jour[40],[41],[42].
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+Durant les deux saisons humides, le Kilimandjaro est presque constamment entouré de nuages et des précipitations peuvent tomber à toute heure de la journée. En revanche, durant les deux saisons sèches, la montagne subit des variations météorologiques journalières qui suivent un modèle régulier. Le matin est clair et frais avec peu d'humidité. La montagne est éclairée directement par les rayons du soleil et les températures augmentent rapidement jusqu'à un pic entre sept heures et dix heures. La différence est maximale vers 2 800 mètres d'altitude. Dans le même temps, les pressions atteignent leur maximum généralement à dix heures. À basse altitude, des nuages commencent à se former. Les vents anabatiques causés par l'air chaud ascensionnel entraînent progressivement ces nuages vers le sommet en début d'après-midi, causant une chute progressive des températures à moyenne altitude. Entre dix heures et quinze heures, l'humidité est au maximum entre 4 000  et   5 000 mètres d'altitude et le rayonnement solaire au sol est le moins intense. À seize heures, la pression atteint un creux. Les nuages poursuivant leur ascension, atteignent finalement les courants d'air sec de l'est, laissant place à un temps dégagé à partir de dix-huit heures. Un autre pic de température a alors lieu entre 3 200  et   3 600 mètres d'altitude[43].
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+Le Kilimandjaro est soumis à un climat tropical de savane. Il se caractérise par une saison sèche prononcée de mi-mai à mi-octobre avec des températures tempérées puis une courte saison des pluies de mi-octobre à fin novembre connue sous le nom de short rains, en français « courtes pluies », suivie d'une période chaude et sèche de début décembre à fin février et enfin une longue saison des pluies de début mars à mi-mai, les long rains, en français « longues pluies »[44].
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+La ceinture de basse pression autour de l'équateur, connue sous le nom de zone de convergence intertropicale (ZCIT) est responsable de l'alternance des saisons sèches et humides[45]. Durant les deux saisons sèches, la ZCIT se situe au-dessus de la péninsule Arabique au mois de juillet, puis entre le sud de la Tanzanie et le nord de la Zambie en mars. Lorsque les basses pressions passent d'un extremum à l'autre, la région connaît une saison humide. La quantité de précipitation varie d'une année à l'autre et dépend de la température de surface de la mer sur l'océan Atlantique et l'océan Indien ainsi que du phénomène El Niño[46]. Des eaux chaudes et un El Niño fort entraînent des précipitations abondantes[47].
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+Tout au long de l'année, excepté en janvier, une basse pression située au-dessus du Tibet entraîne des vents en forme de fer à cheval depuis l'océan Indien, au-dessus de l'Afrique de l'Est puis jusqu'en Inde. Localement, sur le Kilimandjaro, l'effet donne des vents prédominants de sud-est. En janvier, une inversion se produit avec des vents de nord-est[46]. Le Kilimandjaro, qui s'élève abruptement, devient un obstacle majeur à ces vents dominants. Durant la saison humide, la mousson de l'océan Indien apporte de l'air saturé en eau, parfaitement stratifié et nuageux. Il est la plupart du temps dévié autour des flancs de la montagne pour finalement l'encercler, en particulier de juin à octobre.
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+La différence majeure entre le modèle saisonnal ressenti traditionnellement par les Wachagga et la vision moderne est l'existence d'une cinquième saison appelée « saison des nuages », déduite de leur connaissance de la frange altitudinale basse à moyenne sur les versants sud et est du Kilimandjaro. Cette saison joue un rôle majeur pour eux dans les cycles agricoles. En effet, les fortes précipitations néphéléniques dans les forêts de nuage et de brouillard contribuent non seulement à régénérer la végétation mais également les cours d'eau qui alimentent les canaux d'irrigation en contrebas. Sur le versant oriental, le long de la dorsale de Rombo, entre Tarakea et Mwika, cette cinquième saison est limitée de début juillet à mi-août, dépourvue de nuages et soumise à un fort vent d'est. Cette particularité se ressent sur la végétation[20].
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+Les autochtones ressentent les changements bioclimatiques au travers de l'assèchement durable, depuis la fin des années 1960, des rivières présentes dans le passé de manière quasi continue sur le versant oriental. Ce constat est probablement lié à la baisse des précipitations causée par la déforestation, au recul des glaciers et à leurs propres aménagements pour accaparer le peu d'eau qui coule encore une à deux semaines par an[20]. Ces changements provoquent également une baisse du potentiel hydroélectrique, de la pêche, de la culture du riz et de la production de canne à sucre dans les régions alentour[18].
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+Les lowlands, associées approximativement à des plaines entourant le Kilimandjaro, se situent entre 800  et   600 mètres d'altitude. Le climat y est très chaud et sec. C'est un milieu ouvert où le feu, souvent déclenché et maîtrisé par les pasteurs maasaï, joue un rôle primordial. La végétation est principalement composée de savanes constituées de nombreuses espèces d'herbacées (Hyparrhenia dichroa, Hyparrhenia rufa, Pennisetum mezianum, Pennisetum clandestinum), de plantes à fleurs (Trifolium semipilosum, Trifolium usambarense, Parochetus communis, Streptocarpus glandulosissimus, Coleus kilimandschari, Clematis hirsuta, Pterolobium stellatum, Erlangea tomentosa, Caesalpinia decapetala), du baobab africain (Adansonia digitata), d'arbustes (Commiphora acuminata, Stereospermum kunthianum, Sansevieria ehrenbergii) et d'épineux (Acacia mellifera, Acacia tortilis, Commiphora neglecta) que l'on trouve en dessous de 1 400 mètres d'altitude à l'ouest et 1 000 mètres d'altitude à l'est. Ces arbres et arbustes sont utilisés par les populations locales à des fins domestiques (alimentation, médecine, chauffage, fourrage, confection de clôtures, etc.) ou artisanales (fabrication d'œuvres d'art) ; les parcelles défrichées sont largement transformées en champs à culture pluviale : maraîchage et cultures céréalières (pois d'Angole, haricot, tournesol, éleusine, maïs, etc.), bananiers, caféiers, avocatiers, eucalyptus[20],[40].
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+La végétation des plaines abrite de nombreux oiseaux parmi lesquels le Bulbul des jardins (Pycnonotus barbatus), Cossyphe de Heuglin (Cossypha heuglini), le Coliou rayé (Colius striatus), le Souimanga bronzé (Nectarinia kilimensis) et des mammifères dont Otolemur monteiri, Rhabdomys pumilio, l'Oryctérope du Cap (Orycteropus afer), le dik-dik de Kirk (Madoqua kirki), le sitatunga (Tragelaphus spekeii), le Galago à queue touffue (Otolemur crassicaudatus) et le Daman des arbres (Dendrohyrax arboreus) lui-même chassé par la genette (Genetta genetta)[40],[48].
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+La forêt tropicale, approximativement située entre 1 600  et   2 700 mètres d'altitude, est découpée en quatre zones distinctes. Celles-ci sont fragilisées par l'activité humaine (déboisement au niveau de la limite inférieure, incendies volontaires sur la limite supérieure) et la ceinture qu'elles constituent est de taille très inégale ; elle est ainsi très réduite au nord et à l'ouest[20]. Le morcèlement de la forêt est responsable d'une extinction sensible des espèces de grands mammifères[49].
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+La forêt abrite les espèces de primates du Cercopithèque à diadème (Cercopithecus mitis), des Guérezas d'Angola (Colobus angolensis) et du Kilimandjaro (Colobus guereza) ainsi que du Babouin olive (Papio anubis). Parmi les autres mammifères, le léopard (Panthera pardus pardus), la Mangouste rayée (Mungos mungo), le serval (Leptailurus serval), Potamochoerus porcus, le ratel (Mellivora capensis), le Porc-épic à crête (Hystrix cristata) sont difficiles à observer bien qu'ils s'aventurent fréquemment dans la savane[48]. Le Calao à joues argent (Bycanistes brevis), le Touraco de Hartlaub (Tauraco hartlaubi), le Touraco de Schalow (Tauraco schalowi), le Touraco violet (Musophaga violacea), le Tchitrec bleu (Elminia longicauda), le Tchitrec d'Afrique (Terpsiphone viridis), le Coliou rayé (Colius striatus) et le Cossyphe de Rüppell (Cossypha semirufa) sont des espèces d'oiseaux bien adaptées à la vie dans l'épaisse canopée[50],[48].
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+Elle est rendue fragile par ses longues phases de repos végétatif et n'existe en réalité plus qu'à l'état de vestige ; elle a été presque intégralement remplacée par des cultures de piémont irriguées. Les espèces qui la composaient sont Terminalia brownii, Stereospermum kunthianum et du genre Combretum[20].
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+Elle est présente au sud et à l'est du volcan, sur un vaste croissant de Sanya Juu à Tarakea. Elle est fortement soumise aux précipitations néphéléniques mais tolérante à des périodes plus sèches. Elle reçoit en moyenne 2 300 millimètres de précipitations par an. Sa flore varie en fonction des quantités d'eau reçues et de l'altitude. On y trouve le Genévrier d'Afrique (Juniperus procera), Olea europaea subsp. cuspidata, Olea welwitschii, Albizia schimperiana, Terminalia brownii, Ilex mitis, Ocotea usambarensis, Euclea divinorum, Prunus africana, le Bois de rempart (Agauria salicifolia), Croton macrostachyus, Croton megalocarpus, Macaranga kilimandscharica, Impatiens kilimanjari, Viola eminii, Impatiens pseudoviola ainsi que des espèces des genres Combretum, Pittosporum, Tabernaemontana ou encore Rauvolfia. Cette forêt subit une forte pression démographique, en particulier au sud où nombre de plantations ont été intégrées au sein des espèces sauvages. Certaines parcelles sont exploitées pour la sylviculture et des essences introduites comme le cyprès du Portugal (Cupressus lusitanica), lui-même menacé par l'apparition d'une espèce de puceron du genre Aphis. Alors que des coupes sélectives sont cicatrisées rapidement, des coupes a blanc mettent cinquante ans avant de voir une diversité végétale réapparaître. Cette progression de la limite agro-forestière supérieure est stabilisée par le classement en réserve de la forêt et par la prise de conscience des cultivateurs locaux du problème de pénuries d'eau et d'acidification des sols. Ces deux facteurs sont parfois responsables de la remontée parallèle de la limite inférieure des plantations qui sont remplacées par la savane. La situation n'est pas uniforme : des plans de recolonisation favorisés par la bonne connaissance bioclimatique des Wachagga permettent de trouver des équilibres biologiques avec des espèces arborées[20],[51],[52].
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+La forêt de Njoro, au sud de Moshi, est une forêt sacrée depuis plusieurs siècles et bénéficie de surcroît d'un statut de protection. Ce sont sans doute les raisons pour lesquelles elle est la dernière forêt pluviale à subsister en plaine, même si elle subit un lent recul. Elle est notamment composée de Newtonia buchananii[20].
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+Le mont Méru vu en arrière-plan à travers la végétation composant la forêt pluviale.
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+Le Mawenzi depuis des plantations de bananiers mêlées à des espèces de la forêt pluviale. Cette pratique a l'avantage de diminuer les besoins en eau des espèces introduites grâce à l'ombrage.
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+Un couple de Rufipenne morio (Onychognathus morio).
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+Colobe du Kilimandjaro.
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+Elle est caractérisée par la présence de l'espèce Podocarpus milanjianus et de nombreux épiphytes comprenant mousses et ptéridophytes qui recouvrent environ 80 % des arbres. Cette forêt est présente sur le versant méridional entre 2 300  et   2 500 mètres d'altitude. L'eau est apportée presque uniquement par une circulation de l'humidité générée par l'évapotranspiration de la forêt pluviale, qui crée de fréquents brouillards. La saison sèche y est très courte mais le captage de l'eau en suspension quasi nul[20].
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+On y retrouve le Genévrier d'Afrique mais également Afrocarpus gracilior, Hagenia abyssinica, la Bruyère arborescente (Erica arborea, principalement dans son stade de développement jeune) et quelques mousses et lichens (Usnea articulata). Cette forêt est présente dans les escarpements à l'ouest, au nord et au nord-est, typiquement entre 2 500  et   2 700 mètres d'altitude. Contrairement à la forêt de brouillard, elle connaît une longue saison sèche et l'humidité n'y circule pas par convection mais par des précipitations néphéléniques apportées par de forts vents d'est sous forme de stratus qui peuvent constituer 60 % de l'apport en eau pour les plantes. Une bonne structuration horizontale et verticale de la forêt est donc nécessaire pour lui permettre de bien filtrer les particules d'eau en suspension[20].
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+Rivière Naremoru s'écoulant dans la forêt de nuage.
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+Chute d'eau dans la forêt de brouillard : le recouvrement épiphyte est important.
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+Ils se trouvent entre 2 800  et   4 000 mètres d'altitude et reçoivent entre 500  et   1 300 millimètres de précipitations par an. Ils présentent une végétation composée de bruyères dont la forme arborescente d’Erica arborea est la plus caractéristique aux côtés de Erica rossii. Ces deux espèces sont pyrophytes, c'est-à-dire qu'elles colonisent les terrains incendiés, précédemment occupés par la forêt de nuage. Elles ont ainsi vu leur limite basse descendre de 700  à   900 mètres d'altitude selon les zones sous l'effet de l'anthropisation pastorale du peuple ongamo depuis 200  à   400 ans en fonction des versants. Lorsque la fréquence des feux augmente, seules des herbes des genres Hyparrhenia et Festuca arrive à se renouveler. On trouve également des plantes à fleurs comme Protea caffra subsp. kilimandscharica et Kniphofia thomsonii. Dans certaines zones plus abritées, de nouvelles essences naturelles comme Pinus patula arrivent à se développer, ce qui fragilise l'équilibre du milieu (baisse de la biodiversité, appauvrissement des sols), phénomène accentué de par leur nature inflammable. La volonté des autorités du parc de lutter contre les incendies en contraignant les pasteurs et les apiculteurs a un effet pervers : le milieu entre la limite supérieure de la forêt et les landes n'est plus géré de manière harmonieuse et les feux ne sont plus contrôlés alors même qu'ils sont nécessaires à la survie de certaines espèces[20],[52]. Ainsi, entre 1976 et 2005, la superficie de la forêt d’Erica arborea est passée de 187  à   32 km2, ce qui équivaut à une diminution de 15 % du couvert végétal total de la montagne[18].
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+De nombreuses espèces de nectariniidés aux couleurs vives peuplent la limite supérieure de la forêt : Souimanga du Kilimandjaro (Nectarinia mediocris), Souimanga olivâtre (Nectarinia olivacea), Souimanga à tête verte (Nectarinia verticalis), Souimanga à gorge verte (Nectarinia rubescens), Souimanga améthyste (Nectarinia amethystina), Souimanga à poitrine rouge (Nectarinia senegalensis), Souimanga malachite (Nectarinia famosa), Souimanga de Fraser (Anthreptes fraseri), Souimanga bronzé (Nectarinia kilimensis), Souimanga tacazze (Nectarinia tacazze) et Souïmanga à ailes dorées (Drepanorhynchus reichenowi). Il en est de même pour l'Aigle huppard (Lophaetus occipitalis)[50]. Rhabdomys pumilio, aussi bien présente dans la savane, constitue une de ses proies, tout comme Lophuromys aquilus, Dendromus melanotis et le Rat-taupe nu (Heterocephalus glaber). Par ailleurs, des buffles, des lions, des léopards, des éléphants, des élands, des céphalophes et des hyènes transitent parfois à cette altitude pour relier un point à un autre de la plaine[48].
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+Au premier plan, un spécimen en fleur de Protea caffra subsp. kilimandscharica ; juste derrière, une bruyère arborescente (Erica arborea).
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+Mêmes espèces que sur la photo précédente, avec en plus Helichrysum newii au premier plan, au creux du rocher et Erica rossii (arbuste avec le long tronc).
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+L'itinéraire Mweka serpentant au milieu de la végétation des landes et maquis.
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+Bruyères sur le Shira.
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+Souimanga malachite femelle sur une fleur de Protea caffra subsp. kilimandscharica.
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+Souimanga malachite mâle.
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+Ses limites inférieures et supérieures ne sont pas marquées de façon très nettes mais on le situe généralement entre 4 000  et   5 000 mètres d'altitude. Il se caractérise par une atmosphère sèche, avec en moyenne 200 millimètres de précipitations reçus par an, et d'importants écarts de températures. Les espèces qui y vivent sont parfaitement adaptées au climat rude et certaines sont endémiques[52]. Ainsi, on trouve Lobelia deckenii, la seule espèce alpine de Lobelia à vivre sur le Kilimandjaro[53]. Le Séneçon géant (Dendrosenecio kilimanjari) pousse principalement dans le Barranco, plus humide et abrité que le reste de la montagne à altitude égale. Une autre espèce d'astéracée est l'immortelle Helichrysum kilimanjari[52]. Quelques herbes à tussack parsèment les quelques prairies humides : Pentaschistis borussica et des espèces des genres Koeleria et Colpodium[54].
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+Seules quelques espèces de rapaces sont capables d'aller à cette altitude : la Buse rounoir (Buteo rufofuscus), l'Aigle des steppes (Aquila nipalensis), l'Élanion blac (Elanus caeruleus)[50], le Gypaète barbu (Gypaetus barbatus) et l'Aigle couronné (Stephanoaetus coronatus)[48] ; ainsi que deux espèces de passereaux : le Traquet afroalpin (Cercomela sordida) et le Bruant cannelle (Emberiza tahapisi)[50].
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+Un Traquet afroalpin (Cercomela sordida) au Kilimandjaro.
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+La végétation au niveau de l'étage afro-alpin se fait pauvre et éparse.
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+Séneçons géants (Dendrosenecio kilimanjari) dans le Barranco, au sud du Kibo.
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+Lobelia deckenii vers 4 000 mètres d'altitude.
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+Au-dessus de 5 000 mètres d'altitude, presque rien ne vit. Le peu de précipitations qui tombent s'infiltre quasiment immédiatement dans le sol ou s'accumulent sur les glaciers. Toutefois, Helichrysum newii a été trouvé près d'une fumerolle du cratère Reusch. Des lichens à croissance très lente comme Xanthoria elegans peuvent également vivre plusieurs centaines d'années jusqu'au sommet[52]. Le seul animal découvert à ce jour au Kibo est une espèce d'araignée[48].
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+Le Kilimandjaro a probablement été le berceau des pasteurs maasaï au début de l'Holocène, à une époque où les piémonts étaient humides et infestés par les mouches tsé-tsé et où les prairies et les cours d'eau d'altitude pouvaient constituer un milieu sain pour les troupeaux[13]. Les premières traces archéologiques de sédentarisation autour de la montagne sont datées vers 1000 av. J.-C. avec la découverte de bols en pierre. Les hommes qui les ont façonnés, chasseurs-cueilleurs, ont pu y trouver un avantage avec la présence d'eau fraîche et de nombreux matériaux de base[55]. Le véritable peuplement des versants remonterait aux premiers siècles de notre ère mais aucun témoignage oral ne vient le confirmer[5]. Les populations maasaï n'ont définitivement migré dans la région qu'à partir du XVIe siècle. Elles sont sans doute la raison principale qui a poussé les Ongamo à se replier vers le nord-est alors qu'ils occupent, selon leurs récits, le versant septentrional de la montagne depuis quarante-quatre générations[5].
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+Les Wachagga ont également délaissé le nord du Kilimandjaro. Leur présence est avérée au sud depuis le début du XVIIIe siècle, bien que la naissance de leur peuple remonte entre les VIIe et VIIIe siècles. Leurs traditions évoquent pour certaines une terre inoccupée et pour d'autres une rencontre avec des « petits hommes » appelés Vakoningo ou Vatarimba. Ceux-ci pourraient s'être retirés dans des grottes au milieu de la forêt ou auraient été assimilés avec leur bétail et leur bananeraies en formant le clan Swai à Kimbushi. La distinction est clairement faite avec les Vasi ou Mwasi, un peuple de chasseurs connu en Afrique de l'Est au travers des récits bantous et historiquement attesté sous le nom de Dorobbo. Il existait une unité très limitée entre les Wachagga ; ainsi, pour désigner leur ensemble ils employaient le terme wandu wa mdenyi (les « gens des bananeraies »). Ceci est probablement lié à leurs origines diverses : Wakamba, Taitas (Dawida), Maasaï (Parakuyo, Kisongo). Leur unité sociale de base était le clan patrilinéaire dont les limites géographiques étaient généralement constituées par des ravins ou des cours d'eau. Plusieurs centaines ont pu être recensés. Les clans ont été progressivement rattachés à des chefferies (uruka ou oruka) qui ont vu leur importance augmenter avec l'émergence de conflits, probablement liés au commerce de l'ivoire et des esclaves[5],[51],[56].
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+Durant l'Antiquité, quelques rares chroniqueurs comme le marchand et explorateur grec Diogène vers 50 dans Voyage en Afrique orientale ou comme le géographe égyptien Ptolémée au milieu du IIe siècle sur une carte où il fait figurer les « monts de la Lune », selon des informations qu'il a eues de Marinos de Tyr, mentionnent l'existence d'une « montagne blanche » ou « neigeuse » au cœur de l'Afrique[57],[58],[59].
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+Par la suite, bien qu'elle ait pu servir de repère aux caravanes des marchands arabes, aucune référence n'est faite à la montagne pendant plusieurs siècles. Ce n'est qu'à la fin du XIIIe siècle que le géographe arabe Aboul Féda évoque de manière assez vague une montagne de l'intérieur de « couleur blanche ». À la même période, un chroniqueur chinois écrit que le pays à l'ouest de Zanzibar « s'étend jusqu'à une grande montagne »[60]. En 1519, le navigateur et géographe espagnol Martín Fernández de Enciso pourrait avoir été le premier dans Suma de Geografia à véritablement évoquer le Kilimandjaro : « À l'ouest [de Mombasa] se trouve l'Olympe d'Éthiopie qui est très haut, et plus loin encore se trouvent les monts de la Lune où sont les sources du Nil. Dans toute cette région se trouve une grande quantité d'or et des animaux sauvages »[61],[58]. En 1845, le géographe britannique William Cooley, renseigné quelques années auparavant par des émissaires arabes à Londres, assure que la montagne la plus connue d'Afrique de l'Est, appelée Kirimanjara, est recouverte de corail rouge[57],[62].
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+En 1840, la Church Missionary Society décide d'entreprendre l'évangélisation de l'Afrique de l'Est. C'est ainsi que Johannes Rebmann, un missionnaire allemand formé à Bâle, est envoyé à Mombasa en 1846 dans le but de soutenir Johann Ludwig Krapf, atteint de malaria. Le 27 avril 1848, il part, accompagné de Bwana Kheri et de huit autochtones, à la découverte du royaume chagga de Kilema dont Krapf et lui ont entendu parler sur la côte et que seuls des esclavagistes arabes ont pénétré[57],[63]. Il découvre alors sans s'y attendre, le 11 mai, à seulement 28 ans, cette montagne formée d'un dôme blanc :
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+« Vers 10 heures, je vis quelque chose de remarquablement blanc au sommet d'une haute montagne et crus d'abord qu'il s'agissait de nuages, mais mon guide me dit que c'était du froid, alors je reconnus avec délice cette vieille compagne des Européens qu'on appelle la neige. »
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+— Johannes Rebmann, Church Missionary Intelligencer
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+Son attention est entièrement portée sur la présence de neige dont il s'étonne lui-même à cette latitude. Il s'avère que sa nature inconnue est l'objet de nombreuses croyances et attribuée de la part des indigènes à des esprits[57],[63]. Il retourne au Kilimandjaro en novembre et y rencontre des conditions climatiques plus favorables à l'observation. Il décrit alors deux sommets principaux, l'un conique et l'autre plus élevé formé d'un dôme, qui s'élèvent au-dessus d'une base commune de 25 milles (40 km) de long et séparés par une dépression en forme de « selle » de 8 à 10 miles[64]. Sa découverte, rapportée à Londres en avril 1849, est toutefois contestée[65]. Personne ne veut croire qu'il y a, à cet endroit d'Afrique, ces neiges éternelles malgré la confirmation six mois plus tard par Krapf qui a entre-temps découvert le mont Kenya. De virulentes contradictions opposent Cooley à Rebmann[57].
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+En 1856, le Kilimandjaro est représenté pour la première fois sur la « carte limace » tracée par Rebmann et Erhardt. La controverse alimente la curiosité des géographes et plusieurs expéditions s'enchaînent dont celle de John Hanning Speke et Richard Francis Burton en 1858. Ce dernier affirme qu'il faut chercher les sources du Nil dans les environs de la montagne[58]. Henry Morton Stanley confirme même leur découverte par Speke en 1862. Finalement, c'est l'expédition du baron allemand Karl Klaus von der Decken accompagné du jeune botaniste britannique Richard Thornton, en 1861, qui permet de confirmer par une observation à 2 460 mètres d'altitude l'existence des neiges sur le sommet. Decken en profite l'année suivante pour grimper à 4 260 mètres d'altitude et réaliser les premières cartes topographiques et hydrographiques du sommet. Elles sont très approximatives mais permettent pour la première fois de confirmer la nature volcanique du Kilimandjaro[57],[66].
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+Toutefois, pendant plusieurs décennies, l'accès au Kilimandjaro reste difficile. Le chemin de la côte à la montagne est long et semé d'embûches : animaux sauvages, pillards, rudesse du climat. De plus, les caravanes rechignent à monter en raison de la peur qu'inspirent les guerriers maasaï[58] et les guerres incessantes entre Wachagga génèrent de l'insécurité comme en témoigne la blessure mortelle causée à Charles New, un missionnaire anglais mandaté par Decken[66].
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+Le scientifique et explorateur écossais Joseph Thomson observe en 1883 le versant septentrional depuis le territoire maasaï et s'attaque à l'ascension du sommet mais ne dépasse pas 2 700 mètres d'altitude[66]. Il est suivi du comte hongrois Sámuel Teleki avec l'Autrichien Ludwig von Höhnel en 1887 mais ils ne dépassent pas 5 300 mètres d'altitude en raison d'une douleur au tympan ressentie par Teleki. Le 18 novembre 1888, Otto Ehrenfried Ehlers arrive à 5 740 mètres d'altitude bien qu'il ait prétendu atteindre 5 904 mètres d'altitude (soit plus que l'altitude réelle du sommet)[57],[67].
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+Le géologue allemand Hans Meyer, bien que conseillé par Teleki, échoue en 1887 dans sa première tentative à 5 400 mètres d'altitude. Il recommence l'année suivante, accompagné du géographe autrichien Oscar Baumann, mais les deux hommes sont faits prisonniers au cours de la révolte d'Abushiri et doivent verser une rançon de 10 000 roupies. Après ces deux échecs, Meyer décide de se faire accompagner de son ami Ludwig Purtscheller, un alpiniste autrichien, ainsi que de Yohanas Kinyala Lauwodu, un soldat wachagga de l'armée à Marangu. L'expédition est hébergée avant son départ par W.L. Abbott, un naturaliste qui a déjà bien étudié la montagne. Bien préparés et soumis à une discipline très stricte, ils atteignent enfin le cratère du Kibo à 5 860 mètres d'altitude le 3 octobre. L'expérience de Meyer est déterminante dans le choix d'établir des camps approvisionnés par les porteurs tout au long du parcours afin de pallier le manque de nourriture en cas de tentatives répétées. Les hommes constatent que, pour escalader le Kaiser-Wilhelm-Spitze (l'actuel pic Uhuru), il leur faut contourner la crête rocheuse. Ils parviennent au sommet le 6 octobre 1889 après avoir passé plusieurs heures à tailler au piolet des marches dans la glace les jours précédents. Ils entreprennent ensuite l'ascension du Mawenzi et passent au total seize jours à plus de 4 000 mètres d'altitude en étant confrontés à des températures proches de −14 °C. L'ascension du pic Uhuru n'est reproduite que vingt années plus tard par M. Lange[57],[67].
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+À l'aube du XXe siècle, les Allemands se mettent à construire des refuges sur la montagne. Parmi ceux-ci, le refuge Bismarck à 2 550 mètres d'altitude et le refuge Peters à 3 450 mètres[67]. Le refuge Kibo est construit en 1932[68].
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+Le Mawenzi n'est grimpé avec succès que le 29 juillet 1912 par les Allemands Fritz Klute et Eduard Oehler[67]. La fragilité de sa roche le rend très difficile à escalader[12]. Les deux hommes en profitent pour réaliser la troisi��me ascension du pic Uhuru, la première par le versant occidental. Quelques semaines plus tard, Walter Furtwängler et Siegfried König redescendent le Kibo en skis. Frau von Ruckteschell devient la première femme à atteindre Gilmann's Point[67].
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+La Première Guerre mondiale met en suspens les ascensions. En 1926, le pasteur Richard Reusch découvre au bord de la caldeira du Kibo un léopard gelé dont il prélève une oreille comme preuve, ce qui inspire une nouvelle à Ernest Hemingway. L'année suivante, il descend au fond du cratère qui porte ensuite son nom. Il réalise au total une quarantaine d'ascensions[57]. En 1927, un trio britannique enchaîne le Mawenzi et le Kibo, ce qui fait de Sheila MacDonald la première femme à gravir le pic Uhuru[67].
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+L'évangélisation commence à la fin du XIXe siècle dans un contexte de luttes claniques perpétuelles et de colonisation. Les catholiques et les protestants s'évertuent à explorer, entamer des pourparlers, acquérir des terres, enseigner les langues, installer des écoles, des dispensaires et des orphelinats, cultiver la terre et construire des lieux de culte. Les Wachagga semblent friands de lecture et d'écriture. Malgré cela, les missionnaires des deux religions subissent des pertes humaines et matérielles au gré des fluctuations des tensions politiques avec les autorités traditionnelles et coloniales[57].
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+En 1885, le premier poste protestant est ouvert à Moshi. Mandara, le roi de Moshi, reçoit à sa demande des enseignements chrétiens de la part de l'évêque Hannington de la Church Missionary Society et du Révérend Fitch. Il décide l'année suivante d'autoriser la construction d'une école pour garçons. Cependant, les choses se compliquent pour les missionnaires britanniques, placés entre les autochtones et les forces coloniales allemandes, et ils sont remplacés en 1892 par des luthériens de Leipzig qui deviennent actifs sous le protectorat. Des émeutes en 1893 provoquent l'incendie du poste de Moshi et des pasteurs s'installent tour à tour à Machame, Mamba, Mwika, Old Moshi et finalement Masama en 1906. En 1908, dix ans après les premiers baptêmes, 53 Wachagga ont adopté la religion protestante. Durant la Première Guerre mondiale, les missionnaires allemands sont confinés puis expulsés. Le premier pasteur chagga entre en fonction en 1932[57],[51].
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+Les protestants ont quelques rivalités avec les Spiritains, venus de La Réunion et installés de part et d'autre à l'est et à l'ouest de la montagne, mais entretiennent avec eux des relations respectueuses. Ces derniers ont peu à peu raison, auprès du Saint-Siège, des Comboniens installés dans la région du Soudan le long du Nil ainsi que des Bénédictins bavarois qui arguaient pourtant de leur adaptation au milieu montagnard[57]. Ceux-ci réalisent d'ailleurs de magnifiques gravures représentant le Kilimandjaro qu'ils publient dans le Nassauer Bote et dans le calendrier de Sainte Odile[69]. Les Spiritains se voient d'abord attribuer la préfecture apostolique du Zanguebar en juin 1863 et s'installent à Bagamoyo en 1868. Après plusieurs tentatives infructueuses, ils s'enfoncent à partir du 1877 en direction des plateaux de l'ouest, poussés par la propagande puis appelés par le baron von Eltz établit à Moshi qui souhaite fonder au Kilimandjaro une colonie de Polonais catholiques et requiert les services d'un prêtre. Il s'adresse à Mgr de Courmont qui entame avec les Pères Auguste Gommenginger et Le Roy un voyage d'étude considéré comme déterminant dans la connaissance de la montagne et comme marquant dans l'implantation de l'Église catholique. Ce dernier écrira en 1893 Au Kilima-Ndjaro[57]. Courmont réalise de nombreuses esquisses, chaque fois que le temps s'éclaircit, et écrit le 1er mars puis le 1er décembre 1890 :
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+« Depuis deux ans nous projetions une fondation au Kili. Mais comment y arriver par une région où régnaient toujours les hostilités ? D'autre part, les immenses et fertiles plaines de Tana nous étaient ouvertes [...] Le R.P. Leroy [est] notre principal entremetteur auprès des indigènes dont il parle très bien la langue. »
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+« Ainsi sur le Tana insuccès ; déception sur le Sobaki. Restait le Kilima Ndjaro.Je résolus d'en faire l'exploration, en compagnie de deux de nos Pères. Elle fut rapidement menée et les circonstances ont voulu que la mission pût être, sans plus de retard, commencée au mois de septembre.Ce pays […] est formé d'un magnifique massif de montagnes, dominé de deux pics, le Kibo haut de 6 000 mètres et le Kima de 5 300. Il est fertile, sain et très populeux.Les Washaga, ou noirs indigènes de la région montagneuse, sont intelligents, industrieux, désireux de s'instruire. Leurs enfants nombreux s'empressent autour du missionnaire, sans trop révéler cette nature sauvage qui, après une première curiosité satisfaite, les disperse [...] Nous pouvons donc augurer beaucoup de bien de cette mission, surtout si le Kilima Ndjaro devient, comme il en a été question, un pays d'émigration pour une population laborieuse de paysans catholiques allemands.Toutefois, l'éloignement de ce point qui rend difficiles l'organisation et l'expédition de caravanes fait aussi de cette fondation une œuvre qui demandera plus de peines, d'ennuis, de tribulations de toute nature et des dépenses plus considérables. Mais nous avons confiance en Dieu, et c'est pour cela que nous allons quand même de l'avant. »
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+— Mgr de Courmont, Annales apostoliques[70]
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+En 1891, la première mission catholique est créée à Notre-Dame de Lourdes à Kilema, au pied du Kibo dont la grâce est plusieurs fois évoquée dans les correspondances. Peu à peu, un réseau de paroisses se met en place sur les flancs du volcan avec une majorité de missionnaires alsaciens dans un premier temps. Des communautés à part entière naissent autour de chaque mission, où l'éducation et le commerce — en particulier celui du café — sont encouragés. Une deuxième mission est implantée à Notre-Dame de la Délivrance de Kibosho, en 1893, sur un site convoité par les protestants, affirmant plus encore leur domination jusqu'au cœur de la montagne. Au début du XXe siècle, Kibosho accueille régulièrement 3 000 enfants au sein de 22 écoles. En 1898, la mission de Rombo (Fisherstadt) naît à son tour, suivie non loin de là de Notre-Dame des Neiges à Huruma en 1931. Plusieurs annexes sont érigées en missions indépendantes : Uru en 1912 puis Umbwe, confiée aux prêtres africains, Narumu et Kishimundu (elle-même filiale d'Uru) en 1947 se séparent de Kibosho ; tout comme, à cette même date, Kirua, Marangu et Maua, la « mission la plus élevée du Kilimandjaro », auparavant rattachées à Kilema ; Mashati devient indépendante de Rombo en 1912 (malgré une fermeture entre 1922 et 1926) et Mengwe en 1950[57].
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+Le 13 septembre 1910, une nouvelle organisation se met en place. La propagande, sur demande de Monseigneur Vogt, érige le nord du vicariat de Bagamoyo en un nouveau vicariat et lui donne le nom de vicariat apostolique du Kilima-Ndjaro[69].
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+En 1998, parmi les 80 prêtres spiritains tanzaniens formés à Moshi, aucun n'est demeuré sur place. Les anciennes missions ont toutes été cédées mais les sœurs de la Congrégation de Notre-Dame du Kilimandjaro, fondée à Huruma, continuent d'y entretenir une vie religieuse intense. Parmi les protestants, près de 200 pasteurs nationaux officient encore dans le diocèse de Moshi. Au début du XXe siècle, des planteurs grecs orthodoxes se sont installés près de la montagne et ont construit des lieux de culte, mais leur présence a été temporaire et leur prosélytisme limité. Leurs installations ont été cédées et l'église orthodoxe de Moshi a été vendue aux Baptistes avec autorisation pour un pope d'y exercer des offices[57].
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+La présence de toutes ces communautés confessionnelles a laissé de nombreux ouvrages anciens décrivant le Kilimandjaro et a largement contribué à l'alphabétisation de la région. En 1914, seulement 5 % des écoles étaient laïques et cinquante ans plus tard, lors de l'indépendance, 75 % des écoles primaires et 50 % des écoles secondaires avaient été fondées par des missions[57],[51].
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+Les découvertes de Johannes Rebmann et Johann Ludwig Krapf attisent l'intérêt de l'Empire allemand pour l'Afrique de l'Est, tout comme celui de l'Empire britannique en 1883 : le naturaliste Harry Johnston est officiellement chargé par la Royal Geographical Society d'escalader le Kilimandjaro et de détailler sa flore et sa faune ; officieusement il travaille pour les services secrets britanniques[66]. Une rivalité se met en place, opposant d'abord la Deutsch-Ostafrikanische Gesellschaft (« Compagnie de l'Afrique orientale allemande ») de Carl Peters et l'Imperial British East Africa Company (« Compagnie britannique impériale d'Afrique de l'Est »). Des alliances s'organisent non sans difficulté avec les chefs locaux, constamment en guerre et approvisionnés en armes par les marchands arabes. Dans les années 1880, les principautés de Kibosho sous le règne de Sina et de Moshi sous celui de Rindi, Mandara puis Meli s'affrontent violemment. Les enjeux impliquent progressivement les États de manière plus directe avec la conférence de Berlin en 1884 et la signature l'année suivante d'une lettre impériale de protection de la main d'Otto von Bismarck garantissant les possessions allemandes à l'ouest de Dar es Salam. Le Kilimandjaro leur échoit par le jeu des allégeances et les Britanniques sont repoussés au nord. Ils obtiennent Mombasa « en compensation » le 1er novembre 1886 et la frontière résulte en deux segments qui se raccordent en contournant ostensiblement la base du versant septentrional du volcan. La colonisation devient officielle à partir du 1er janvier 1891, date de création d'un protectorat allemand[57]. L'Afrique orientale allemande perdure jusqu'au 25 novembre 1918 où elle passe sous contrôle britannique. Elle est scindée sept mois plus tard, à la suite du traité de Versailles, et renommée protectorat du Tanganyika qui acquiert le statut de mandat de la Société des Nations en 1922[71].
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+Le 9 décembre 1961, l'indépendance du Tanganyika est proclamée. Le même jour, comme pour répondre à l'acte similaire de Hans Meyer en 1889 qui signait le début de la domination allemande sur ce territoire, le drapeau du nouvel État est planté avec une torche[68] au sommet et celui-ci est rebaptisé pic Uhuru, le « pic de la liberté ». Ce symbole, voulu par le premier ministre et futur président Julius Nyerere, est censé marquer la fin des inégalités raciales et la réappropriation de cette figure de l'Afrique. Politiquement, il est en toile de fond de la déclaration d'Arusha proclamée à ses pieds le 5 février 1967 par le parti au pouvoir, l'Union nationale africaine du Tanganyika, et qui définit les grandes lignes de l'Ujamaa. Économiquement, il devient une figure du tourisme national et est représenté sur de nombreux produits fabriqués dans le pays. Mais cette image de marque est mal gérée et les devises échappent aux Tanzaniens : les guides et porteurs sont mal payés, les séjours sont organisés depuis le pays de départ par des entreprises étrangères, la clientèle est relativement peu fortunée, les prestations ne sont pas à la hauteur des attentes. Historiquement, la région est tournée vers la côte et le Kilimandjaro est « oublié » au profit des plages de sable fin et des grandes plaines plus faciles d'accès. Le parc national du Kilimandjaro, créé en 1973, a davantage vocation à protéger la forêt et les ressources hydrologiques que de promouvoir le tourisme. Les autorités voient cette manne s'échapper vers le Kenya auquel les catalogues touristiques attribuent fréquemment la possession du volcan. La rivalité avec ce voisin plus prospère conduit en 1977 à la fermeture des frontières et à la dissolution de la Communauté d'Afrique de l'Est[57].
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+Les Wachagga sont répartis sur les versants au sud et à l'est du Kilimandjaro. Les premières chefferies sont apparues à la fin du XVIIIe siècle sous la coupe d'hommes influents, en armant de jeunes classes d'âge. Une des premières grandes chefferies qui conquiert tout le versant oriental grâce aux alliances avec les Wakamba est celle d'Orombo, un Wachagga de Keni, mais elle s'écroule à la mort de son leader. Les chefferies de Kilema et Machame, sur le versant méridional, profitent quant à elles respectivement du commerce avec les Européens et d'une alliance avec les Maasaï. Kibosho atteint son apogée en 1870 sous le règne du roi Sina qui commerce avec les Swahilis. Moshi, au début du XXe siècle trouve l'appui des missionnaires. Ces alliances et ces conquêtes successives ont permis aux Wachagga de se mélanger. Pourtant, l'unité des chefferies a mis longtemps à se réaliser. Ce n'est que dans les années 1950, avec le développement économique collectif et la nomination pour la première fois de leur histoire d'un chef unique, qu'elle devient une réalité. Le catalyseur de cette prise de conscience est sans doute à chercher dans le regard posé par les Occidentaux sur « cette tribu ». Administrativement, les limites des villages (kijiji) sont en partie le reflet des anciens clans et chefferies. Ils sont regroupés en districts (mtaa ou mitaa)[51].
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+Les Ongamo qui se concentrent actuellement dans la région de Rombo, au nord-est, sont en voie d'assimilation parmi les Wachagga. Ils conservent une tradition apicole et pastorale en lisière supérieure de la forêt. Les Maasaï occupent les piémonts au nord et à l'ouest de la montagne[5]. Leur mode de vie est de plus en plus influencé par celui des peuples environnants et ils abandonnent progressivement leurs traditions : sédentarisation, accès à la propriété, christianisation. Il en résulte une marginalisation des groupes d'agropasteurs ou d'agriculteurs[72].
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+Le kichagga est en réalité divisé en trois langues, le chagga occidental, le chagga central et le chagga oriental ou rombo, comprenant elles-mêmes plusieurs dialectes. Ils sont plus ou moins homogènes entre eux, à tel point que des locuteurs parlant deux dialectes du chagga occidental différents auront des difficultés à communiquer et feront face à une incompréhension presque totale avec des locuteurs du chagga oriental. Le chagga occidental est subdivisé en dialectes siha (à Kibong'oto), rwa (mont Méru, versant ouest du Kilimandjaro), machami (à Machame) et kiwoso (à Kibosho) ; le chagga central en dialectes uru, mochi (à Old Moshi, Mbokomu), wunjo (à Kilema, Kirua, Marangu, Mamba) ; le chagga oriental en dialectes nord-rombo (Mashati, Usseri) et sud-rombo (Keni, Mamsera, Mkuu). Par ailleurs, les tribus chaggas réparties au sud et à l'est du Kilimandjaro ont des contacts avec des populations à langues bantoues (Pare, Wataita, Wakamba) et nilotiques (Ongamo, Maasaï), ainsi que par le passé couchitiques[5].
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+Les missions religieuses ont largement participé à l'alphabétisation des Wachagga et à leur modernisation. Dans le même temps, un grand nombre d'entre eux ont adopté le christianisme. Ainsi, la seule Église catholique peut aujourd'hui revendiquer près de 570 000 fidèles dans 39 paroisses et 72 succursales. La première école pour garçons a ouvert en 1894 à Machame. Dix ans plus tard, il existe trente établissements luthériens qui rassemblent 3 000 élèves, puis 5 817 en 1909 et 8 583 en 1914 dans une centaine d'écoles. Du côté catholique, 2 300 enfants des deux sexes fréquentent 22 écoles en 1909 et deux ans après plus de 7 000 rien qu'à Kibosho et Rombo. L'hostilité des propriétaires terriens occidentaux, la concurrence entre les confessions, l'arrivée de l'islam ainsi que la Première Guerre mondiale ralentissent le développement des écoles. Dans les années 1920, des écoles laïques ouvrent alors leurs portes avec une élite chagga à leur tête. En 1944, le nouveau conseil chagga instaure un impôt pour financer leur multiplication. L'élection de Julius Nyerere, lui-même ancien instituteur, à la présidence du pays nouvellement indépendant ne fait qu'accélérer la tendance[51],[56].
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+Bien que le christianisme soit désormais la religion dominante, un fond de croyances ancestrales demeure dans les zones les plus rurales. Les anciens chagga croient en l'existence des sorcières (wusari) ayant la capacité de faire pleuvoir. Ils voient dans les rêves des présages. Ils adorent leurs défunts en pensant qu'ils ont une influence sur leur destin. Leur dieu s'appelle Ruwa et leur mythologie a de nombreux points communs avec la Bible. Ils reconnaissent le concept de péché et pratiquent un genre de confession accompagnée de décoctions pour écarter le mauvais sort de la victime. C'est le guérisseur qui est chargé de cet acte, en plus de ses fonctions médicinales. Dans les anciennes traditions, seuls les individus mariés sont attachés en position repliée puis inhumés face au Kibo. Les jeunes et morts-nés sont enroulés dans des feuilles de bananiers et souvent déposés au pied d'un arbre. Des sacrifices d'animaux ont lieu durant les neuf jours qui suivent l'enterrement afin d'accompagner l'âme du défunt. Il existait un rite de passage relativement violent appelé ngasi pour marquer le passage des garçons à l'âge adulte (mbora). Les mariages étaient arrangés par les familles[73].
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+La propriété chagga typique est constituée par une concession (muri ou mri) au centre de laquelle se trouve la case (mmba), dépourvue de murs et dont le toit à base de perches de bois, de branchages d'épineux et de chaume repose directement sur le sol. Elle est de forme haute et conique à l'est entre Rombo et Moshi, basse et voûtée à l'ouest. L'espace du côté aval est partagé avec les animaux (chèvres, bovins) ; au fond, le côté amont est réservé aux humains pour prendre les repas, recevoir les visiteurs, dormir et ranger les ustensiles domestiques. La couche est faite à base de feuilles de bananier recouvertes par une peau de bête. Les deux espaces sont séparés par des piquets et par le foyer (iriko) au-dessus duquel sèchent les fruits et le bois de chauffe. Ces cases traditionnelles ont été remplacées par des maisons rectangulaires (nshelu, mtshalo ou mshalo) en briques ou parpaings, crépies et peintes, aux fenêtres vitrées et au toit recouvert de tôle. La concession est entourée par une haie (ndaala ou waatha) de Dracaena steudneri pour en assurer la sécurité. Deux cours entourent l'habitat : une cour extérieure (mboo ou nja) à laquelle on accède par un portail (ngiri, kichumi ou ksingoni) permet aux enfants de s'amuser ; une cour intérieure (kari, kadi, mbelyamba ou kandeni) à l'arrière permet d'extraire les graines de toutes sortes (céréales, café). Des annexes peuvent être construites sur la concession : grenier, auvent à bière ou hutte. Cette dernière servait à abriter le mari après de longues années de vie commune mais la pratique a disparu[5],[51],[74].
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+Du point de vue ancien des Wachagga, les zones cultivées se situent entre la savane (kasa, nuka, mwai) aride, malsaine, vecteur de fièvres et arpentée par les guerriers maasaï d'une part et la forêt de montagne (nturu, mtsudu, msuthu) d'autre part. L'agriculture est dès la période pré-coloniale marquée par un système productif relativement intensif, caractérisé par l'épandage du fumier issu de l'élevage sur des sols déjà fertiles. Parmi les productions figurent en premier lieu les bananiers introduits depuis l'Asie du Sud-Est probablement par les commerçants arabes vers le VIIIe siècle. En plus des fruits appelés iruu ou irubu, les feuilles et les fibres trouvent de nombreux usages. La banane existe sous sa forme à manger « sur l'arbre », à cuire ou à bière, chacune ayant un qualificatif propre montrant par là toute son importance. L'arbre et le fruit sont au cœur de nombreuses traditions et jalonnent les événements tels que mariages, grossesses, naissances et décès. La bananeraie se transmet par héritage de père en fils. Les tubercules comme l'igname (kikwa pour l'espèce locale issue de croisements de Dioscorea cayenensis, Dioscorea abyssinica et Dioscorea alata), le taro (espèce commune Colocasia esculenta appelée iruma, duma ou ithuma) et plus récemment la patate douce (Ipomoea batatas connue sous le nom de kisoiya) ont également un rôle essentiel dans l'alimentation chagga. Enfin, deux céréales sont cultivées : l'éleusine (vumbi ou mbeke) est originaire d'une région entre l'Ouganda et l'Éthiopie ; le maïs (maimba ou mahemba, termes d'abord associés dans d'autres langues au sorgho) a d'abord été introduit par les Portugais depuis les Antilles puis remplacé par une variété d'Afrique du Sud au début du XXe siècle et voit sa consommation augmenter alors qu'il a longtemps été absent de l'alimentation chagga. Les parcelles où sont cultivées les céréales et la plupart des tubercules sont irriguées par de véritables réseaux de canaux (mfongo) puis laissées en jachère généralement au bout de deux ou trois ans. L'outil de base pour travailler le sol est la houe mais la hache pour défricher et la faucille notamment sont également nécessaires. Au sud, l'agriculture s'est modernisée (engrais, tracteurs, emploi de main-d'œuvre) alors qu'elle est restée plus traditionnelle et principalement féminine à l'est. Le calendrier est dicté par les saisons auxquelles est soumis le Kilimandjaro. L'exploitation d'un espace de cueillette en amont des zones habitées, à la lisière supérieure de la forêt, a disparu[5],[51].
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+L'introduction de la culture du café date de la toute fin du XIXe siècle mais son essor n'a lieu qu'à partir des années 1920. Le nombre de cultivateurs, au nombre de 600 en 1922, est multiplié par vingt en l'espace de dix ans sous l'impulsion d'une coopérative de petits producteurs locaux. Dans les années 1950, la hausse du prix du café leur permet de s'enrichir, d'investir notamment dans la construction de nouvelles infrastructures et de prendre plus de poids politique. Ces paysans seront un des piliers de l'indépendance du Tanganyika et en subiront paradoxalement le contrecoup dans l'effort de mise à niveau de l'économie du pays[51].
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+L'élevage est également essentiel pour les Wachagga. Le bétail, comprenant bovins (des zébus appelés génériquement ng'umbe), caprins (mburu) et ovins (yaanri, ichondi ou irohima) fournit viande, lait et sang frais. Les volailles ont longtemps été culturellement ignorées en Afrique de l'Est[5].
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+La protection environnementale du Kilimandjaro s'est faite en plusieurs étapes. Une réserve de chasse est d'abord créée par les autorités allemandes en 1910. En 1921, elle est transformée en réserve forestière. En 1973, la zone au-dessus de 2 700 mètres d'altitude est classée au sein du parc national du Kilimandjaro. Il est ouvert au public quatre ans plus tard. En 1987, la limite du parc est abaissée jusqu'à 1 830 mètres d'altitude et il atteint 75 353 hectares[75]. Il est finalement inscrit sur la liste du patrimoine mondial de l'UNESCO[76] avec comme justification que « le Kilimandjaro, avec sa cime enneigée qui surplombe la plaine de près de 5 000 m, est le plus grand massif montagneux isolé qui soit » et que son parc abrite « une grande diversité d'espèces animales et végétales rares ou endémiques ». La réserve forestière qui l'entoure est progressivement passée de 89 000[77] à 92 906 puis 107 828 hectares[75]. L'ensemble protège 3 000 espèces végétales[18].
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+En parallèle de l'action du parc national, différents projets ont été mis en place à petite échelle dans le but d'améliorer la gestion de la forêt avec l'aide des populations locales et d'initier des programmes de reboisement. Mais les images satellites montrent que le morcèlement continue en raison du manque d'expérience des exploitants sylvicoles et du peu de moyens investis dans la lutte contre les incendies[18].
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+Un corridor biologique de huit kilomètres de large a été maintenu au nord-ouest du Kilimandjaro, en territoire maasaï, afin de relier son parc avec celui d'Amboseli, de l'autre côté de la frontière avec le Kenya, afin d'aider à la circulation des vingt espèces communes de grands mammifères sur les vingt-cinq présentes dans les forêts de montagne[49].
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+L'ascension du Kilimandjaro est très prisée par de nombreux randonneurs, notamment par ceux qui se lancent à l'assaut des sept sommets. Environ 20 000 personnes franchissent l'entrée du parc national du Kilimandjaro et tentent l'ascension chaque année avec un taux d'échec d'un tiers[78]. La meilleure période est de juillet à octobre ou en janvier et février afin d'éviter les saisons des pluies. La règlementation du parc impose les sentiers de randonnées, les moyens à mettre en œuvre pour faire l'ascension (garde…) et récolte les droits d'entrée. Il est conseillé d'être suivi de porteurs, éventuellement d'un cuisinier mais la loi oblige à être accompagné d'un guide homologué. Toutes ces ascensions nécessitent une bonne condition physique, notamment pour se prémunir du mal aigu des montagnes. Si les risques sont faibles, quelques touristes ont cependant perdu la vie lors de cette ascension, par accident ou par manque de préparation. Il convient donc de rester prudent et de s'entraîner avant de la tenter puisque seulement 40 % des ascensions sont couronnées de succès[79],[80]. Des gardes sont stationnés sur la montagne pour permettre une évacuation rapide en cas d'urgence.
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+Il faut compter entre six et dix jours pour parvenir au sommet et en revenir. Les sentiers pour le sommet du Kilimandjaro empruntent pour la plupart le versant méridional du volcan ; certains sont très fréquentés. Les itinéraires sur le versant septentrional sont réservés aux alpinistes chevronnés. Il existe sept points de départ (gate) autour de la montagne et plusieurs variantes :
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+Le 28 septembre 2010, Kílian Jornet Burgada bat le double record de l'ascension la plus rapide en 5 h 23 min 50 s, par la voie Great Western Breach, et celui de l'aller-retour en 7 heures et 14 minutes en descendant du sommet par une voie différente de la montée[94]. Ce second temps est amélioré par le Suisso-Équatorien Karl Egloff le 15 août 2014[95] en 6 heures 42 minutes et 24 secondes[96]. Précédemment, les records étaient détenus respectivement par l'Italien Brunod qui a établi le temps de 5 h 38 min 40 s, par la Marangu Route, en 2001, et par le Tanzanien Simon Mtuy qui détenait depuis le 26 décembre 2004 le record de l'aller-retour le plus rapide en 8 h 27 min en étant monté par Umbwe Route et redescendu par Mweka Route. Ce dernier a également réalisé le temps le plus rapide sans assistance alimentaire en 9 h 19 min le 22 février 2006. Chez les femmes, la Britannique Rebecca Rees-Evans a vaincu le sommet en 13 h 16 min 37 s par le même itinéraire.
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+Les plus jeunes personnes à avoir atteint le pic Uhuru sont les Américains Keats Boyd, le 21 janvier 2008, et Cash Callahan, en 2018, tous deux à l'âge de sept ans, alors qu'il est normalement interdit de le faire en dessous de l'âge de dix ans[97]. Le 16 mars 2018, l'Américaine Montannah Kenney du Texas est devenue la plus jeune fille au sommet, seulement plus vieille de quelques jours que Cash Callahan[97],[98]. La personne la plus âgée à atteindre le pic Uhuru est, à 88 ans le 20 juillet 2017, l'Américain Fred Distelhorst[97] ; chez les femmes, la plus âgée, à 86 ans et 267 jours en 2015, est Angela Vorobeva[97],[99].
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+La roche du Kilimandjaro n'est généralement pas très propice pour l'escalade. Toutefois, les pics du Mawenzi offrent quelques bonnes voies et le recul des glaciers du Kibo contribue à l'apparition de quelques parois verticales ou passages vertigineux sur certains tronçons de l'itinéraire Umbwe en particulier. Des autorisations spéciales et des décharges sont nécessaires pour les emprunter.
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+Les itinéraires sont équipés de refuges de montagne de manière inégale. Marangu Route dispose des plus confortables (literie, eau, douches, électricité, cuisines). Autrement, il existe des camps à la fin de chaque journée de marche. Plusieurs de ces camps se situent à l'abri de grottes. Il est interdit de bivouaquer en dehors de ces zones pour des questions de sécurité. Certains camps portent le qualificatif de hut signifiant « refuge » (Machame Hut, Barranco Hut) mais sont tout juste équipés de quelques commodités sans toutefois offrir de possibilité pour se restaurer ou dormir[87].
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+Le statut du Kilimandjaro a évolué d'une dimension mythique jusqu'au milieu du XIXe siècle, en raison des récits oniriques de l'Antiquité, des fantasmes d'Eldorado de la Renaissance, des récits sacrés et finalement de la présence supposée de neige à son sommet, à emblématique au fur et à mesure que les missionnaires et les explorateurs sont venus prouver l'existence de glaciers et étudier la géographie de la montagne. Il demeure pourtant dans l'imaginaire iconographique et textuel un lieu évoquant les récits bibliques (grands animaux, image du « bon sauvage ») et le berceau de l'Humanité (découvertes archéologiques). De là, il n'y a qu'un pas pour que le randonneur ait l'impression d'effectuer un pèlerinage vers le « toit de l'Afrique » en puisant dans ses ressources physiques comme mentales[58].
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+La littérature évoque l'aspect fantastique du Kilimandjaro :
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+« Ensuite, ils commencèrent à prendre de l’altitude en direction de l’est, semblait-il ; après quoi, cela s’obscurcit et ils se trouvèrent en pleine tempête, la pluie tellement drue qu’on eût cru voler à travers une cascade, et puis ils en sortirent et Compie tourna la tête et sourit en montrant quelque chose du doigt et là, devant eux, tout ce qu’il pouvait voir, vaste comme le monde, immense, haut et incroyablement blanc dans le soleil, c’était le sommet carré du Kilimandjaro. Et alors il comprit que c’était là qu’il allait. »
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+— Ernest Hemingway, Les Neiges du Kilimandjaro (1936)
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+Dans Le Lion de Joseph Kessel (1958), alors que le narrateur et sa fille Patricia séjournent dans une réserve du Kenya parmi les Maasaï, la montagne est en toile de fond. Ses dimensions imposantes sont rappelées tout au long du roman et ses neiges souvent évoquées : « les derniers feux du soleil sur la neige du Kilimandjaro ». Il en est également question par exemple dans Cinq semaines en ballon de Jules Verne (1863).
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+En chanson, Pascal Danel sort en 1966 Kilimandjaro dont les paroles semblent inspirées de la nouvelle de Hemingway ; c'est un succès international qu'il adapte en six langues différentes et qui sera repris dans plus de 180 versions :
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+Il n'ira pas beaucoup plus loin
+La nuit viendra bientôt
+Il voit là-bas dans le lointain
+Les neiges du Kilimandjaro
+[...]
+Voilà sans doute à quoi il pense
+Il va mourir bientôt
+Elles n'ont jamais été si blanches
+Les neiges du Kilimandjaro
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+Jean Ferrat évoque en ces mots le Kilimandjaro, dans un texte du même titre, en 1985 :
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+Que la vie c'est du terre à terre
+Qu'on peut pas être himalayen
+Sept jours sur sept et qu'il s'avère
+Qu'il faut savoir être moyen
+Tu comprends pas c'est ça qu'est triste
+Que j'aimerais vivre moins haut
+Être un amoureux plus simpliste
+Avoir l'altitude à zéro
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+Pour sa part, Pierre Perret console son ami en l'emmenant « faire un pique-nique en haut du Kilimandjaro » (Mon p'tit loup) tandis que Michel Sardou fait rimer « le toit du Kilimandjaro et la montagne Eldorado » (Dans ma mémoire, elle était bleue). En 1981, Carlos Santana écrit un morceau instrumental titré Tales of Kilimanjaro.
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+Au cinéma, Mino Guerrini réalise en 1986 Les mines du Kilimandjaro, un film italien qui raconte l'histoire d'un lycéen américain recherchant des diamants près de la montagne dans les années 1930. Il doit affronter les Nazis, des gangsters chinois et des tribus locales. Dans un autre registre, le volcan apparaît dans Le Roi lion 2.
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+L'évolution de l'image du Kilimandjaro dans l'imaginaire collectif accompagnée du succès que la montagne acquiert dans les arts à la suite du siècle des Lumières puis du développement du tourisme est sans doute responsable de l'engouement dont il bénéficie au fur et à mesure que les supports se diversifient : tissus (batiks), estampes, lithographie, gravure sur cuivre et acier, photographie, etc. Pourtant, ses dimensions et les carcans posés par les pratiques artistiques ont longtemps été un frein à la diversification de sa représentation. Il figure souvent en toile de fond de vues composées avec des animaux sauvages, une flore exotique ou des guerriers maasaï en premier-plan. Ces représentations sont principalement le reflet des préjugés culturels et des stéréotypes occidentaux sur l'Afrique. Les premiers temps, elles ont un aspect inquiétant ; puis elles se font plus romantiques. Une constante est de l'entourer de nuages, d'abord pour évoquer son côté mystérieux, puis sa dimension spirituelle et enfin sa hauteur. Monseigneur Le Roy est un de ceux qui ont produit le plus de gravures sur le Kilimandjaro (une œuvre remarquable est Le Kilima-Njaro, vue prise du Matchamé, en 1893). Il est aussi un des premiers, avec J. Chanel, à prendre des photographies de la montagne dans les années 1890. La fragilité des premières pellicules cause des problèmes de surexposition. Ainsi, les difficultés inhérentes à cette technique pourtant plus authentique constituent longtemps une de ses faiblesses, mais elle va permettre de diversifier les vues du sommet. La publicité s'empare du symbole ; il devient le logotype de marques d'eau minérale, de bière[101], de café, de thé, de cigarettes, d'agences touristiques ou encore de chaînes hôtelières, et est repris dans des slogans : « Air Tanzania, les ailes du Kilimandjaro » ou « la Tanzanie, terre du Kilimandjaro et de Zanzibar » (State Travel Service). Il est partagé par les tanzaniens et les kenyans selon que le couple Kibo-Mawenzi est représenté dans un sens ou dans l'autre. Il n'échappe pas non plus aux pièces de monnaies et aux timbres. Enfin, avec le tourisme de masse, la carte postale semble retrouver le conformisme attendu des premières représentations artistiques à deux plans : elle doit dresser les richesses naturelles et l'identité de la région[102],[103].
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+Sur les autres projets Wikimedia :

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+Le Kilimandjaro ou Kilimanjaro est une montagne située dans le Nord-Est de la Tanzanie et composée de trois volcans : le Shira à l'ouest, culminant à 3 962 mètres d'altitude, le Mawenzi à l'est, s'élevant à 5 149 mètres d'altitude, et le Kibo, le plus récent géologiquement, situé entre les deux autres et dont le pic Uhuru à 5 891,8 mètres d'altitude constitue le point culminant de l'Afrique. Outre cette caractéristique, le Kilimandjaro est connu pour sa calotte glaciaire sommitale en phase de retrait accéléré depuis le début du XXe siècle et qui devrait disparaître totalement d'ici 2030 à 2050. La baisse des précipitations neigeuses qui en est responsable est souvent attribuée au réchauffement climatique mais la déforestation est également un facteur majeur. Ainsi, malgré la création du parc national en 1973 et alors même qu'elle joue un rôle essentiel dans la régulation bioclimatique du cycle de l'eau, la ceinture forestière continue à se resserrer. En effet, la montagne est notamment le berceau des pasteurs maasaï au nord et à l'ouest, qui ont besoin de prairies d'altitude pour faire paître leurs troupeaux, et des cultivateurs wachagga au sud et à l'est, qui cultivent des parcelles toujours plus étendues sur les piémonts, malgré une prise de conscience depuis le début du XXIe siècle.
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+Après la surprise engendrée dans le milieu scientifique avec sa découverte pour les Européens par Johannes Rebmann en 1848, le Kilimandjaro a éveillé l'intérêt des explorateurs comme Hans Meyer et Ludwig Purtscheller qui parviennent au sommet en 1889 accompagnés de leur guide Yohanas Kinyala Lauwo. Par la suite, il a constitué une terre d'évangélisation que se sont disputée catholiques et protestants. Enfin, après plusieurs années de colonisation allemande puis britannique, il a vu l'émergence d'une élite chagga qui a été un pilier dans la naissance d'une identité nationale avec comme point d'orgue l'indépendance du Tanganyika en 1961.
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+Depuis, le Kilimandjaro est devenu une montagne emblématique, évoquée ou représentée dans les arts et symbolisée sur de nombreux produits à vocation commerciale. Elle est très prisée par les milliers de randonneurs qui réalisent son ascension tout en profitant de la grande diversité de sa faune et de sa flore.
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+Le nom utilisé pour désigner la montagne dans son ensemble est orthographié « Kilimandjaro » en français et Kilimanjaro en anglais. Elle est aussi appelée Ol Doinyo Oibor en maa, soit « Montagne blanche » ou « Montagne étincelante »[2]. Son nom a été adopté en 1860 et viendrait du swahili Kilima Njaro[3]. « Kilimandjaro » a tôt fait l'objet d'études toponymiques, Johann Ludwig Krapf y voyant la « Montagne de la splendeur » sans toutefois plus d'explications[4]. En 1884, Gustav Adolf Fischer affirme que Njaro est un démon du froid, idée reprise par Hans Meyer lors de son ascension en 1889, mais Njaro n'est connu que des habitants de la côte et non de ceux vivant à l'intérieur des terres, qui par ailleurs ne croyaient qu'en des esprits bienfaiteurs[4]. Joseph Thomson est le premier à supposer, en 1885, qu'il signifie « Montagne étincelante ». Si le diminutif kilima signifie « colline », « petite montagne », cette théorie n'explique pas pourquoi le mot mlima n'est pas utilisé pour désigner de manière moins impropre la « montagne » si ce n'est pour des raisons affectives ou par déformation. Njaro désignerait la blancheur, l'éclat en swahili[4] mais cette entrée est absente des dictionnaires anciens ou contemporains de kiswahili et pourrait ne pas être employée dans la langue standard. Par ailleurs, en maa, ngaro ou ngare désigne l'eau ou les sources[4]. Mais jaro peut aussi désigner une caravane en kichagga et une théorie alternative propose les termes kilmanare/kilemanjaare, kilelemanjaare ou encore kileajao/kilemanyaro dont le sens est respectivement « qui vainc l'oiseau » ou « le léopard » ou « la caravane ». Cependant, ce nom n'aurait été importé qu'au milieu du XIXe siècle chez les Wachagga qui avaient pour seule habitude de nommer séparément chacun des sommets connus par eux, rendant cette explication anachronique[4].
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+Le Kilimandjaro est formé de trois sommets principaux qui sont le Shira, le Mawenzi (en kichagga Kimawenze ou Mavenge signifiant « sommet fendu », cette apparence faisant l'objet d'une légende locale[4],[5]) et le Kibo (en kichagga Kipoo ou Kiboo signifiant « tacheté » en raison d'un rocher sombre qui dépasse des neiges éternelles[4], aussi appelé Kyamwi, « le lumineux »[5]). Ce dernier abrite le point culminant de l'ensemble, le pic Uhuru (terme swahili signifiant « liberté »). Il avait été baptisé Kaiser-Wilhelm-Spitze de 1889 à 1918 en l'honneur de Guillaume II d'Allemagne à la suite de la colonisation de l'Afrique orientale allemande par signature de traités entre Carl Peters et des chefs locaux, jusqu'au passage du Tanganyika sous administration britannique[6].
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+Le Kilimandjaro s'élève dans le Nord-Est de la Tanzanie à 5 891,8 mètres d'altitude selon des mesures réalisées en 2008 par positionnement GPS et gravimétrie, remplaçant la précédente valeur de 5 892 mètres obtenue en 1952 par une équipe britannique[1]. Son altitude, qui a fait l'objet de mesures depuis 1889 avec des résultats variant de plus de cent mètres[7], en fait le point culminant de l'Afrique et donc un des sept sommets. Il se situe non loin de la frontière avec le Kenya qui passe au pied des versants nord et est de la montagne. Il émerge de manière solitaire de la savane qui l'entoure, la surplombant d'un dénivelé de 4 800 à 5 200 mètres, ce qui en fait la montagne isolée la plus haute du monde[8],[9]. Il couvre une superficie de 388 500 hectares[10]. La montagne est un complexe volcanique de forme ovale de 70 kilomètres du nord-ouest au sud-est par cinquante kilomètres du nord-est au sud-ouest, à 340 kilomètres au sud de l'équateur[11]. Le mont Méru se trouve à 75 kilomètres au sud-ouest et le mont Kenya, deuxième sommet d'Afrique par l'altitude, à 300 kilomètres au nord. La ville la plus proche, Moshi, est située en Tanzanie, au sud de la montagne, et constitue le principal point de départ de son ascension. L'aéroport international du Kilimandjaro dessert depuis 1971, à cinquante kilomètres au sud-ouest du sommet, toute la région et ses parcs. Dodoma, la capitale, et Dar es Salam se trouvent respectivement à 380 kilomètres au sud-ouest et 450 kilomètres au sud-est alors que Nairobi n'est qu'à 200 kilomètres au nord-nord-ouest. La côte de l'océan Indien est à 270 kilomètres. Administrativement, le Kilimandjaro se trouve dans la région de Kilimandjaro, à cheval sur les districts de Hai, Moshi Rural et Rombo où se trouve le point culminant et la majeure partie de la montagne. Il est intégralement inclus dans le parc national du Kilimandjaro.
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+Le Kilimandjaro est un stratovolcan de forme globalement conique. Il est composé de trois sommets principaux qui sont autant de volcans : le Shira à l'ouest avec 3 962 mètres d'altitude, le Kibo avec 5 891,8 mètres d'altitude au centre et le Mawenzi avec 5 149 mètres d'altitude à l'est. Le Kibo est couronné à son sommet d'une caldeira elliptique large de 2,4 kilomètres et longue de 3,6 kilomètres, renfermant un cratère appelée Reusch Crater de 900 mètres de diamètre au milieu duquel s'élève un cône de cendre de 200 mètres de diamètre nommé Ash Pit[8],[12]. Le pic principal, sur le bord méridional de sa caldeira externe, s'appelle pic Uhuru, les autres points remarquables du Kibo étant Inner Cone à 5 835 mètres d'altitude, Hans Meyer Point, Gilman's Point, Leopard Point et Yohanas' Notch, une brèche nommée en l'honneur du guide qui accompagna la première ascension de la montagne. Au sud-ouest du sommet, un grand glissement de terrain a donné naissance, il y a 100 000 ans, à Western Breach qui domine la Barranco Valley[9]. Le Mawenzi est parfois considéré comme le troisième plus haut sommet du continent après le mont Kenya[12]. Il est fortement érodé et a désormais l'apparence d'un dyke dont se détachent Hans Meyer Peak, Purtscheller Peak, South Peak et le Nordecke. À leur base, plusieurs gorges partent en direction de l'est, en particulier Great Barranco et Lesser Barranco. The Saddle, en français « la selle », est un plateau de 3 600 hectares entre le Mawenzi et le Kibo. Le Shira, duquel se détache Johnsell Point, est constitué par un demi-cratère égueulé dont il ne reste que les rebords sud et ouest. Au nord-est de celui-ci, sur 6 200 hectares, la montagne présente une autre surface en forme de plateau. Environ 250 cônes satellites sont présents de part et d'autre de ces trois sommets sur un axe nord-ouest/sud-est[10].
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+La calotte locale du Kilimandjaro est confinée au Kibo. Elle couvrait en 2003 une surface cumulée de 2 km2. Elle est constituée par le glacier Furtwängler sur la partie sommitale, des glaciers Drygalski, Great Penck, Little Penck, Pengalski, Lörtscher Notch et Credner au niveau du champ de glace Nord (en anglais Northern Icefield), des glaciers Barranco (ou Little et Big Breach), Arrow et Uhlig à l'ouest, des glaciers Balletto, Diamond, Heim, Kersten, Decken, Rebmann et Ratzel au niveau du champ de glace Sud (en anglais Southern Icefield) et enfin du champ de glace Est (en anglais Eastern Icefield). La variabilité géographique des précipitations et de l'ensoleillement explique la différence de taille entre les différents champs de glace[13].
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+Cette calotte était autrefois clairement visible mais elle est désormais en phase de retrait rapide[14]. Elle couvrait une superficie de 12,1 km2 en 1912, 6,7 km2 en 1953, 4,2 km2 en 1976 et 3,3 km2 en 1996. Au cours du XXe siècle, elle a perdu 82 % de sa superficie[13]. Elle a perdu en moyenne 17 mètres d'épaisseur entre 1962 et 2000[15]. Elle est de plus en plus ténue, en particulier sur le versant septentrional, où le retrait est plus prononcé, avec environ 30 % de perte en volume et en surface depuis le début du siècle, si bien que le glacier Credner s'est totalement détaché du champ de glace Nord en 2012 et devrait disparaître en 2030[16], suivi entre 2040 et 2045, au rythme actuel, par les autres glaciers septentrionaux et sommitaux[16],[17]. La glace sur le versant méridional pourrait perdurer quelques années supplémentaires en raison de conditions climatiques locales différentes[17]. La situation actuelle serait comparable à celle présente il y a 11 000 ans d'après des carottages de glace[15].
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+La calotte du Kilimandjaro diminue depuis 1850 environ, en raison d'une baisse naturelle des précipitations de l'ordre de 150 millimètres, mais cette tendance s'est sensiblement accélérée au cours du XXe siècle. Le réchauffement climatique actuel est le plus souvent mis en cause dans cette rapide disparition[18], le glacier ayant résisté il y a 4 000 ans à une sécheresse longue de 300 ans[19],[15]. Ainsi, la température moyenne journalière aurait augmenté de 3 °C au cours des trente dernières années à Lyamungu, à 1 230 mètres d'altitude sur le versant méridional[20]. Toutefois, la température restant constamment inférieure à 0 °C à l'altitude où se situent les glaciers, Georg Kaser de l'université d'Innsbruck et Philip Mote de l'université de Washington ont montré que la forte régression du glacier est surtout due à une baisse des précipitations[21],[22]. Celle-ci pourrait être liée à une évolution locale provoquée par la déforestation qui se traduit par un resserrement de la couverture végétale épaisse et une diminution de l'humidité atmosphérique. Un parallèle est mis en évidence entre la diminution de la calotte glaciaire et le taux de recul de la forêt, surtout intense au début du XXe siècle et en voie de stabilisation[13],[20]. Quoi qu'il en soit, ainsi que le témoigne la forme acérée caractéristique des glaces, le glacier est sublimé par le rayonnement solaire, après quelques décennies humides au XIXe siècle. Ce phénomène est vraisemblablement accéléré par une faible diminution de l'albédo au cours du XXe siècle, particulièrement dans les années 1920 et 1930[14]. L'autre phénomène qui entraîne la diminution des glaciers est causé par l'absorption de chaleur au niveau de la roche volcanique sombre et sa diffusion à la base des glaciers. Ceux-ci fondent, deviennent instables et se fracturent, augmentant la surface exposée au rayonnement solaire[23].
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+Les cours d'eau issus de la fonte des glaces alimentent significativement deux rivières de la région mais 90 % des précipitations sont capturées par la forêt. La disparition des glaciers ne devrait donc pas avoir un impact direct durable sur l'hydrologie locale, contrairement à la déforestation et à la pression anthropique qui se traduit par une multiplication par quatre des détournements d'eau pour l'irrigation depuis quarante ans. Les forêts du Kilimandjaro recevraient 1,6 milliard de mètres cubes d'eau par an, dont 5 % par précipitations néphéléniques (par contact des nuages de brouillard avec la forêt). Deux tiers retournent vers l'atmosphère par évapotranspiration. La forêt joue donc un triple rôle de réservoir : dans le sol, dans la biomasse et dans l'air. Depuis 1976, les précipitations néphéléniques ont diminué en moyenne de vingt millions de mètres cubes par an, soit le volume de la calotte actuelle tous les trois ans environ et 25 % de moins en trente ans, ce qui équivaut à la consommation annuelle en eau potable d'un million de Wachagga[18].
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+Au cours du Jurassique et du Crétacé, une érosion se met en place au niveau de la région correspondant à l'actuel Kilimandjaro. C'est alors un plateau composé de gneiss et de granulite datant du Précambrien. Le relief est progressivement aplani : des plaines se forment au nord et à l'est, des inselbergs apparaissent au nord-ouest et au sud-est, les alluvions cristallines sont évacuées vers le sud à partir du Paléocène[24].
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+La vallée du grand rift qui parcourt l'Afrique de l'Est du nord au sud naît au Miocène avec le début de scission de la plaque somalienne à partir de la plaque africaine. Dans la région correspondant à une branche orientale de ce rift, des failles apparaissent au Pliocène et les alluvions s'entassent, recouvrant la plupart des inselbergs. Les failles favorisent l'ouverture de grabens et la remontée de magma. Le Kilimandjaro comme le mont Méru émergent au niveau d'un graben qui prend une orientation ouest-nord-ouest—est-sud-est, formant le seuil d'Amboseli[24].
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+Le volcanisme du Kilimandjaro débute au cours du Pliocène ; la construction de son édifice se serait déroulée en quatre grandes phases, durant lesquelles ont été émis 5 000 km3 de roches volcaniques[24]. Les trois dernières ont formé les stratovolcans imbriqués qui constituent le Shira, le Kibo et le Mawenzi. Le rift orienté ouest-nord-ouest—est-sud-est qui les traverse a également donné naissance à de nombreux cônes satellites, répartis en approximativement huit zones. Quelques bouches éruptives situées au sommet semblent avoir été actives pendant l'Holocène[8].
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+Cette phase, probablement antérieure à 2,5 millions d'années, est très mal connue en raison du faible nombre de datations radiométriques effectuées sur le volcan et de l'enfouissement des coulées sous d'autres plus récentes. Trois indices géomorphologiques viennent pourtant soutenir son existence[24].
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+Des strates en inversion de relief sont présentes au niveau des dorsales de Kilema au sud, Kibongoto au sud-ouest et Ol Molog au nord-ouest. La modélisation de l'édifice qui en serait responsable permet de déterminer que les coulées sont issues de rifts et ont comblé les failles principales du graben[24].
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+À l'ouest, entre les dorsales d'Ol Molog et de Kibongoto, le relief particulier en forme de caldeira ouverte ou de cirque naturel a accueilli le Shira qui l'a rempli en partie. Le produit de l'érosion a été évacué vers l'ouest puis recouvert par le mont Méru. Il est responsable de la singularité d'orientation du rift dans la région[24].
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+Un relief relativement similaire marqué par la dépression de Rau est présent au sud, entre les dorsales de Kibongoto et de Kilema. Il est en partie comblé par les produits du Kibo, situé à son extrémité septentrionale. Toutefois, plus au sud, sur les rives du lac Nyumba ya Mungu, des dépôts volcaniques pourraient confirmer l'hypothèse d'un éventrement du versant méridional du paléo-volcan[24].
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+Au total, le volume émis par ce paléo-volcan pourrait représenter près des deux tiers du volume actuel[13].
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+Le début de cet événement remonte à entre 2,5  et   2 millions d'années[12]. Il est caractérisé par d'importantes émissions volcaniques à la jonction et le long des dorsales d'Ol Molog (ou Shira Nord) et de Kibongoto, orientées grossièrement nord / sud. Un volcan bouclier basaltique (trachy-basaltes, ultramafites, néphéline) relativement allongé se met en place à partir de pyroclastites, de tufs et de laves. Parallèlement, des coupes de terrain mettent en évidence une inclinaison accentuée des coulées, montrant par là que l'édifice prend de la hauteur[24].
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+Le Shira est caractérisé par une caldeira ouverte vers le nord-est mais dont les remparts sont encore fortement marqués à l'ouest et au sud. Une centaine de dykes, témoins d'une ultime activité du Shira, s'élèvent en son centre. Elle a peut-être été doublée par une caldeira externe dont il reste peu de traces. L'érosion, principalement glaciaire, puis les émissions du Kibo ont fortement modelé le relief du Shira[24].
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+Le début de cet événement remonte à entre 1,1  et   0,7 million d'années. Il résulte de la migration vers l'est[12], au niveau de l'ancienne dorsale de Kilema, de l'activité volcanique. Celle-ci s'avère relativement faible mais continue et se déroule en deux étapes principales. Dans un premier temps, le Mawenzi connaît des intrusions basaltiques dont la structure est appelée Neumann Tower ainsi que des extrusions fines de trachy-basaltes et de trachy-andésite qui forment des cônes et des necks érodés : South Peak, Pinnacle Col et Purtscheller Peak. L'érosion post-volcanique est très importante et, en raison de la finesse des matériaux (tufs, cendres), le relief prend un aspect chaotique, très déchiqueté, laissant émerger des sills. Dans un second temps, vers 0,6 à 0,5 million d'années avant notre ère, une ou plusieurs nuées ardentes éventrent le rebord nord-est de la caldeira de 65 kilomètres de diamètre. Un volcanisme de type péléen se met en place avec des émissions de pyroclastites et des lahars dont on retrouve les traces jusqu'au Kenya. À la fin de ces éruptions, le Mawenzi est soumis à une seconde érosion du fait de l'englacement de la montagne[24].
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+Cet événement remonte à entre 0,6  et   0,55 million d'années et demeure le mieux connu. Cinq étapes ont été identifiées jusqu'à nos jours. Jusqu'à 0,4 million d'années avant notre ère, un stratovolcan de forme conique se forme, comparable au Mawenzi, probablement au-dessus de la dorsale de Kibongoto. Les éruptions sont irrégulières et favorisent une érosion et des dépôts morainiques engendrés par la première période de glaciation. Elles sont constituées de trachytes, de trachy-andésites à oligoclases, de trachy-basaltes et de basaltes à olivine, avec présence de phénocristaux de feldspaths. Elles se concluent par un événement explosif appelé Weru Weru, à base de pyroclastites et de lahars, au sud et sud-ouest de la caldeira, ainsi que par les premières irruptions de cônes secondaires dans la zone d'Ol Molog. Entre 0,4  et   0,25 million d'années avant notre ère, un nouveau dôme de trachytes et de phonolites se forme à 1,6 kilomètre au nord-est. Il émet des coulées de lave à porphyre (Rhomb) qui provoquent l'effondrement de l'édifice et l'apparition d'intrusions de syénites. La deuxième période de glaciation provoque une nouvelle érosion. Un lac se forme comme en atteste la présence de pillow lavas. Entre 0,25  et   0,1 million d'années avant notre ère, des explosions de type plinien se succèdent. Des retombées se produisent jusqu'au Kenya. L'érosion causée par la troisième période de glaciation entraîne un effondrement partiel et la vidange de la caldeira elliptique de 1,9 × 2,3 kilomètres, notamment par des lahars et des nuées ardentes. Entre 100 000  et   18 000 ans, la caldeira et le dôme actuels se forment à l'intérieur des restes de la précédente. Les traces d'éruptions phréatiques et d'érosion valident l'existence des quatrième et cinquième glaciations, entrecoupées d'épisodes plus humides avec existence d'aquifères à l'Holocène. Enfin, entre 18 000  et   5 000 ans, le Kibo accueille un lac de lave. Sa vidange crée le Pit Crater en couvrant le sommet de scories[24] et le versant nord de coulées de lave[12].
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+Alors que sa dernière éruption sommitale remonte à plus de 500 ans, le Kilimandjaro connaît encore des secousses sismiques et émet parfois des fumerolles à base de dioxyde de carbone, de dioxyde de soufre et d'acide chlorhydrique au fond du cratère Reusch, dont la température en surface atteint 78 °C[24]. Des scientifiques ont conclu en 2003 que du magma était présent à 400 mètres de profondeur sous le sommet[25]. Du reste, plusieurs effondrements et glissements de terrain ont eu lieu dans le passé, l'un d'entre eux créant la Western Breach (« brèche occidentale »). Les dernières éruptions se sont déroulées le long de la dorsale de Rombo et au maar du lac Chala mesurant 3,2 kilomètres de diamètre, plus de 90 mètres de profondeur et situé au sud-est du volcan. Elles sont soit de type strombolien, soit vulcanien, soit hawaïen, soit quelquefois successivement l'une ou l'autre ou les trois. Ceci témoigne de la complexité des cycles d'ouverture du rift et de migration au niveau des dorsales du volcan et de différenciation du magma[24]. Ces éruptions ont créé des cônes satellites d'une centaine de mètres de hauteur[12].
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+Les sols bruns du Paléocène en altitude attestent de la variation de la couverture forestière. Ainsi, le Kilimandjaro a connu des périodes favorables au développement de la végétation entre -30 000  et   -40 000 et entre -6 000  et   -8 000. Les périodes froides défavorables entraînent au contraire une forte érosion, notamment par solifluxion. On trouve encore de tels phénomènes en marge des glaciers actuels. L'étude des sols met également en évidence une plus forte saisonnalité qu'au Pliocène[13].
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+Le climat passé est déterminé en utilisant plusieurs méthodes dont l'étude des niveaux des lacs, le débit des rivières, les systèmes de dunes, l'extension des glaciers ou encore les pollens[26]. Plus on recule dans le temps, plus les signaux deviennent approximatifs. Alors que le climat peut être inféré pour un endroit spécifique il y a 20 000 ans[27], il faut considérer le climat de quasiment tout le continent africain et ajuster les résultats en utilisant des analogies pour retracer ce qu'il était il y a cinq millions d'années. Les difficultés liées à remonter sur une aussi longue période comprennent une inégalité de la répartition des enregistrements et un manque de végétation fossile dû à des conditions défavorables[26].
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+Sur de grandes échelles de temps, le climat est régi par les cycles de Milanković changeant la quantité de rayonnement solaire qui atteint la Terre. L'affaiblissement ou le renforcement de la mousson joue également un rôle important. F. Sirocho et son équipe suggèrent que la force de la mousson est en lien avec l'albédo dans l'Himalaya. Des températures plus froides dans l'hiver de l'hémisphère nord entraînent une plus grande réflexion des rayons sur la neige et la glace, des moussons d'été plus faibles et finalement un climat plus sec en Afrique de l'Est[28]. La force de la mousson est liée aux cycles de Milanković avec un décalage d'environ 8 000 ans. Généralement, le maximum de la mousson survient 2 500 ans après un minimum glaciaire et correspond à un minimum des températures de la surface océanique[29].
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+Depuis le début du Quaternaire, l'hémisphère nord a subi vingt-et-un âges glaciaires majeurs ressentis jusqu'en Afrique de l'Est[26]. Les traces de ces refroidissements climatiques en Afrique de l'Est sont observées au Kilimandjaro, au mont Kenya, dans la chaîne du Rwenzori et au mont Elgon. Ce sont toutes des poches isolées d'écosystèmes alpins similaires avec une faune et une flore identiques. Cela signifie que cet écosystème a dû être plus étendu, à faible altitude, et recouvrir chacune de ces montagnes[30]. Cependant, des poches de l'écosystème actuel des plaines ont dû subsister, sans quoi les espèces animales de ce milieu seraient éteintes[31]. Une explication alternative suggère que sur cette échelle de temps de plusieurs millions d'années, la probabilité que des tornades aient transporté la flore et la faune entre les montagnes est forte[32].
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+Au début de la formation du volcan, il y a 2,5 millions d'années, survient le premier des vingt-et-un âges glaciaires majeurs du Quaternaire dans l'hémisphère nord. L'Afrique tropicale subit des températures plus basses qu'à présent. Une période d'un million d'années, plus sèche, s'ensuit, une tendance qui se poursuit globalement aujourd'hui[26].
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+Il y a 150 000 ans se produit le maximum de la glaciation de Riss, l'avant-dernière glaciation majeure, la plus étendue du Pléistocène. Elle est suivie par l'interglaciation de Eem, plus humide et plus chaude que l'époque actuelle[33]. Ensuite, une phase aride de −100 000 à −90 000 est responsable de la formation de dunes jusqu'en Afrique australe[34] remplacée par une courte mais intense phase froide de −75 000 à −58 000. Vers la fin de cette période, le premier des évènements de Heinrich (H6) survient, relâchant une grande quantité de glace dans l'Atlantique Nord[35], entraînant des températures plus froides dans l'hémisphère nord et une diminution de l'intensité de la mousson[34],[33]. D'autres évènements de Heinrich se succèdent avec un assèchement associé du climat est-africain à -50, -35, -30, -24, -16 et finalement -12 milliers d'années, au Dryas récent. Selon des données collectées dans le bassin du Congo, la période de −31 000 à −21 000 est sèche et froide, avec l'étagement végétal qui s'abaisse. Les espèces forestières présentes en haute montagne sont de plus en plus des espèces de basse montagne, très répandues à faible altitude[26]. Cependant, Lowe et Walker suggèrent que l'Afrique de l'Est était plus humide qu'actuellement. Ce désaccord peut s'expliquer par la difficulté d'associer différents lieux géographiques donnés avec les dates[35].
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+Le dernier maximum glaciaire se déroule de −23 000 à −14 000 avec une phase très aride en Afrique, avec des déserts s'étendant des centaines de kilomètres plus au sud que de nos jours[36]. La mousson d'été est très faible[37], les températures sont de 5 à 6 °C inférieures aux températures actuelles et un retrait général de la forêt humide se produit[26],[27]. Les moraines datant de la fin du dernier maximum glaciaire en Afrique de l'Est montrent que la mousson de sud-est de l'époque est plus sèche que la mousson de nord-est actuelle, déjà relativement peu humide. Les stratus ont pu avoir de larges conséquences dans cette tendance froide et peu pluvieuse[26].
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+Il y a 13 800 ans, le climat redevient humide et les forêts de montagne s'étendent de nouveau[35]. La mousson se renforce[37], le niveau des lacs et le débit des rivières en Afrique de l'Est augmentent[35],[26]. La végétation alpine est limitée par les températures et non plus par la sécheresse[37]. Avant le Dryas récent, les températures atteignent leurs valeurs actuelles mais la couverture forestière reste incomplète, et lorsque cette période commence, la mousson s'affaiblit et le niveau des lacs d'Afrique de l'Est diminue[35]. Finalement, les forêts atteignent leur couverture et leur densité actuelles après le Dryas récent, lorsque le climat redevient humide[28]. Pendant les 5 000 ans suivants, la tendance hygrométrique se poursuit globalement malgré de nouvelles oscillations[26],[36],[38]. Au cours des 5 000 dernières années et jusqu'à aujourd'hui, la mousson faiblit progressivement[38]. Un minimum des températures survient voici 3,7  à   2,5 milliers d'années puis durant le petit âge glaciaire, ressenti entre 1300 et 1900, alors qu'un pergélisol subsiste sur les montagnes.
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+Les glaciations en Afrique de l'Est sont associées à un climat plus froid et plus sec avec des précipitations plus faibles qui subsistent sous forme de neige. Les stratus qui auraient dominé durant ces glaciations ont pu avoir de larges conséquences dans cette tendance froide et peu pluvieuse[26].
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+La datation des glaciations du Kilimandjaro est possible grâce à l'étude de sa géomorphologie : moraines, vallées glaciaires, cirques, lacs glaciaires. Ainsi, cinq glaciations ont été mises en évidence sur le Kibo. La plus ancienne remonte à 500 000 ans et a été attestée au pied du site appelé Lava Tower, à l'ouest du sommet. La deuxième glaciation date de 300 000 ans et s'avère clairement visible en particulier à Bastion Stream, près du site précédent, et un peu partout sur le volcan où elle a créé des vallées en auge, en particulier sur le versant méridional. La troisième glaciation remonte à 150 000 ans et demeure sans doute une des plus importantes de l'histoire du volcan. Elle est suivie par la quatrième glaciation entre -70 000 -50000 qui voit une forte avancée dans la South East Valley. La cinquième glaciation, il y a 18 000 ans environ, est datée au niveau du cratère sommital[13]. Un cycle plus chaud se prolonge depuis 11 700 ans[15] même si d'ultimes séries d'avancées glaciaires mineures se produisent probablement au petit âge glaciaire et laissent des moraines au bas des glaciers actuels. Seules les trois dernières glaciations sont visibles au Mawenzi et uniquement la troisième sur le Shira bien que des indices de glaciations plus anciennes sont présents[13].
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+Les conditions climatiques varient en fonction des versants du Kilimandjaro. Ainsi, sur le versant méridional, il tomberait 850 millimètres de précipitations par an à Moshi à 800 mètres d'altitude, 992 millimètres à Kikafu à 960 mètres d'altitude, 1 663 millimètres à Lyamungu à 1 230 mètres d'altitude et 2 184 millimètres à Kibosho à 1 479 mètres d'altitude tandis que sur le versant oriental, il tomberait 1 484 millimètres à Mkuu à 1 433 mètres d'altitude ; ces données sont toutefois à prendre avec précaution en raison des différentes méthodes utilisées. Le pic altitudinal de précipitations se situerait entre 2 400  et   2 500 mètres d'altitude sur le versant méridional et n'est pas encore déterminé sur les autres versants. Au-delà, le modèle pluviométrique se complexifie avec l'apparition de précipitations par contact, qualifiées de « néphéléniques », au niveau des forêts puis une très nette diminution[20] avec 1 300 millimètres au refuge Mandara à 2 740 mètres d'altitude, 525 millimètres au refuge Horombo à 3 718 mètres d'altitude et moins de 200 millimètres par an au refuge Kibo au-dessus de 4 630 mètres d'altitude[39]. Les échanges par convection qui constituent le cycle de l'eau entre les différents étages de végétation du Kilimandjaro sont très importants sur le plan bioclimatique[20].
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+Au pied du Kilimandjaro, la température annuelle moyenne est de 23,4 °C alors qu'elle est de 5 °C à 4 000 mètres d'altitude et de −7,1 °C au sommet du Kibo. En conséquence, son gradient thermique adiabatique est d'environ 0,6 °C tous les cent mètres[18].
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+Entre 4 000  et   5 000 mètres d'altitude, des écarts thermiques relatifs de 40 °C peuvent se produire entre la nuit et le jour[40],[41],[42].
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+Durant les deux saisons humides, le Kilimandjaro est presque constamment entouré de nuages et des précipitations peuvent tomber à toute heure de la journée. En revanche, durant les deux saisons sèches, la montagne subit des variations météorologiques journalières qui suivent un modèle régulier. Le matin est clair et frais avec peu d'humidité. La montagne est éclairée directement par les rayons du soleil et les températures augmentent rapidement jusqu'à un pic entre sept heures et dix heures. La différence est maximale vers 2 800 mètres d'altitude. Dans le même temps, les pressions atteignent leur maximum généralement à dix heures. À basse altitude, des nuages commencent à se former. Les vents anabatiques causés par l'air chaud ascensionnel entraînent progressivement ces nuages vers le sommet en début d'après-midi, causant une chute progressive des températures à moyenne altitude. Entre dix heures et quinze heures, l'humidité est au maximum entre 4 000  et   5 000 mètres d'altitude et le rayonnement solaire au sol est le moins intense. À seize heures, la pression atteint un creux. Les nuages poursuivant leur ascension, atteignent finalement les courants d'air sec de l'est, laissant place à un temps dégagé à partir de dix-huit heures. Un autre pic de température a alors lieu entre 3 200  et   3 600 mètres d'altitude[43].
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+Le Kilimandjaro est soumis à un climat tropical de savane. Il se caractérise par une saison sèche prononcée de mi-mai à mi-octobre avec des températures tempérées puis une courte saison des pluies de mi-octobre à fin novembre connue sous le nom de short rains, en français « courtes pluies », suivie d'une période chaude et sèche de début décembre à fin février et enfin une longue saison des pluies de début mars à mi-mai, les long rains, en français « longues pluies »[44].
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+La ceinture de basse pression autour de l'équateur, connue sous le nom de zone de convergence intertropicale (ZCIT) est responsable de l'alternance des saisons sèches et humides[45]. Durant les deux saisons sèches, la ZCIT se situe au-dessus de la péninsule Arabique au mois de juillet, puis entre le sud de la Tanzanie et le nord de la Zambie en mars. Lorsque les basses pressions passent d'un extremum à l'autre, la région connaît une saison humide. La quantité de précipitation varie d'une année à l'autre et dépend de la température de surface de la mer sur l'océan Atlantique et l'océan Indien ainsi que du phénomène El Niño[46]. Des eaux chaudes et un El Niño fort entraînent des précipitations abondantes[47].
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+Tout au long de l'année, excepté en janvier, une basse pression située au-dessus du Tibet entraîne des vents en forme de fer à cheval depuis l'océan Indien, au-dessus de l'Afrique de l'Est puis jusqu'en Inde. Localement, sur le Kilimandjaro, l'effet donne des vents prédominants de sud-est. En janvier, une inversion se produit avec des vents de nord-est[46]. Le Kilimandjaro, qui s'élève abruptement, devient un obstacle majeur à ces vents dominants. Durant la saison humide, la mousson de l'océan Indien apporte de l'air saturé en eau, parfaitement stratifié et nuageux. Il est la plupart du temps dévié autour des flancs de la montagne pour finalement l'encercler, en particulier de juin à octobre.
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+La différence majeure entre le modèle saisonnal ressenti traditionnellement par les Wachagga et la vision moderne est l'existence d'une cinquième saison appelée « saison des nuages », déduite de leur connaissance de la frange altitudinale basse à moyenne sur les versants sud et est du Kilimandjaro. Cette saison joue un rôle majeur pour eux dans les cycles agricoles. En effet, les fortes précipitations néphéléniques dans les forêts de nuage et de brouillard contribuent non seulement à régénérer la végétation mais également les cours d'eau qui alimentent les canaux d'irrigation en contrebas. Sur le versant oriental, le long de la dorsale de Rombo, entre Tarakea et Mwika, cette cinquième saison est limitée de début juillet à mi-août, dépourvue de nuages et soumise à un fort vent d'est. Cette particularité se ressent sur la végétation[20].
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+Les autochtones ressentent les changements bioclimatiques au travers de l'assèchement durable, depuis la fin des années 1960, des rivières présentes dans le passé de manière quasi continue sur le versant oriental. Ce constat est probablement lié à la baisse des précipitations causée par la déforestation, au recul des glaciers et à leurs propres aménagements pour accaparer le peu d'eau qui coule encore une à deux semaines par an[20]. Ces changements provoquent également une baisse du potentiel hydroélectrique, de la pêche, de la culture du riz et de la production de canne à sucre dans les régions alentour[18].
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+Les lowlands, associées approximativement à des plaines entourant le Kilimandjaro, se situent entre 800  et   600 mètres d'altitude. Le climat y est très chaud et sec. C'est un milieu ouvert où le feu, souvent déclenché et maîtrisé par les pasteurs maasaï, joue un rôle primordial. La végétation est principalement composée de savanes constituées de nombreuses espèces d'herbacées (Hyparrhenia dichroa, Hyparrhenia rufa, Pennisetum mezianum, Pennisetum clandestinum), de plantes à fleurs (Trifolium semipilosum, Trifolium usambarense, Parochetus communis, Streptocarpus glandulosissimus, Coleus kilimandschari, Clematis hirsuta, Pterolobium stellatum, Erlangea tomentosa, Caesalpinia decapetala), du baobab africain (Adansonia digitata), d'arbustes (Commiphora acuminata, Stereospermum kunthianum, Sansevieria ehrenbergii) et d'épineux (Acacia mellifera, Acacia tortilis, Commiphora neglecta) que l'on trouve en dessous de 1 400 mètres d'altitude à l'ouest et 1 000 mètres d'altitude à l'est. Ces arbres et arbustes sont utilisés par les populations locales à des fins domestiques (alimentation, médecine, chauffage, fourrage, confection de clôtures, etc.) ou artisanales (fabrication d'œuvres d'art) ; les parcelles défrichées sont largement transformées en champs à culture pluviale : maraîchage et cultures céréalières (pois d'Angole, haricot, tournesol, éleusine, maïs, etc.), bananiers, caféiers, avocatiers, eucalyptus[20],[40].
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+La végétation des plaines abrite de nombreux oiseaux parmi lesquels le Bulbul des jardins (Pycnonotus barbatus), Cossyphe de Heuglin (Cossypha heuglini), le Coliou rayé (Colius striatus), le Souimanga bronzé (Nectarinia kilimensis) et des mammifères dont Otolemur monteiri, Rhabdomys pumilio, l'Oryctérope du Cap (Orycteropus afer), le dik-dik de Kirk (Madoqua kirki), le sitatunga (Tragelaphus spekeii), le Galago à queue touffue (Otolemur crassicaudatus) et le Daman des arbres (Dendrohyrax arboreus) lui-même chassé par la genette (Genetta genetta)[40],[48].
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+La forêt tropicale, approximativement située entre 1 600  et   2 700 mètres d'altitude, est découpée en quatre zones distinctes. Celles-ci sont fragilisées par l'activité humaine (déboisement au niveau de la limite inférieure, incendies volontaires sur la limite supérieure) et la ceinture qu'elles constituent est de taille très inégale ; elle est ainsi très réduite au nord et à l'ouest[20]. Le morcèlement de la forêt est responsable d'une extinction sensible des espèces de grands mammifères[49].
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+La forêt abrite les espèces de primates du Cercopithèque à diadème (Cercopithecus mitis), des Guérezas d'Angola (Colobus angolensis) et du Kilimandjaro (Colobus guereza) ainsi que du Babouin olive (Papio anubis). Parmi les autres mammifères, le léopard (Panthera pardus pardus), la Mangouste rayée (Mungos mungo), le serval (Leptailurus serval), Potamochoerus porcus, le ratel (Mellivora capensis), le Porc-épic à crête (Hystrix cristata) sont difficiles à observer bien qu'ils s'aventurent fréquemment dans la savane[48]. Le Calao à joues argent (Bycanistes brevis), le Touraco de Hartlaub (Tauraco hartlaubi), le Touraco de Schalow (Tauraco schalowi), le Touraco violet (Musophaga violacea), le Tchitrec bleu (Elminia longicauda), le Tchitrec d'Afrique (Terpsiphone viridis), le Coliou rayé (Colius striatus) et le Cossyphe de Rüppell (Cossypha semirufa) sont des espèces d'oiseaux bien adaptées à la vie dans l'épaisse canopée[50],[48].
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+Elle est rendue fragile par ses longues phases de repos végétatif et n'existe en réalité plus qu'à l'état de vestige ; elle a été presque intégralement remplacée par des cultures de piémont irriguées. Les espèces qui la composaient sont Terminalia brownii, Stereospermum kunthianum et du genre Combretum[20].
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+Elle est présente au sud et à l'est du volcan, sur un vaste croissant de Sanya Juu à Tarakea. Elle est fortement soumise aux précipitations néphéléniques mais tolérante à des périodes plus sèches. Elle reçoit en moyenne 2 300 millimètres de précipitations par an. Sa flore varie en fonction des quantités d'eau reçues et de l'altitude. On y trouve le Genévrier d'Afrique (Juniperus procera), Olea europaea subsp. cuspidata, Olea welwitschii, Albizia schimperiana, Terminalia brownii, Ilex mitis, Ocotea usambarensis, Euclea divinorum, Prunus africana, le Bois de rempart (Agauria salicifolia), Croton macrostachyus, Croton megalocarpus, Macaranga kilimandscharica, Impatiens kilimanjari, Viola eminii, Impatiens pseudoviola ainsi que des espèces des genres Combretum, Pittosporum, Tabernaemontana ou encore Rauvolfia. Cette forêt subit une forte pression démographique, en particulier au sud où nombre de plantations ont été intégrées au sein des espèces sauvages. Certaines parcelles sont exploitées pour la sylviculture et des essences introduites comme le cyprès du Portugal (Cupressus lusitanica), lui-même menacé par l'apparition d'une espèce de puceron du genre Aphis. Alors que des coupes sélectives sont cicatrisées rapidement, des coupes a blanc mettent cinquante ans avant de voir une diversité végétale réapparaître. Cette progression de la limite agro-forestière supérieure est stabilisée par le classement en réserve de la forêt et par la prise de conscience des cultivateurs locaux du problème de pénuries d'eau et d'acidification des sols. Ces deux facteurs sont parfois responsables de la remontée parallèle de la limite inférieure des plantations qui sont remplacées par la savane. La situation n'est pas uniforme : des plans de recolonisation favorisés par la bonne connaissance bioclimatique des Wachagga permettent de trouver des équilibres biologiques avec des espèces arborées[20],[51],[52].
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+La forêt de Njoro, au sud de Moshi, est une forêt sacrée depuis plusieurs siècles et bénéficie de surcroît d'un statut de protection. Ce sont sans doute les raisons pour lesquelles elle est la dernière forêt pluviale à subsister en plaine, même si elle subit un lent recul. Elle est notamment composée de Newtonia buchananii[20].
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+Le mont Méru vu en arrière-plan à travers la végétation composant la forêt pluviale.
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+Le Mawenzi depuis des plantations de bananiers mêlées à des espèces de la forêt pluviale. Cette pratique a l'avantage de diminuer les besoins en eau des espèces introduites grâce à l'ombrage.
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+Un couple de Rufipenne morio (Onychognathus morio).
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+Colobe du Kilimandjaro.
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+Elle est caractérisée par la présence de l'espèce Podocarpus milanjianus et de nombreux épiphytes comprenant mousses et ptéridophytes qui recouvrent environ 80 % des arbres. Cette forêt est présente sur le versant méridional entre 2 300  et   2 500 mètres d'altitude. L'eau est apportée presque uniquement par une circulation de l'humidité générée par l'évapotranspiration de la forêt pluviale, qui crée de fréquents brouillards. La saison sèche y est très courte mais le captage de l'eau en suspension quasi nul[20].
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+On y retrouve le Genévrier d'Afrique mais également Afrocarpus gracilior, Hagenia abyssinica, la Bruyère arborescente (Erica arborea, principalement dans son stade de développement jeune) et quelques mousses et lichens (Usnea articulata). Cette forêt est présente dans les escarpements à l'ouest, au nord et au nord-est, typiquement entre 2 500  et   2 700 mètres d'altitude. Contrairement à la forêt de brouillard, elle connaît une longue saison sèche et l'humidité n'y circule pas par convection mais par des précipitations néphéléniques apportées par de forts vents d'est sous forme de stratus qui peuvent constituer 60 % de l'apport en eau pour les plantes. Une bonne structuration horizontale et verticale de la forêt est donc nécessaire pour lui permettre de bien filtrer les particules d'eau en suspension[20].
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+Rivière Naremoru s'écoulant dans la forêt de nuage.
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+Chute d'eau dans la forêt de brouillard : le recouvrement épiphyte est important.
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+Ils se trouvent entre 2 800  et   4 000 mètres d'altitude et reçoivent entre 500  et   1 300 millimètres de précipitations par an. Ils présentent une végétation composée de bruyères dont la forme arborescente d’Erica arborea est la plus caractéristique aux côtés de Erica rossii. Ces deux espèces sont pyrophytes, c'est-à-dire qu'elles colonisent les terrains incendiés, précédemment occupés par la forêt de nuage. Elles ont ainsi vu leur limite basse descendre de 700  à   900 mètres d'altitude selon les zones sous l'effet de l'anthropisation pastorale du peuple ongamo depuis 200  à   400 ans en fonction des versants. Lorsque la fréquence des feux augmente, seules des herbes des genres Hyparrhenia et Festuca arrive à se renouveler. On trouve également des plantes à fleurs comme Protea caffra subsp. kilimandscharica et Kniphofia thomsonii. Dans certaines zones plus abritées, de nouvelles essences naturelles comme Pinus patula arrivent à se développer, ce qui fragilise l'équilibre du milieu (baisse de la biodiversité, appauvrissement des sols), phénomène accentué de par leur nature inflammable. La volonté des autorités du parc de lutter contre les incendies en contraignant les pasteurs et les apiculteurs a un effet pervers : le milieu entre la limite supérieure de la forêt et les landes n'est plus géré de manière harmonieuse et les feux ne sont plus contrôlés alors même qu'ils sont nécessaires à la survie de certaines espèces[20],[52]. Ainsi, entre 1976 et 2005, la superficie de la forêt d’Erica arborea est passée de 187  à   32 km2, ce qui équivaut à une diminution de 15 % du couvert végétal total de la montagne[18].
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+De nombreuses espèces de nectariniidés aux couleurs vives peuplent la limite supérieure de la forêt : Souimanga du Kilimandjaro (Nectarinia mediocris), Souimanga olivâtre (Nectarinia olivacea), Souimanga à tête verte (Nectarinia verticalis), Souimanga à gorge verte (Nectarinia rubescens), Souimanga améthyste (Nectarinia amethystina), Souimanga à poitrine rouge (Nectarinia senegalensis), Souimanga malachite (Nectarinia famosa), Souimanga de Fraser (Anthreptes fraseri), Souimanga bronzé (Nectarinia kilimensis), Souimanga tacazze (Nectarinia tacazze) et Souïmanga à ailes dorées (Drepanorhynchus reichenowi). Il en est de même pour l'Aigle huppard (Lophaetus occipitalis)[50]. Rhabdomys pumilio, aussi bien présente dans la savane, constitue une de ses proies, tout comme Lophuromys aquilus, Dendromus melanotis et le Rat-taupe nu (Heterocephalus glaber). Par ailleurs, des buffles, des lions, des léopards, des éléphants, des élands, des céphalophes et des hyènes transitent parfois à cette altitude pour relier un point à un autre de la plaine[48].
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+Au premier plan, un spécimen en fleur de Protea caffra subsp. kilimandscharica ; juste derrière, une bruyère arborescente (Erica arborea).
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+Mêmes espèces que sur la photo précédente, avec en plus Helichrysum newii au premier plan, au creux du rocher et Erica rossii (arbuste avec le long tronc).
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+L'itinéraire Mweka serpentant au milieu de la végétation des landes et maquis.
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+Bruyères sur le Shira.
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+Souimanga malachite femelle sur une fleur de Protea caffra subsp. kilimandscharica.
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+Souimanga malachite mâle.
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+Ses limites inférieures et supérieures ne sont pas marquées de façon très nettes mais on le situe généralement entre 4 000  et   5 000 mètres d'altitude. Il se caractérise par une atmosphère sèche, avec en moyenne 200 millimètres de précipitations reçus par an, et d'importants écarts de températures. Les espèces qui y vivent sont parfaitement adaptées au climat rude et certaines sont endémiques[52]. Ainsi, on trouve Lobelia deckenii, la seule espèce alpine de Lobelia à vivre sur le Kilimandjaro[53]. Le Séneçon géant (Dendrosenecio kilimanjari) pousse principalement dans le Barranco, plus humide et abrité que le reste de la montagne à altitude égale. Une autre espèce d'astéracée est l'immortelle Helichrysum kilimanjari[52]. Quelques herbes à tussack parsèment les quelques prairies humides : Pentaschistis borussica et des espèces des genres Koeleria et Colpodium[54].
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+Seules quelques espèces de rapaces sont capables d'aller à cette altitude : la Buse rounoir (Buteo rufofuscus), l'Aigle des steppes (Aquila nipalensis), l'Élanion blac (Elanus caeruleus)[50], le Gypaète barbu (Gypaetus barbatus) et l'Aigle couronné (Stephanoaetus coronatus)[48] ; ainsi que deux espèces de passereaux : le Traquet afroalpin (Cercomela sordida) et le Bruant cannelle (Emberiza tahapisi)[50].
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+Un Traquet afroalpin (Cercomela sordida) au Kilimandjaro.
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+La végétation au niveau de l'étage afro-alpin se fait pauvre et éparse.
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+Séneçons géants (Dendrosenecio kilimanjari) dans le Barranco, au sud du Kibo.
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+Lobelia deckenii vers 4 000 mètres d'altitude.
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+Au-dessus de 5 000 mètres d'altitude, presque rien ne vit. Le peu de précipitations qui tombent s'infiltre quasiment immédiatement dans le sol ou s'accumulent sur les glaciers. Toutefois, Helichrysum newii a été trouvé près d'une fumerolle du cratère Reusch. Des lichens à croissance très lente comme Xanthoria elegans peuvent également vivre plusieurs centaines d'années jusqu'au sommet[52]. Le seul animal découvert à ce jour au Kibo est une espèce d'araignée[48].
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+Le Kilimandjaro a probablement été le berceau des pasteurs maasaï au début de l'Holocène, à une époque où les piémonts étaient humides et infestés par les mouches tsé-tsé et où les prairies et les cours d'eau d'altitude pouvaient constituer un milieu sain pour les troupeaux[13]. Les premières traces archéologiques de sédentarisation autour de la montagne sont datées vers 1000 av. J.-C. avec la découverte de bols en pierre. Les hommes qui les ont façonnés, chasseurs-cueilleurs, ont pu y trouver un avantage avec la présence d'eau fraîche et de nombreux matériaux de base[55]. Le véritable peuplement des versants remonterait aux premiers siècles de notre ère mais aucun témoignage oral ne vient le confirmer[5]. Les populations maasaï n'ont définitivement migré dans la région qu'à partir du XVIe siècle. Elles sont sans doute la raison principale qui a poussé les Ongamo à se replier vers le nord-est alors qu'ils occupent, selon leurs récits, le versant septentrional de la montagne depuis quarante-quatre générations[5].
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+Les Wachagga ont également délaissé le nord du Kilimandjaro. Leur présence est avérée au sud depuis le début du XVIIIe siècle, bien que la naissance de leur peuple remonte entre les VIIe et VIIIe siècles. Leurs traditions évoquent pour certaines une terre inoccupée et pour d'autres une rencontre avec des « petits hommes » appelés Vakoningo ou Vatarimba. Ceux-ci pourraient s'être retirés dans des grottes au milieu de la forêt ou auraient été assimilés avec leur bétail et leur bananeraies en formant le clan Swai à Kimbushi. La distinction est clairement faite avec les Vasi ou Mwasi, un peuple de chasseurs connu en Afrique de l'Est au travers des récits bantous et historiquement attesté sous le nom de Dorobbo. Il existait une unité très limitée entre les Wachagga ; ainsi, pour désigner leur ensemble ils employaient le terme wandu wa mdenyi (les « gens des bananeraies »). Ceci est probablement lié à leurs origines diverses : Wakamba, Taitas (Dawida), Maasaï (Parakuyo, Kisongo). Leur unité sociale de base était le clan patrilinéaire dont les limites géographiques étaient généralement constituées par des ravins ou des cours d'eau. Plusieurs centaines ont pu être recensés. Les clans ont été progressivement rattachés à des chefferies (uruka ou oruka) qui ont vu leur importance augmenter avec l'émergence de conflits, probablement liés au commerce de l'ivoire et des esclaves[5],[51],[56].
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+Durant l'Antiquité, quelques rares chroniqueurs comme le marchand et explorateur grec Diogène vers 50 dans Voyage en Afrique orientale ou comme le géographe égyptien Ptolémée au milieu du IIe siècle sur une carte où il fait figurer les « monts de la Lune », selon des informations qu'il a eues de Marinos de Tyr, mentionnent l'existence d'une « montagne blanche » ou « neigeuse » au cœur de l'Afrique[57],[58],[59].
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+Par la suite, bien qu'elle ait pu servir de repère aux caravanes des marchands arabes, aucune référence n'est faite à la montagne pendant plusieurs siècles. Ce n'est qu'à la fin du XIIIe siècle que le géographe arabe Aboul Féda évoque de manière assez vague une montagne de l'intérieur de « couleur blanche ». À la même période, un chroniqueur chinois écrit que le pays à l'ouest de Zanzibar « s'étend jusqu'à une grande montagne »[60]. En 1519, le navigateur et géographe espagnol Martín Fernández de Enciso pourrait avoir été le premier dans Suma de Geografia à véritablement évoquer le Kilimandjaro : « À l'ouest [de Mombasa] se trouve l'Olympe d'Éthiopie qui est très haut, et plus loin encore se trouvent les monts de la Lune où sont les sources du Nil. Dans toute cette région se trouve une grande quantité d'or et des animaux sauvages »[61],[58]. En 1845, le géographe britannique William Cooley, renseigné quelques années auparavant par des émissaires arabes à Londres, assure que la montagne la plus connue d'Afrique de l'Est, appelée Kirimanjara, est recouverte de corail rouge[57],[62].
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+En 1840, la Church Missionary Society décide d'entreprendre l'évangélisation de l'Afrique de l'Est. C'est ainsi que Johannes Rebmann, un missionnaire allemand formé à Bâle, est envoyé à Mombasa en 1846 dans le but de soutenir Johann Ludwig Krapf, atteint de malaria. Le 27 avril 1848, il part, accompagné de Bwana Kheri et de huit autochtones, à la découverte du royaume chagga de Kilema dont Krapf et lui ont entendu parler sur la côte et que seuls des esclavagistes arabes ont pénétré[57],[63]. Il découvre alors sans s'y attendre, le 11 mai, à seulement 28 ans, cette montagne formée d'un dôme blanc :
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+« Vers 10 heures, je vis quelque chose de remarquablement blanc au sommet d'une haute montagne et crus d'abord qu'il s'agissait de nuages, mais mon guide me dit que c'était du froid, alors je reconnus avec délice cette vieille compagne des Européens qu'on appelle la neige. »
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+— Johannes Rebmann, Church Missionary Intelligencer
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+Son attention est entièrement portée sur la présence de neige dont il s'étonne lui-même à cette latitude. Il s'avère que sa nature inconnue est l'objet de nombreuses croyances et attribuée de la part des indigènes à des esprits[57],[63]. Il retourne au Kilimandjaro en novembre et y rencontre des conditions climatiques plus favorables à l'observation. Il décrit alors deux sommets principaux, l'un conique et l'autre plus élevé formé d'un dôme, qui s'élèvent au-dessus d'une base commune de 25 milles (40 km) de long et séparés par une dépression en forme de « selle » de 8 à 10 miles[64]. Sa découverte, rapportée à Londres en avril 1849, est toutefois contestée[65]. Personne ne veut croire qu'il y a, à cet endroit d'Afrique, ces neiges éternelles malgré la confirmation six mois plus tard par Krapf qui a entre-temps découvert le mont Kenya. De virulentes contradictions opposent Cooley à Rebmann[57].
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+En 1856, le Kilimandjaro est représenté pour la première fois sur la « carte limace » tracée par Rebmann et Erhardt. La controverse alimente la curiosité des géographes et plusieurs expéditions s'enchaînent dont celle de John Hanning Speke et Richard Francis Burton en 1858. Ce dernier affirme qu'il faut chercher les sources du Nil dans les environs de la montagne[58]. Henry Morton Stanley confirme même leur découverte par Speke en 1862. Finalement, c'est l'expédition du baron allemand Karl Klaus von der Decken accompagné du jeune botaniste britannique Richard Thornton, en 1861, qui permet de confirmer par une observation à 2 460 mètres d'altitude l'existence des neiges sur le sommet. Decken en profite l'année suivante pour grimper à 4 260 mètres d'altitude et réaliser les premières cartes topographiques et hydrographiques du sommet. Elles sont très approximatives mais permettent pour la première fois de confirmer la nature volcanique du Kilimandjaro[57],[66].
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+Toutefois, pendant plusieurs décennies, l'accès au Kilimandjaro reste difficile. Le chemin de la côte à la montagne est long et semé d'embûches : animaux sauvages, pillards, rudesse du climat. De plus, les caravanes rechignent à monter en raison de la peur qu'inspirent les guerriers maasaï[58] et les guerres incessantes entre Wachagga génèrent de l'insécurité comme en témoigne la blessure mortelle causée à Charles New, un missionnaire anglais mandaté par Decken[66].
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+Le scientifique et explorateur écossais Joseph Thomson observe en 1883 le versant septentrional depuis le territoire maasaï et s'attaque à l'ascension du sommet mais ne dépasse pas 2 700 mètres d'altitude[66]. Il est suivi du comte hongrois Sámuel Teleki avec l'Autrichien Ludwig von Höhnel en 1887 mais ils ne dépassent pas 5 300 mètres d'altitude en raison d'une douleur au tympan ressentie par Teleki. Le 18 novembre 1888, Otto Ehrenfried Ehlers arrive à 5 740 mètres d'altitude bien qu'il ait prétendu atteindre 5 904 mètres d'altitude (soit plus que l'altitude réelle du sommet)[57],[67].
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+Le géologue allemand Hans Meyer, bien que conseillé par Teleki, échoue en 1887 dans sa première tentative à 5 400 mètres d'altitude. Il recommence l'année suivante, accompagné du géographe autrichien Oscar Baumann, mais les deux hommes sont faits prisonniers au cours de la révolte d'Abushiri et doivent verser une rançon de 10 000 roupies. Après ces deux échecs, Meyer décide de se faire accompagner de son ami Ludwig Purtscheller, un alpiniste autrichien, ainsi que de Yohanas Kinyala Lauwodu, un soldat wachagga de l'armée à Marangu. L'expédition est hébergée avant son départ par W.L. Abbott, un naturaliste qui a déjà bien étudié la montagne. Bien préparés et soumis à une discipline très stricte, ils atteignent enfin le cratère du Kibo à 5 860 mètres d'altitude le 3 octobre. L'expérience de Meyer est déterminante dans le choix d'établir des camps approvisionnés par les porteurs tout au long du parcours afin de pallier le manque de nourriture en cas de tentatives répétées. Les hommes constatent que, pour escalader le Kaiser-Wilhelm-Spitze (l'actuel pic Uhuru), il leur faut contourner la crête rocheuse. Ils parviennent au sommet le 6 octobre 1889 après avoir passé plusieurs heures à tailler au piolet des marches dans la glace les jours précédents. Ils entreprennent ensuite l'ascension du Mawenzi et passent au total seize jours à plus de 4 000 mètres d'altitude en étant confrontés à des températures proches de −14 °C. L'ascension du pic Uhuru n'est reproduite que vingt années plus tard par M. Lange[57],[67].
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+À l'aube du XXe siècle, les Allemands se mettent à construire des refuges sur la montagne. Parmi ceux-ci, le refuge Bismarck à 2 550 mètres d'altitude et le refuge Peters à 3 450 mètres[67]. Le refuge Kibo est construit en 1932[68].
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+Le Mawenzi n'est grimpé avec succès que le 29 juillet 1912 par les Allemands Fritz Klute et Eduard Oehler[67]. La fragilité de sa roche le rend très difficile à escalader[12]. Les deux hommes en profitent pour réaliser la troisi��me ascension du pic Uhuru, la première par le versant occidental. Quelques semaines plus tard, Walter Furtwängler et Siegfried König redescendent le Kibo en skis. Frau von Ruckteschell devient la première femme à atteindre Gilmann's Point[67].
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+La Première Guerre mondiale met en suspens les ascensions. En 1926, le pasteur Richard Reusch découvre au bord de la caldeira du Kibo un léopard gelé dont il prélève une oreille comme preuve, ce qui inspire une nouvelle à Ernest Hemingway. L'année suivante, il descend au fond du cratère qui porte ensuite son nom. Il réalise au total une quarantaine d'ascensions[57]. En 1927, un trio britannique enchaîne le Mawenzi et le Kibo, ce qui fait de Sheila MacDonald la première femme à gravir le pic Uhuru[67].
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+L'évangélisation commence à la fin du XIXe siècle dans un contexte de luttes claniques perpétuelles et de colonisation. Les catholiques et les protestants s'évertuent à explorer, entamer des pourparlers, acquérir des terres, enseigner les langues, installer des écoles, des dispensaires et des orphelinats, cultiver la terre et construire des lieux de culte. Les Wachagga semblent friands de lecture et d'écriture. Malgré cela, les missionnaires des deux religions subissent des pertes humaines et matérielles au gré des fluctuations des tensions politiques avec les autorités traditionnelles et coloniales[57].
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+En 1885, le premier poste protestant est ouvert à Moshi. Mandara, le roi de Moshi, reçoit à sa demande des enseignements chrétiens de la part de l'évêque Hannington de la Church Missionary Society et du Révérend Fitch. Il décide l'année suivante d'autoriser la construction d'une école pour garçons. Cependant, les choses se compliquent pour les missionnaires britanniques, placés entre les autochtones et les forces coloniales allemandes, et ils sont remplacés en 1892 par des luthériens de Leipzig qui deviennent actifs sous le protectorat. Des émeutes en 1893 provoquent l'incendie du poste de Moshi et des pasteurs s'installent tour à tour à Machame, Mamba, Mwika, Old Moshi et finalement Masama en 1906. En 1908, dix ans après les premiers baptêmes, 53 Wachagga ont adopté la religion protestante. Durant la Première Guerre mondiale, les missionnaires allemands sont confinés puis expulsés. Le premier pasteur chagga entre en fonction en 1932[57],[51].
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+Les protestants ont quelques rivalités avec les Spiritains, venus de La Réunion et installés de part et d'autre à l'est et à l'ouest de la montagne, mais entretiennent avec eux des relations respectueuses. Ces derniers ont peu à peu raison, auprès du Saint-Siège, des Comboniens installés dans la région du Soudan le long du Nil ainsi que des Bénédictins bavarois qui arguaient pourtant de leur adaptation au milieu montagnard[57]. Ceux-ci réalisent d'ailleurs de magnifiques gravures représentant le Kilimandjaro qu'ils publient dans le Nassauer Bote et dans le calendrier de Sainte Odile[69]. Les Spiritains se voient d'abord attribuer la préfecture apostolique du Zanguebar en juin 1863 et s'installent à Bagamoyo en 1868. Après plusieurs tentatives infructueuses, ils s'enfoncent à partir du 1877 en direction des plateaux de l'ouest, poussés par la propagande puis appelés par le baron von Eltz établit à Moshi qui souhaite fonder au Kilimandjaro une colonie de Polonais catholiques et requiert les services d'un prêtre. Il s'adresse à Mgr de Courmont qui entame avec les Pères Auguste Gommenginger et Le Roy un voyage d'étude considéré comme déterminant dans la connaissance de la montagne et comme marquant dans l'implantation de l'Église catholique. Ce dernier écrira en 1893 Au Kilima-Ndjaro[57]. Courmont réalise de nombreuses esquisses, chaque fois que le temps s'éclaircit, et écrit le 1er mars puis le 1er décembre 1890 :
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+« Depuis deux ans nous projetions une fondation au Kili. Mais comment y arriver par une région où régnaient toujours les hostilités ? D'autre part, les immenses et fertiles plaines de Tana nous étaient ouvertes [...] Le R.P. Leroy [est] notre principal entremetteur auprès des indigènes dont il parle très bien la langue. »
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+« Ainsi sur le Tana insuccès ; déception sur le Sobaki. Restait le Kilima Ndjaro.Je résolus d'en faire l'exploration, en compagnie de deux de nos Pères. Elle fut rapidement menée et les circonstances ont voulu que la mission pût être, sans plus de retard, commencée au mois de septembre.Ce pays […] est formé d'un magnifique massif de montagnes, dominé de deux pics, le Kibo haut de 6 000 mètres et le Kima de 5 300. Il est fertile, sain et très populeux.Les Washaga, ou noirs indigènes de la région montagneuse, sont intelligents, industrieux, désireux de s'instruire. Leurs enfants nombreux s'empressent autour du missionnaire, sans trop révéler cette nature sauvage qui, après une première curiosité satisfaite, les disperse [...] Nous pouvons donc augurer beaucoup de bien de cette mission, surtout si le Kilima Ndjaro devient, comme il en a été question, un pays d'émigration pour une population laborieuse de paysans catholiques allemands.Toutefois, l'éloignement de ce point qui rend difficiles l'organisation et l'expédition de caravanes fait aussi de cette fondation une œuvre qui demandera plus de peines, d'ennuis, de tribulations de toute nature et des dépenses plus considérables. Mais nous avons confiance en Dieu, et c'est pour cela que nous allons quand même de l'avant. »
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+— Mgr de Courmont, Annales apostoliques[70]
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+En 1891, la première mission catholique est créée à Notre-Dame de Lourdes à Kilema, au pied du Kibo dont la grâce est plusieurs fois évoquée dans les correspondances. Peu à peu, un réseau de paroisses se met en place sur les flancs du volcan avec une majorité de missionnaires alsaciens dans un premier temps. Des communautés à part entière naissent autour de chaque mission, où l'éducation et le commerce — en particulier celui du café — sont encouragés. Une deuxième mission est implantée à Notre-Dame de la Délivrance de Kibosho, en 1893, sur un site convoité par les protestants, affirmant plus encore leur domination jusqu'au cœur de la montagne. Au début du XXe siècle, Kibosho accueille régulièrement 3 000 enfants au sein de 22 écoles. En 1898, la mission de Rombo (Fisherstadt) naît à son tour, suivie non loin de là de Notre-Dame des Neiges à Huruma en 1931. Plusieurs annexes sont érigées en missions indépendantes : Uru en 1912 puis Umbwe, confiée aux prêtres africains, Narumu et Kishimundu (elle-même filiale d'Uru) en 1947 se séparent de Kibosho ; tout comme, à cette même date, Kirua, Marangu et Maua, la « mission la plus élevée du Kilimandjaro », auparavant rattachées à Kilema ; Mashati devient indépendante de Rombo en 1912 (malgré une fermeture entre 1922 et 1926) et Mengwe en 1950[57].
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+Le 13 septembre 1910, une nouvelle organisation se met en place. La propagande, sur demande de Monseigneur Vogt, érige le nord du vicariat de Bagamoyo en un nouveau vicariat et lui donne le nom de vicariat apostolique du Kilima-Ndjaro[69].
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+En 1998, parmi les 80 prêtres spiritains tanzaniens formés à Moshi, aucun n'est demeuré sur place. Les anciennes missions ont toutes été cédées mais les sœurs de la Congrégation de Notre-Dame du Kilimandjaro, fondée à Huruma, continuent d'y entretenir une vie religieuse intense. Parmi les protestants, près de 200 pasteurs nationaux officient encore dans le diocèse de Moshi. Au début du XXe siècle, des planteurs grecs orthodoxes se sont installés près de la montagne et ont construit des lieux de culte, mais leur présence a été temporaire et leur prosélytisme limité. Leurs installations ont été cédées et l'église orthodoxe de Moshi a été vendue aux Baptistes avec autorisation pour un pope d'y exercer des offices[57].
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+La présence de toutes ces communautés confessionnelles a laissé de nombreux ouvrages anciens décrivant le Kilimandjaro et a largement contribué à l'alphabétisation de la région. En 1914, seulement 5 % des écoles étaient laïques et cinquante ans plus tard, lors de l'indépendance, 75 % des écoles primaires et 50 % des écoles secondaires avaient été fondées par des missions[57],[51].
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+Les découvertes de Johannes Rebmann et Johann Ludwig Krapf attisent l'intérêt de l'Empire allemand pour l'Afrique de l'Est, tout comme celui de l'Empire britannique en 1883 : le naturaliste Harry Johnston est officiellement chargé par la Royal Geographical Society d'escalader le Kilimandjaro et de détailler sa flore et sa faune ; officieusement il travaille pour les services secrets britanniques[66]. Une rivalité se met en place, opposant d'abord la Deutsch-Ostafrikanische Gesellschaft (« Compagnie de l'Afrique orientale allemande ») de Carl Peters et l'Imperial British East Africa Company (« Compagnie britannique impériale d'Afrique de l'Est »). Des alliances s'organisent non sans difficulté avec les chefs locaux, constamment en guerre et approvisionnés en armes par les marchands arabes. Dans les années 1880, les principautés de Kibosho sous le règne de Sina et de Moshi sous celui de Rindi, Mandara puis Meli s'affrontent violemment. Les enjeux impliquent progressivement les États de manière plus directe avec la conférence de Berlin en 1884 et la signature l'année suivante d'une lettre impériale de protection de la main d'Otto von Bismarck garantissant les possessions allemandes à l'ouest de Dar es Salam. Le Kilimandjaro leur échoit par le jeu des allégeances et les Britanniques sont repoussés au nord. Ils obtiennent Mombasa « en compensation » le 1er novembre 1886 et la frontière résulte en deux segments qui se raccordent en contournant ostensiblement la base du versant septentrional du volcan. La colonisation devient officielle à partir du 1er janvier 1891, date de création d'un protectorat allemand[57]. L'Afrique orientale allemande perdure jusqu'au 25 novembre 1918 où elle passe sous contrôle britannique. Elle est scindée sept mois plus tard, à la suite du traité de Versailles, et renommée protectorat du Tanganyika qui acquiert le statut de mandat de la Société des Nations en 1922[71].
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+Le 9 décembre 1961, l'indépendance du Tanganyika est proclamée. Le même jour, comme pour répondre à l'acte similaire de Hans Meyer en 1889 qui signait le début de la domination allemande sur ce territoire, le drapeau du nouvel État est planté avec une torche[68] au sommet et celui-ci est rebaptisé pic Uhuru, le « pic de la liberté ». Ce symbole, voulu par le premier ministre et futur président Julius Nyerere, est censé marquer la fin des inégalités raciales et la réappropriation de cette figure de l'Afrique. Politiquement, il est en toile de fond de la déclaration d'Arusha proclamée à ses pieds le 5 février 1967 par le parti au pouvoir, l'Union nationale africaine du Tanganyika, et qui définit les grandes lignes de l'Ujamaa. Économiquement, il devient une figure du tourisme national et est représenté sur de nombreux produits fabriqués dans le pays. Mais cette image de marque est mal gérée et les devises échappent aux Tanzaniens : les guides et porteurs sont mal payés, les séjours sont organisés depuis le pays de départ par des entreprises étrangères, la clientèle est relativement peu fortunée, les prestations ne sont pas à la hauteur des attentes. Historiquement, la région est tournée vers la côte et le Kilimandjaro est « oublié » au profit des plages de sable fin et des grandes plaines plus faciles d'accès. Le parc national du Kilimandjaro, créé en 1973, a davantage vocation à protéger la forêt et les ressources hydrologiques que de promouvoir le tourisme. Les autorités voient cette manne s'échapper vers le Kenya auquel les catalogues touristiques attribuent fréquemment la possession du volcan. La rivalité avec ce voisin plus prospère conduit en 1977 à la fermeture des frontières et à la dissolution de la Communauté d'Afrique de l'Est[57].
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+Les Wachagga sont répartis sur les versants au sud et à l'est du Kilimandjaro. Les premières chefferies sont apparues à la fin du XVIIIe siècle sous la coupe d'hommes influents, en armant de jeunes classes d'âge. Une des premières grandes chefferies qui conquiert tout le versant oriental grâce aux alliances avec les Wakamba est celle d'Orombo, un Wachagga de Keni, mais elle s'écroule à la mort de son leader. Les chefferies de Kilema et Machame, sur le versant méridional, profitent quant à elles respectivement du commerce avec les Européens et d'une alliance avec les Maasaï. Kibosho atteint son apogée en 1870 sous le règne du roi Sina qui commerce avec les Swahilis. Moshi, au début du XXe siècle trouve l'appui des missionnaires. Ces alliances et ces conquêtes successives ont permis aux Wachagga de se mélanger. Pourtant, l'unité des chefferies a mis longtemps à se réaliser. Ce n'est que dans les années 1950, avec le développement économique collectif et la nomination pour la première fois de leur histoire d'un chef unique, qu'elle devient une réalité. Le catalyseur de cette prise de conscience est sans doute à chercher dans le regard posé par les Occidentaux sur « cette tribu ». Administrativement, les limites des villages (kijiji) sont en partie le reflet des anciens clans et chefferies. Ils sont regroupés en districts (mtaa ou mitaa)[51].
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+Les Ongamo qui se concentrent actuellement dans la région de Rombo, au nord-est, sont en voie d'assimilation parmi les Wachagga. Ils conservent une tradition apicole et pastorale en lisière supérieure de la forêt. Les Maasaï occupent les piémonts au nord et à l'ouest de la montagne[5]. Leur mode de vie est de plus en plus influencé par celui des peuples environnants et ils abandonnent progressivement leurs traditions : sédentarisation, accès à la propriété, christianisation. Il en résulte une marginalisation des groupes d'agropasteurs ou d'agriculteurs[72].
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+Le kichagga est en réalité divisé en trois langues, le chagga occidental, le chagga central et le chagga oriental ou rombo, comprenant elles-mêmes plusieurs dialectes. Ils sont plus ou moins homogènes entre eux, à tel point que des locuteurs parlant deux dialectes du chagga occidental différents auront des difficultés à communiquer et feront face à une incompréhension presque totale avec des locuteurs du chagga oriental. Le chagga occidental est subdivisé en dialectes siha (à Kibong'oto), rwa (mont Méru, versant ouest du Kilimandjaro), machami (à Machame) et kiwoso (à Kibosho) ; le chagga central en dialectes uru, mochi (à Old Moshi, Mbokomu), wunjo (à Kilema, Kirua, Marangu, Mamba) ; le chagga oriental en dialectes nord-rombo (Mashati, Usseri) et sud-rombo (Keni, Mamsera, Mkuu). Par ailleurs, les tribus chaggas réparties au sud et à l'est du Kilimandjaro ont des contacts avec des populations à langues bantoues (Pare, Wataita, Wakamba) et nilotiques (Ongamo, Maasaï), ainsi que par le passé couchitiques[5].
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+Les missions religieuses ont largement participé à l'alphabétisation des Wachagga et à leur modernisation. Dans le même temps, un grand nombre d'entre eux ont adopté le christianisme. Ainsi, la seule Église catholique peut aujourd'hui revendiquer près de 570 000 fidèles dans 39 paroisses et 72 succursales. La première école pour garçons a ouvert en 1894 à Machame. Dix ans plus tard, il existe trente établissements luthériens qui rassemblent 3 000 élèves, puis 5 817 en 1909 et 8 583 en 1914 dans une centaine d'écoles. Du côté catholique, 2 300 enfants des deux sexes fréquentent 22 écoles en 1909 et deux ans après plus de 7 000 rien qu'à Kibosho et Rombo. L'hostilité des propriétaires terriens occidentaux, la concurrence entre les confessions, l'arrivée de l'islam ainsi que la Première Guerre mondiale ralentissent le développement des écoles. Dans les années 1920, des écoles laïques ouvrent alors leurs portes avec une élite chagga à leur tête. En 1944, le nouveau conseil chagga instaure un impôt pour financer leur multiplication. L'élection de Julius Nyerere, lui-même ancien instituteur, à la présidence du pays nouvellement indépendant ne fait qu'accélérer la tendance[51],[56].
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+Bien que le christianisme soit désormais la religion dominante, un fond de croyances ancestrales demeure dans les zones les plus rurales. Les anciens chagga croient en l'existence des sorcières (wusari) ayant la capacité de faire pleuvoir. Ils voient dans les rêves des présages. Ils adorent leurs défunts en pensant qu'ils ont une influence sur leur destin. Leur dieu s'appelle Ruwa et leur mythologie a de nombreux points communs avec la Bible. Ils reconnaissent le concept de péché et pratiquent un genre de confession accompagnée de décoctions pour écarter le mauvais sort de la victime. C'est le guérisseur qui est chargé de cet acte, en plus de ses fonctions médicinales. Dans les anciennes traditions, seuls les individus mariés sont attachés en position repliée puis inhumés face au Kibo. Les jeunes et morts-nés sont enroulés dans des feuilles de bananiers et souvent déposés au pied d'un arbre. Des sacrifices d'animaux ont lieu durant les neuf jours qui suivent l'enterrement afin d'accompagner l'âme du défunt. Il existait un rite de passage relativement violent appelé ngasi pour marquer le passage des garçons à l'âge adulte (mbora). Les mariages étaient arrangés par les familles[73].
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+La propriété chagga typique est constituée par une concession (muri ou mri) au centre de laquelle se trouve la case (mmba), dépourvue de murs et dont le toit à base de perches de bois, de branchages d'épineux et de chaume repose directement sur le sol. Elle est de forme haute et conique à l'est entre Rombo et Moshi, basse et voûtée à l'ouest. L'espace du côté aval est partagé avec les animaux (chèvres, bovins) ; au fond, le côté amont est réservé aux humains pour prendre les repas, recevoir les visiteurs, dormir et ranger les ustensiles domestiques. La couche est faite à base de feuilles de bananier recouvertes par une peau de bête. Les deux espaces sont séparés par des piquets et par le foyer (iriko) au-dessus duquel sèchent les fruits et le bois de chauffe. Ces cases traditionnelles ont été remplacées par des maisons rectangulaires (nshelu, mtshalo ou mshalo) en briques ou parpaings, crépies et peintes, aux fenêtres vitrées et au toit recouvert de tôle. La concession est entourée par une haie (ndaala ou waatha) de Dracaena steudneri pour en assurer la sécurité. Deux cours entourent l'habitat : une cour extérieure (mboo ou nja) à laquelle on accède par un portail (ngiri, kichumi ou ksingoni) permet aux enfants de s'amuser ; une cour intérieure (kari, kadi, mbelyamba ou kandeni) à l'arrière permet d'extraire les graines de toutes sortes (céréales, café). Des annexes peuvent être construites sur la concession : grenier, auvent à bière ou hutte. Cette dernière servait à abriter le mari après de longues années de vie commune mais la pratique a disparu[5],[51],[74].
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+Du point de vue ancien des Wachagga, les zones cultivées se situent entre la savane (kasa, nuka, mwai) aride, malsaine, vecteur de fièvres et arpentée par les guerriers maasaï d'une part et la forêt de montagne (nturu, mtsudu, msuthu) d'autre part. L'agriculture est dès la période pré-coloniale marquée par un système productif relativement intensif, caractérisé par l'épandage du fumier issu de l'élevage sur des sols déjà fertiles. Parmi les productions figurent en premier lieu les bananiers introduits depuis l'Asie du Sud-Est probablement par les commerçants arabes vers le VIIIe siècle. En plus des fruits appelés iruu ou irubu, les feuilles et les fibres trouvent de nombreux usages. La banane existe sous sa forme à manger « sur l'arbre », à cuire ou à bière, chacune ayant un qualificatif propre montrant par là toute son importance. L'arbre et le fruit sont au cœur de nombreuses traditions et jalonnent les événements tels que mariages, grossesses, naissances et décès. La bananeraie se transmet par héritage de père en fils. Les tubercules comme l'igname (kikwa pour l'espèce locale issue de croisements de Dioscorea cayenensis, Dioscorea abyssinica et Dioscorea alata), le taro (espèce commune Colocasia esculenta appelée iruma, duma ou ithuma) et plus récemment la patate douce (Ipomoea batatas connue sous le nom de kisoiya) ont également un rôle essentiel dans l'alimentation chagga. Enfin, deux céréales sont cultivées : l'éleusine (vumbi ou mbeke) est originaire d'une région entre l'Ouganda et l'Éthiopie ; le maïs (maimba ou mahemba, termes d'abord associés dans d'autres langues au sorgho) a d'abord été introduit par les Portugais depuis les Antilles puis remplacé par une variété d'Afrique du Sud au début du XXe siècle et voit sa consommation augmenter alors qu'il a longtemps été absent de l'alimentation chagga. Les parcelles où sont cultivées les céréales et la plupart des tubercules sont irriguées par de véritables réseaux de canaux (mfongo) puis laissées en jachère généralement au bout de deux ou trois ans. L'outil de base pour travailler le sol est la houe mais la hache pour défricher et la faucille notamment sont également nécessaires. Au sud, l'agriculture s'est modernisée (engrais, tracteurs, emploi de main-d'œuvre) alors qu'elle est restée plus traditionnelle et principalement féminine à l'est. Le calendrier est dicté par les saisons auxquelles est soumis le Kilimandjaro. L'exploitation d'un espace de cueillette en amont des zones habitées, à la lisière supérieure de la forêt, a disparu[5],[51].
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+L'introduction de la culture du café date de la toute fin du XIXe siècle mais son essor n'a lieu qu'à partir des années 1920. Le nombre de cultivateurs, au nombre de 600 en 1922, est multiplié par vingt en l'espace de dix ans sous l'impulsion d'une coopérative de petits producteurs locaux. Dans les années 1950, la hausse du prix du café leur permet de s'enrichir, d'investir notamment dans la construction de nouvelles infrastructures et de prendre plus de poids politique. Ces paysans seront un des piliers de l'indépendance du Tanganyika et en subiront paradoxalement le contrecoup dans l'effort de mise à niveau de l'économie du pays[51].
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+L'élevage est également essentiel pour les Wachagga. Le bétail, comprenant bovins (des zébus appelés génériquement ng'umbe), caprins (mburu) et ovins (yaanri, ichondi ou irohima) fournit viande, lait et sang frais. Les volailles ont longtemps été culturellement ignorées en Afrique de l'Est[5].
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+La protection environnementale du Kilimandjaro s'est faite en plusieurs étapes. Une réserve de chasse est d'abord créée par les autorités allemandes en 1910. En 1921, elle est transformée en réserve forestière. En 1973, la zone au-dessus de 2 700 mètres d'altitude est classée au sein du parc national du Kilimandjaro. Il est ouvert au public quatre ans plus tard. En 1987, la limite du parc est abaissée jusqu'à 1 830 mètres d'altitude et il atteint 75 353 hectares[75]. Il est finalement inscrit sur la liste du patrimoine mondial de l'UNESCO[76] avec comme justification que « le Kilimandjaro, avec sa cime enneigée qui surplombe la plaine de près de 5 000 m, est le plus grand massif montagneux isolé qui soit » et que son parc abrite « une grande diversité d'espèces animales et végétales rares ou endémiques ». La réserve forestière qui l'entoure est progressivement passée de 89 000[77] à 92 906 puis 107 828 hectares[75]. L'ensemble protège 3 000 espèces végétales[18].
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+En parallèle de l'action du parc national, différents projets ont été mis en place à petite échelle dans le but d'améliorer la gestion de la forêt avec l'aide des populations locales et d'initier des programmes de reboisement. Mais les images satellites montrent que le morcèlement continue en raison du manque d'expérience des exploitants sylvicoles et du peu de moyens investis dans la lutte contre les incendies[18].
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+Un corridor biologique de huit kilomètres de large a été maintenu au nord-ouest du Kilimandjaro, en territoire maasaï, afin de relier son parc avec celui d'Amboseli, de l'autre côté de la frontière avec le Kenya, afin d'aider à la circulation des vingt espèces communes de grands mammifères sur les vingt-cinq présentes dans les forêts de montagne[49].
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+L'ascension du Kilimandjaro est très prisée par de nombreux randonneurs, notamment par ceux qui se lancent à l'assaut des sept sommets. Environ 20 000 personnes franchissent l'entrée du parc national du Kilimandjaro et tentent l'ascension chaque année avec un taux d'échec d'un tiers[78]. La meilleure période est de juillet à octobre ou en janvier et février afin d'éviter les saisons des pluies. La règlementation du parc impose les sentiers de randonnées, les moyens à mettre en œuvre pour faire l'ascension (garde…) et récolte les droits d'entrée. Il est conseillé d'être suivi de porteurs, éventuellement d'un cuisinier mais la loi oblige à être accompagné d'un guide homologué. Toutes ces ascensions nécessitent une bonne condition physique, notamment pour se prémunir du mal aigu des montagnes. Si les risques sont faibles, quelques touristes ont cependant perdu la vie lors de cette ascension, par accident ou par manque de préparation. Il convient donc de rester prudent et de s'entraîner avant de la tenter puisque seulement 40 % des ascensions sont couronnées de succès[79],[80]. Des gardes sont stationnés sur la montagne pour permettre une évacuation rapide en cas d'urgence.
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+Il faut compter entre six et dix jours pour parvenir au sommet et en revenir. Les sentiers pour le sommet du Kilimandjaro empruntent pour la plupart le versant méridional du volcan ; certains sont très fréquentés. Les itinéraires sur le versant septentrional sont réservés aux alpinistes chevronnés. Il existe sept points de départ (gate) autour de la montagne et plusieurs variantes :
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+Le 28 septembre 2010, Kílian Jornet Burgada bat le double record de l'ascension la plus rapide en 5 h 23 min 50 s, par la voie Great Western Breach, et celui de l'aller-retour en 7 heures et 14 minutes en descendant du sommet par une voie différente de la montée[94]. Ce second temps est amélioré par le Suisso-Équatorien Karl Egloff le 15 août 2014[95] en 6 heures 42 minutes et 24 secondes[96]. Précédemment, les records étaient détenus respectivement par l'Italien Brunod qui a établi le temps de 5 h 38 min 40 s, par la Marangu Route, en 2001, et par le Tanzanien Simon Mtuy qui détenait depuis le 26 décembre 2004 le record de l'aller-retour le plus rapide en 8 h 27 min en étant monté par Umbwe Route et redescendu par Mweka Route. Ce dernier a également réalisé le temps le plus rapide sans assistance alimentaire en 9 h 19 min le 22 février 2006. Chez les femmes, la Britannique Rebecca Rees-Evans a vaincu le sommet en 13 h 16 min 37 s par le même itinéraire.
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+Les plus jeunes personnes à avoir atteint le pic Uhuru sont les Américains Keats Boyd, le 21 janvier 2008, et Cash Callahan, en 2018, tous deux à l'âge de sept ans, alors qu'il est normalement interdit de le faire en dessous de l'âge de dix ans[97]. Le 16 mars 2018, l'Américaine Montannah Kenney du Texas est devenue la plus jeune fille au sommet, seulement plus vieille de quelques jours que Cash Callahan[97],[98]. La personne la plus âgée à atteindre le pic Uhuru est, à 88 ans le 20 juillet 2017, l'Américain Fred Distelhorst[97] ; chez les femmes, la plus âgée, à 86 ans et 267 jours en 2015, est Angela Vorobeva[97],[99].
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+La roche du Kilimandjaro n'est généralement pas très propice pour l'escalade. Toutefois, les pics du Mawenzi offrent quelques bonnes voies et le recul des glaciers du Kibo contribue à l'apparition de quelques parois verticales ou passages vertigineux sur certains tronçons de l'itinéraire Umbwe en particulier. Des autorisations spéciales et des décharges sont nécessaires pour les emprunter.
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+Les itinéraires sont équipés de refuges de montagne de manière inégale. Marangu Route dispose des plus confortables (literie, eau, douches, électricité, cuisines). Autrement, il existe des camps à la fin de chaque journée de marche. Plusieurs de ces camps se situent à l'abri de grottes. Il est interdit de bivouaquer en dehors de ces zones pour des questions de sécurité. Certains camps portent le qualificatif de hut signifiant « refuge » (Machame Hut, Barranco Hut) mais sont tout juste équipés de quelques commodités sans toutefois offrir de possibilité pour se restaurer ou dormir[87].
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+Le statut du Kilimandjaro a évolué d'une dimension mythique jusqu'au milieu du XIXe siècle, en raison des récits oniriques de l'Antiquité, des fantasmes d'Eldorado de la Renaissance, des récits sacrés et finalement de la présence supposée de neige à son sommet, à emblématique au fur et à mesure que les missionnaires et les explorateurs sont venus prouver l'existence de glaciers et étudier la géographie de la montagne. Il demeure pourtant dans l'imaginaire iconographique et textuel un lieu évoquant les récits bibliques (grands animaux, image du « bon sauvage ») et le berceau de l'Humanité (découvertes archéologiques). De là, il n'y a qu'un pas pour que le randonneur ait l'impression d'effectuer un pèlerinage vers le « toit de l'Afrique » en puisant dans ses ressources physiques comme mentales[58].
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+La littérature évoque l'aspect fantastique du Kilimandjaro :
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+« Ensuite, ils commencèrent à prendre de l’altitude en direction de l’est, semblait-il ; après quoi, cela s’obscurcit et ils se trouvèrent en pleine tempête, la pluie tellement drue qu’on eût cru voler à travers une cascade, et puis ils en sortirent et Compie tourna la tête et sourit en montrant quelque chose du doigt et là, devant eux, tout ce qu’il pouvait voir, vaste comme le monde, immense, haut et incroyablement blanc dans le soleil, c’était le sommet carré du Kilimandjaro. Et alors il comprit que c’était là qu’il allait. »
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+— Ernest Hemingway, Les Neiges du Kilimandjaro (1936)
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+Dans Le Lion de Joseph Kessel (1958), alors que le narrateur et sa fille Patricia séjournent dans une réserve du Kenya parmi les Maasaï, la montagne est en toile de fond. Ses dimensions imposantes sont rappelées tout au long du roman et ses neiges souvent évoquées : « les derniers feux du soleil sur la neige du Kilimandjaro ». Il en est également question par exemple dans Cinq semaines en ballon de Jules Verne (1863).
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+En chanson, Pascal Danel sort en 1966 Kilimandjaro dont les paroles semblent inspirées de la nouvelle de Hemingway ; c'est un succès international qu'il adapte en six langues différentes et qui sera repris dans plus de 180 versions :
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+Il n'ira pas beaucoup plus loin
+La nuit viendra bientôt
+Il voit là-bas dans le lointain
+Les neiges du Kilimandjaro
+[...]
+Voilà sans doute à quoi il pense
+Il va mourir bientôt
+Elles n'ont jamais été si blanches
+Les neiges du Kilimandjaro
+
+Jean Ferrat évoque en ces mots le Kilimandjaro, dans un texte du même titre, en 1985 :
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+Que la vie c'est du terre à terre
+Qu'on peut pas être himalayen
+Sept jours sur sept et qu'il s'avère
+Qu'il faut savoir être moyen
+Tu comprends pas c'est ça qu'est triste
+Que j'aimerais vivre moins haut
+Être un amoureux plus simpliste
+Avoir l'altitude à zéro
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+Pour sa part, Pierre Perret console son ami en l'emmenant « faire un pique-nique en haut du Kilimandjaro » (Mon p'tit loup) tandis que Michel Sardou fait rimer « le toit du Kilimandjaro et la montagne Eldorado » (Dans ma mémoire, elle était bleue). En 1981, Carlos Santana écrit un morceau instrumental titré Tales of Kilimanjaro.
+
+Au cinéma, Mino Guerrini réalise en 1986 Les mines du Kilimandjaro, un film italien qui raconte l'histoire d'un lycéen américain recherchant des diamants près de la montagne dans les années 1930. Il doit affronter les Nazis, des gangsters chinois et des tribus locales. Dans un autre registre, le volcan apparaît dans Le Roi lion 2.
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+L'évolution de l'image du Kilimandjaro dans l'imaginaire collectif accompagnée du succès que la montagne acquiert dans les arts à la suite du siècle des Lumières puis du développement du tourisme est sans doute responsable de l'engouement dont il bénéficie au fur et à mesure que les supports se diversifient : tissus (batiks), estampes, lithographie, gravure sur cuivre et acier, photographie, etc. Pourtant, ses dimensions et les carcans posés par les pratiques artistiques ont longtemps été un frein à la diversification de sa représentation. Il figure souvent en toile de fond de vues composées avec des animaux sauvages, une flore exotique ou des guerriers maasaï en premier-plan. Ces représentations sont principalement le reflet des préjugés culturels et des stéréotypes occidentaux sur l'Afrique. Les premiers temps, elles ont un aspect inquiétant ; puis elles se font plus romantiques. Une constante est de l'entourer de nuages, d'abord pour évoquer son côté mystérieux, puis sa dimension spirituelle et enfin sa hauteur. Monseigneur Le Roy est un de ceux qui ont produit le plus de gravures sur le Kilimandjaro (une œuvre remarquable est Le Kilima-Njaro, vue prise du Matchamé, en 1893). Il est aussi un des premiers, avec J. Chanel, à prendre des photographies de la montagne dans les années 1890. La fragilité des premières pellicules cause des problèmes de surexposition. Ainsi, les difficultés inhérentes à cette technique pourtant plus authentique constituent longtemps une de ses faiblesses, mais elle va permettre de diversifier les vues du sommet. La publicité s'empare du symbole ; il devient le logotype de marques d'eau minérale, de bière[101], de café, de thé, de cigarettes, d'agences touristiques ou encore de chaînes hôtelières, et est repris dans des slogans : « Air Tanzania, les ailes du Kilimandjaro » ou « la Tanzanie, terre du Kilimandjaro et de Zanzibar » (State Travel Service). Il est partagé par les tanzaniens et les kenyans selon que le couple Kibo-Mawenzi est représenté dans un sens ou dans l'autre. Il n'échappe pas non plus aux pièces de monnaies et aux timbres. Enfin, avec le tourisme de masse, la carte postale semble retrouver le conformisme attendu des premières représentations artistiques à deux plans : elle doit dresser les richesses naturelles et l'identité de la région[102],[103].
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3019.html.txt

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+Le kilogramme, dont le symbole est kg (en minuscules), est l'unité de base de masse dans le Système international d'unités (SI)[2].
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+Le kilogramme est la seule unité SI de base possédant un préfixe (« kilo », symbole « k » utilisé pour désigner le millier d'une unité) dans son nom. Quatre des sept unités de base du Système international sont définies par rapport au kilogramme, donc sa stabilité est importante.
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+Du temps où il était en vigueur, le prototype international du kilogramme était rarement utilisé ou manipulé. Des copies en étaient conservées par les laboratoires nationaux de métrologie autour du globe et lui ont été comparées en 1889, 1948 et 1989 pour des besoins de traçabilité. Le prototype international du kilogramme est commandé par la Conférence générale des poids et mesures (CGPM) sous l'autorité de la Convention du Mètre (1875), et est sous la garde du Bureau international des poids et mesures (BIPM) qui le conserve (au pavillon de Breteuil) au nom de la CGPM.
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+Après la constatation que la masse du prototype varie au cours du temps, le Comité international des poids et mesures (CIPM) recommande en 2005 de redéfinir le kilogramme en termes de constante fondamentale de la nature. Dans sa session de 2011, la CGPM convient que le kilogramme devrait être redéfini en fonction de la constante de Planck, mais constatant que les travaux existants à cette date ne permettent pas de mettre en œuvre le changement[3], reporte la décision finale à 2014 puis à la 26e CGPM, qui s'est tenue en 2018 à Paris. Celle-ci permet de figer quatre constantes physiques et de définir un nouveau système d'unités, c'est-à-dire de redéfinir effectivement le kilogramme ; ces définitions entrent en vigueur le 20 mai 2019[4],[5].
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+Le kilogramme peut désormais être réalisé à partir de la valeur fixée de la constante de Planck et à l'aide d'une balance de Kibble.
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+Le gramme est originellement défini en 1795 comme la masse d'un centimètre cube « d'eau pure » à 4 °C[a], faisant du kilogramme l'égal de la masse d'un litre d'eau pure. Le prototype du kilogramme, fabriqué en 1799 et sur lequel s'appuie le kilogramme jusqu'en mai 2019, possède une masse égale à celle de 1,000 025 L d'eau pure.
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+Depuis 1879 et jusqu'au 19 mai 2019, il est défini comme étant égal à la masse du prototype international du kilogramme déposé au BIPM au pavillon de Breteuil près de Paris[6].
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+Depuis le 20 mai 2019, il est défini en fixant la valeur numérique de « la constante de Planck, h, égale à 6,626 070 15 × 10−34 J.s, unité égale à kg.m2 s−1 », le mètre et la seconde ayant déjà été définis auparavant  en fixant « la fréquence de la transition hyperfine de l’état fondamental de l’atome de césium 133 non perturbé, ∆νCs, comme égale à 9 192 631 770 Hz » pour déterminer la seconde de façon aisément reproductible et précisément mesurable, et en fixant « la vitesse de la lumière dans le vide, c, comme égale à 299 792 458 m/s » pour déterminer également le mètre en fonction de la seconde de façon aisément reproductible et précisément mesurable.[7]. Cette nouvelle définition a été officiellement approuvée par le BIPM le 16 novembre 2018, lors de la 26e conférence générale des poids et mesures[8].
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+Le mot « kilogramme » est formé du préfixe « kilo », dérivant du grec ancien χίλιοι (chílioi) signifiant « mille »[9], et de « gramme », du grec ancien γράμμα (grámma) signifiant « petit poids »[10],[11]. Le mot « kilogramme » est écrit dans la loi française en 1795[12]. L'apocope « kilo » est une abréviation courante qui apparaît dès le XIXe siècle[13].
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+Le symbole du kilogramme est « kg ».
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+Le kilogramme est une unité de masse. Du point de vue physique, la masse est une propriété inertielle, décrivant la tendance d'un objet à conserver la même vitesse en l'absence d'une force extérieure. Selon les lois du mouvement de Newton, un objet de masse 1 kg accélère d'1 m/s2 quand on lui applique une force d'1 newton.
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+Si le poids d'un système dépend de la force locale de la gravité, sa masse est invariante (tant qu'il ne se déplace pas à des vitesses relativistes[b]). En conséquence, pour un astronaute en micropesanteur, aucun effort n'est nécessaire pour maintenir un objet au-dessus du plancher : il est sans poids. Toutefois, comme les objets en micropesanteur conservent leur masse et donc leur inertie, un astronaute doit exercer une force dix fois plus importante pour donner la même accélération à un objet de 10 kg qu'à un objet d'1 kg.
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+Comme sur Terre, le poids d'un objet est proportionnel à sa masse, sa masse en kilogramme est généralement mesurée en comparant son poids à celui d'un objet standard dont la masse est connue en kilogramme, à l'aide d'une balance. Le rapport de la force de gravitation exercée sur les deux objets est égal au rapport de leur masse.
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+Le kilogramme sous-tend une grande partie du Système international d'unités tel qu'il est actuellement défini et structuré. Par exemple :
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+Cette chaîne de dépendance se succède sur plusieurs unités de mesure SI. Par exemple :
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+La magnitude des unités principales d'électricité (coulomb, volt, tesla et weber) est donc déterminée par le kilogramme, tout comme celle des unités de lumière, la candela étant définie grâce au watt et définissant à son tour le lumen et le lux. Si la masse du prototype international du kilogramme venait à changer, toutes ces unités varieraient en conséquence.
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+Comme la magnitude de nombreuses unités SI est définie par la masse d'un objet de métal de la taille d'une balle de golf et vieux de plus de 130 ans, la qualité du prototype international est protégée avec application afin de préserver l'intégrité du système. Cependant, en dépit de la meilleure intendance, la masse moyenne de l'ensemble des prototypes et du prototype international a vraisemblablement divergé de plus de 5 µg depuis la troisième vérification périodique en 1989. De plus, les laboratoires de métrologie nationaux doivent attendre la quatrième vérification périodique pour confirmer cette tendance historique.
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+La définition des unités SI est toutefois différente de leur réalisation pratique. Par exemple, le mètre est défini comme la distance parcourue par la lumière pendant 1/299792458 de seconde. Sa réalisation pratique prend typiquement la forme d'un laser hélium-néon et la longueur du mètre est délinéée comme 1 579 800,298 728 longueurs d'onde de la lumière de ce laser. Si, par hasard, on réalisait que la mesure officielle de la seconde avait dérivé de quelques parties par million (elle est en réalité extrêmement stable, avec une reproductibilité de quelques parties pour 1015[14]), cela n'aurait aucun effet automatique sur le mètre car la seconde — et donc la longueur du mètre — est absorbée par le laser qui en assume la réalisation pratique. Les scientifiques calibrant les appareils continueraient à mesurer le même nombre de longueurs d'onde du laser jusqu'à ce qu'un accord soit conclu pour procéder différemment. Dans le cas de la dépendance du monde extérieur à la valeur du kilogramme, si on déterminait que la masse du prototype international avait changé, cela n'aurait aucun effet automatique sur les autres unités de mesure, leur réalisation pratique fournissant un niveau d'abstraction les isolant. Si la variation de masse était définitivement prouvée, une solution consisterait à redéfinir le kilogramme comme égal à la masse du prototype plus une valeur de compensation.
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+Sur le long terme, la solution consiste à libérer le système SI du prototype international en développant une réalisation pratique du kilogramme qui puisse être reproduite dans différents laboratoires en suivant une spécification définie. Les unités de mesure dans ces réalisations pratiques possèdent leur magnitude précisément définie et exprimée en termes de constantes physiques fondamentales. Le kilogramme serait ainsi basé sur une constante universelle invariante. Actuellement, aucune alternative n'a encore atteint l'incertitude de 20 parties par milliard (environ 20 µg) requise pour faire mieux que le prototype. Toutefois, la balance du watt du National Institute of Standards and Technology approche de ce but, avec une incertitude démontrée de 36 µg[15].
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+Le système métrique est créé en France à l'initiative de Charles-Maurice de Talleyrand-Périgord. Le 30 mars 1791, le gouvernement français ordonne à l'Académie des sciences de déterminer précisément la magnitude des unités de base du nouveau système. L'Académie partage la tâche en cinq commissions ; celle chargée de la détermination de la masse comprend initialement Antoine Lavoisier et René Just Haüy ; Lavoisier est guillotiné le 8 mai 1794 et Haüy est temporairement emprisonné, ils sont remplacés à la commission par Louis Lefèvre-Gineau et Giovanni Fabbroni.
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+Le concept d'utiliser une unité de volume d'eau pour définir une unité de masse est proposée par le philosophe anglais John Wilkins en 1668, afin de lier la masse et la longueur[17]. Le système métrique ayant par ailleurs défini le mètre, « qui a été adopté pour l'unité fondamentale de tout le système des mesures »[18], l'unité de poids qui en découle pouvait alors être le mètre cube d'eau d'une tonne (dont l'ordre de grandeur est celui des déplacements des navires), le décimètre cube d'un kilogramme (du même ordre de grandeur que la livre, d'usage courant sur les marchés pour peser les marchandises), le centimètre cube d'un gramme (du même ordre que le denier dans le système des poids de marc, poids des pièces monétaires courantes), ou le millimètre cube d'un milligramme (de l'ordre de la prime, utilisée pour les mesures de précision).
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+Le gramme est introduit par la loi du 18 germinal an III (7 avril 1795) ; il est défini comme « le poids absolu d'un volume d'eau pure ��gal au cube de la centième partie du mètre, et à la température de la glace fondante »[19]. Le choix de l'unité de base se porte donc sur le centimètre cube d'eau, le même décret prévoyant également dans ce système métrique universel une unité mesure monétaire, « l’unité des monnaies prendra le nom de franc, pour remplacer celui de livre usité jusqu'aujourd'hui »[18] : le choix du gramme comme unité de poids préparant la voie à un franc métrique universel[c].
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+Comme le commerce met en jeu des objets nettement plus massifs qu'un gramme, et comme un standard de masse constitué d'eau serait instable, un étalon provisoire est réalisé en métal, d'une masse 1 000 fois plus grande que le gramme : le kilogramme. Cet étalon provisoire est fabriqué en accord avec une mesure imprécise de la densité de l'eau réalisée auparavant par Lavoisier et Haüy, qui estiment que l'eau distillée à 0 °C a une masse de 18 841 grains dans l'ancien système des poids de marc[20].
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+Dans le même temps, une commission est nommée pour déterminer précisément la masse d'un litre d'eau[19]. Bien que le décret mentionne spécifiquement de l'eau à 0 °C, les études de Lefèvre-Gineau et Fabbroni montrent que l'eau est au plus dense à 4 °C et qu'un litre pèse à cette température 18 827,15 grains, 99,9265 % de la valeur imprécise mesurée précédemment par Lavoisier et Haüy[d],[21].
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+Le 22 juin 1799, un étalon en platine d'un kilogramme (nom originel, le grave), soit la masse d'un litre d'eau, est déposé (ainsi qu'un étalon du mètre) aux Archives de France. Le 10 décembre 1799, l'étalon est ratifié officiellement comme « kilogramme des Archives » et le kilogramme est défini comme égal à sa masse.
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+Le 20 mai 1875, la Convention du Mètre formalise un peu plus le système métrique. L'unité de masse est redéfinie comme « kilogramme » (et non « gramme »), qui devient ainsi la seule unité de base incluant un préfixe multiplicateur[22]. Un nouvel étalon en platine iridié de masse pratiquement identique au kilogramme des Archives doit être réalisé dès cette même année, mais la coulée est rejetée car la proportion d'iridium, 11,1 %, se situe en dehors des 9 - 11 % spécifiés. Le prototype international du kilogramme est l'un des trois cylindres réalisés en 1879. En 1883, sa masse est mesurée comme indifférenciable de celle du kilogramme des archives. Ce n'est qu'en 1889, lors de la première CGPM, que le prototype international du kilogramme définit la magnitude du kilogramme ; il est conservé depuis au pavillon de Breteuil en France[23],[24].
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+Les mesures modernes de la Vienna Standard Mean Ocean Water, une eau distillée pure avec une composition isotopique représentative de la moyenne des océans, montre qu'elle possède une masse volumique de 0,999 975 ± 0,000 001 kg/L à sa densité maximale (3,984 °C) sous une atmosphère standard (760 torr)[25],[26]. Ainsi, un décimètre-cube d'eau dans ces conditions n'est que 25 ppm moins massif que le prototype international du kilogramme (25 mg). La masse du kilogramme des Archives, réalisé il y a plus de deux siècles, est donc égale à celle d'un décimètre-cube d'eau à 4 °C à un grain de riz près.
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+La Convention du Mètre, signée le 20 mai 1875, formalise le système métrique (prédécesseur du Système international d'unités actuel) ; depuis 1889, il définit la magnitude du kilogramme comme égale à la masse du prototype international du kilogramme (PIK en abrégé, ou IPK pour l'anglais International Prototype of the Kilogram)[24],[2], surnommé le « grand K ».
+
+Le PIK est constitué d'un alliage de 90 % de platine et 10 % d'iridium (proportions massiques), nommé « Pt-10Ir ». Il prend la forme d'un cylindre de 39,17 mm de hauteur et de diamètre afin de minimiser sa surface totale[27]. L'ajout d'iridium augmente fortement la dureté du platine tout en conservant certaines de ses propriétés : forte résistance à l'oxydation, très haute masse volumique (presque deux fois plus dense que le plomb et 21 fois plus que l'eau), conductivités électrique et thermique satisfaisantes, et faible susceptibilité magnétique. Le PIK et ses six copies sont stockés au Bureau international des poids et mesures, protégés chacun par trois cloches de verre scellées dans un coffre-fort spécial à « l'environnement contrôlé » dans la cave la plus basse du pavillon de Breteuil à Sèvres, dans la banlieue de Paris. Trois clés indépendantes sont nécessaires pour ouvrir ce coffre. Des copies officielles du PIK sont réalisées pour les États afin de servir de standards nationaux. Le PIK n'est extrait de son coffre que pour en réaliser des étalonnages tous les 50 ans environ (cette opération n'a eu lieu que trois fois depuis sa création), afin de fournir une traçabilité des mesures locales.
+
+Le Bureau international des poids et mesures fournit à ses États membres des copies du PIK de forme et composition quasi identiques, destinées à servir de standards de masse nationaux. Par exemple, les États-Unis possèdent quatre prototypes nationaux :
+
+Aucune des copies ne possède une masse exactement égale à celle du PIK : leur masse est calibrée et documentée avec des valeurs de décalage. Par exemple, en 1889, la masse du prototype américain K20 est déterminée comme égale à 39 µg de moins que le PIK (1 kg − 39 µg donc = 0,999 999 961 kg). Lors d'une vérification en 1948, sa masse est mesurée égale à 1 kg − 19 μg. La dernière vérification en 1999 lui détermine une masse identique à sa valeur initiale de 1889.
+
+La masse de K4 a constamment décliné par rapport à celle du PIK, car les standards de vérification étant plus souvent manipulés, ils sont plus sujets aux éraflures et autres usures. En 1889, K4 est délivré avec une masse officielle de 1 kg − 75 μg. En 1989, il est calibré à 1 kg − 106 μg et en 1999, à 1 kg − 116 μg ; c'est-à-dire qu'en 110 ans, K4 a perdu 41 µg par rapport au PIK[28].
+
+En Allemagne, il y a aussi quatre prototypes nationaux :
+
+Le kilogramme a été la dernière unité de base du Système international d'unités à être définie au moyen d'un étalon matériel fabriqué par l'homme. Par définition, l'erreur dans la valeur mesurée de la masse du « PIK » était, jusqu'en 2018, exactement zéro. Toutefois, tout changement dans sa masse pouvait être déduit en la comparant avec ses copies officielles stockées autour du monde, périodiquement retournées au Bureau international des poids et mesures pour vérification.
+
+Malgré les précautions d'utilisation et de conservation, la masse théorique (entendu dans ce sens, la masse qu'il a avec une autre définition du kilogramme[Laquelle ?]) du prototype a déjà varié de quelques microgrammes par rapport aux masses de copies[pas clair]. Il est souvent incorrectement dit que la masse théorique du prototype aurait diminué de l'équivalent d'un grain de sable de 0,4 mm de diamètre[30],[31],[32]. En fait, lorsqu'on mesure les copies par rapport à l'étalon on note que les masses des copies ont augmenté relativement au prototype (ce qui peut laisser croire que la masse du prototype a diminué par sa manipulation (éraflure microscopique par exemple). En plus, il est probable que la masse théorique du prototype a aussi augmenté (par ajout de poussière, de traces de doigts, de caoutchouc par exemple), mais moins que celles des copies. Il est aussi possible que les masses des copies et la masse théorique du prototype aient diminué mais que la masse théorique du prototype ait diminué plus rapidement que les masses des copies[33],[34]. En tout état de cause, par définition, la masse réelle du prototype était, elle, toujours restée immuable à 1 kg.
+
+Selon James Clerk Maxwell (1831 - 1879) :
+
+« Même si le repère cylindrique du kilogramme est abrité dans un coffre spécial, dans des conditions contrôlées au BIPM, sa masse (théorique) peut dériver légèrement au fil des ans et il est sujet à des modifications de masse (théorique) en raison de la contamination, la perte de matériau de surface par nettoyage, ou d'autres effets. Une propriété de la nature est, par définition, toujours la même et peut en théorie être mesurée n'importe où, alors que le kilogramme est accessible uniquement au BIPM et pourrait être endommagé ou détruit. »
+
+Au-delà de la simple usure qu'un prototype peut rencontrer, sa masse peut varier pour un certain nombre de raisons, certaines connues et d'autres inconnues. Comme le PIK et ses répliques sont stockés à l'air libre (bien que sous deux cloches ou plus), ils gagnent de la masse par adsorption et contamination atmosphérique à leur surface. Par conséquent, ils sont nettoyés selon un procédé mis au point par le BIPM entre 1939 et 1946, qui consiste à les frotter légèrement avec une peau de chamois imbibée à parts égales d'éther-oxyde et d'éthanol, suivi d'un nettoyage à la vapeur d'eau deux fois distillée, avant de laisser les prototypes reposer 7 à 10 jours[f]. Ce nettoyage retire de 5 à 60 µg de contaminants, selon la date du nettoyage précédent. Un deuxième nettoyage peut retirer jusqu'à 10 µg de plus. Après le nettoyage, et même s'ils sont stockés sous leurs cloches, le PIK et ses copies commencent immédiatement à gagner de la masse à nouveau pour les mêmes raisons. Le BIPM a développé un modèle de ce gain et a conclu qu'il s'élevait en moyenne à 1,11 µg par mois les trois premiers mois, puis 1 µg par an après[réf. nécessaire]. Comme les standards de vérification comme K4 ne sont pas nettoyés pour les calibrations de routine d'autres standards — une précaution minimisant leur usure potentielle — ce modèle est utilisé comme facteur correctif.
+
+Comme les 40 premières copies sont réalisées dans le même alliage que le PIK et stockées dans des conditions similaires, des vérifications périodiques permettent de contrôler sa stabilité. Il est devenu clair après la 3e vérification périodique réalisée entre 1988 et 1992 que les masses de tous les prototypes divergent lentement mais inexorablement les unes des autres. Il est également clair que la masse du PIK a perdu environ 50 µg en un siècle, et peut-être plus, en comparaison de ses copies officielles[29],[35]. La raison de cette divergence n'est pas connue. Aucun mécanisme plausible n'a été proposé pour l'expliquer[36],[37],[38].
+
+De plus, aucun moyen technique ne permet de déterminer si l'ensemble des prototypes souffre d'une tendance à plus long terme ou non, car leur masse « relative à un invariant de la nature est inconnue en dessous de 1 000 µg ou sur une période de 100 ou même 50 ans »[35]. Comme on ne sait pas quel prototype a été le plus stable dans l'absolu, il est tout aussi valable de dire que l'ensemble du premier lot de copies, en tant que groupe, a gagné en moyenne environ 25 µg en 100 ans sur le PIK[g].
+
+On sait par ailleurs que le PIK présente une instabilité à court terme d'environ 30 µg sur une période d'un mois après nettoyage[39]. La raison précise de cette instabilité n'est pas connue, mais on suppose qu'elle est liée à des effets de surface : des différences microscopiques entre les surfaces polies des prototypes, peut-être aggravées par l'absorption d'hydrogène par catalyse des composés organiques volatils qui se déposent lentement sur les prototypes et des solvants à base d'hydrocarbures utilisés pour les nettoyer[38],[34].
+
+Il est possible d'exclure certaines explications sur les divergences observées. Le BIPM explique, par exemple, que la divergence dépend plus du temps écoulé entre les mesures que du nombre de fois où les prototypes ont été nettoyés ou d'un changement possible dans la gravité locale ni de l'environnement[33]. Un rapport publié en 2013 par Cumpson de l'université de Newcastle upon Tyne, basé sur la spectrométrie photoélectronique X d'échantillons stockés à côté de plusieurs prototypes, suggère qu'une source de divergence pourrait remonter à du mercure absorbé par les prototypes situés à proximité d'instruments utilisant ce métal. Une autre source provient d'une contamination carbonacée. Les auteurs de ce rapport suggèrent que ces contaminants pourraient être enlevés en utilisant une lumière ultraviolette et un lavage à l'ozone[40].
+
+Les scientifiques constatent une plus grande variabilité des prototypes que ce qui était estimé à la base. La divergence croissante des masses des prototypes et l'instabilité à court terme du PIK ont initié des recherches pour améliorer les méthodes d'obtention d'une surface lisse à l'aide d'usinage au diamant sur les nouvelles répliques, et ont intensifié les recherches d'une nouvelle définition du kilogramme[37].
+
+En 2011, le kilogramme était la dernière unité SI toujours définie par un artéfact[41].
+
+En 1960, le mètre, précédemment défini par une simple barre de platine iridié avec deux marques gravées, est redéfini en termes de constantes physiques fondamentales et invariantes (la longueur d'onde de la lumière émise par une transition des atomes de krypton 86[42], puis plus tard la vitesse de la lumière) afin que le standard puisse être reproduit dans différents laboratoires en suivant des spécifications précises. Afin d'assurer la stabilité à long terme du Système international d'unités, la 21e Conférence générale des poids et mesures, en 2000[42], a recommandé que « les laboratoires nationaux poursuivent leurs efforts pour affiner les expériences qui relient l'unité de masse à des constantes fondamentales ou atomiques et qui pourraient, dans l'avenir, servir de base à une nouvelle définition du kilogramme. » En 2005, lors de la 24e réunion du Comité international des poids et mesures (CIPM), une recommandation similaire est émise pour le kilogramme[43].
+
+En octobre 2010, le CIPM vote pour soumettre une résolution à la Conférence générale des poids et mesures (CGPM), afin de les notifier de l'intention de définir le kilogramme à l'aide de la constante de Planck, h[44],[45]. Cette résolution est acceptée par la 24e conférence du CGPM[46] en octobre 2011 ; en outre, la date de la 25e conférence est avancée de 2015 à 2014[47]. Cette définition permet théoriquement à n'importe quel appareil de délinéer le kilogramme en termes de constantes de Planck[Quoi ?], dès qu'il possède une précision et une stabilité suffisantes. La balance du watt pourrait être capable de répondre à cette demande. Si la CGPM adopte cette nouvelle proposition, et si la nouvelle définition du kilogramme est retenue dans le SI, la constante de Planck, qui lie l'énergie des photons à leur fréquence, aurait une valeur fixe déterminée. Après accord international, le kilogramme ne serait plus défini par la masse du PIK. Toutes les unités SI dépendant du kilogramme et du joule auraient également leur magnitude définie au bout du compte, en termes d'oscillations de photons. En fixant la constante de Planck, la définition du kilogramme ne dépendrait que de celle de la seconde et du mètre. La définition de la seconde ne dépend que d'une seule constante physique : « la seconde est la durée de 9 192 631 770 périodes de la radiation correspondant à la transition entre les deux niveaux hyperfins de l’état fondamental de l’atome de césium 133[48] ». Le mètre dépend de la seconde et de la vitesse de la lumière c.
+
+Afin de remplacer le dernier artéfact en usage, une variété de techniques et d'approches très diverses ont été considérées et explorées. Certaines sont fondées sur des équipements et procédures permettant la production à la demande de nouveaux prototypes (moyennant toutefois un effort considérable), à l'aide de techniques de mesure et de propriétés de matériaux basées au bout du compte sur des constantes fondamentales. D'autres font usage d'appareils mesurant l'accélération ou le poids de masses test, exprimant leur magnitude en termes électriques permettant là encore de remonter à des constantes fondamentales. Toutes les approches dépendent de la conversion d'une mesure de poids en une masse et nécessitent donc une mesure précise de la force de la gravitation dans les laboratoires. Toutes fixent également une ou plusieurs constantes physiques à une valeur déterminée. À ce titre le Canada semble avoir pris une longueur d'avance avec son projet de définition du kilogramme[49].
+
+La balance de Kibble (ou balance du watt) est une balance à plateau simple qui mesure la puissance électrique nécessaire pour s'opposer au poids d'une masse test d'un kilogramme dans le champ de gravitation terrestre. Il s'agit d'une variante de la balance de l'ampère (en) qui emploie une étape de calibration supplémentaire annulant l'effet de la géométrie. Le potentiel électrique de la balance de Kibble est mesuré par tension Josephson standard, qui permet à la tension électrique d'être liée à une constante physique avec une grande précision et une haute stabilité. La partie résistive du circuit est calibrée par rapport à une résistance standard Hall quantique. La balance de Kibble nécessite une mesure précise de l'accélération locale de la gravitation, g, à l'aide d'un gravimètre.
+
+En avril 2007, l'installation de la balance de Kibble par le National Institute of Standards and Technology (NIST) démontre une incertitude standard relative combinée de 36 µg et une résolution à court terme de 10 à 15 µg [15]. La balance de Kibble du National Physical Laboratory possède une incertitude de 70,3 µg en 2007[50]. En 2009, Cette balance est désassemblée et transférée à l'institut canadien pour les standards de mesure nationaux (membre du Conseil national de recherches Canada), où la recherche et le développement de l'appareil se poursuit.
+
+Dans la balance de Kibble, qui fait osciller une masse de test de haut en bas contre l'accélération gravitationnelle locale g, la puissance mécanique requise est comparée à la puissance électrique, qui correspond au carré de la tension divisé par la résistance électrique. Cependant, g varie de façon significative — près de 1 % — suivant l'endroit de la Terre où est effectuée la mesure. Il existe également des variations saisonnières subtiles de g à cause du changement des nappes d'eau souterraines, et des variations bimensuelles et journalières due aux forces de marée de la Lune. Bien que g n'intervienne pas dans la nouvelle définition du kilogramme, elle intervient dans sa délinéation. g doit donc être mesurée avec autant de précision que les autres termes et doit donc être identifiable à des constantes physiques. Pour les mesures les plus précises, g est mesurée à l'aide de gravimètres absolus à chute de masse contenant un interféromètre à laser hélium-néon stabilisé par iode. Le signal d'interférence de sortie est mesuré par une horloge atomique à rubidium. Comme ce type de gravimètre dérive sa précision et sa stabilité de la constance de la vitesse de la lumière et des propriétés des atomes d'hélium, de néon et de rubidium, g est mesurée en termes de constantes physiques avec une très haute précision. Par exemple, dans le sous-sol de l'établissement du NIST de Gaithersburg en 2009, la valeur mesurée était typiquement contrainte à 8 ppm de 9,801 016 44 m s−2 [15].
+
+L'utilisation d'une balance de Kibble pour définir le kilogramme dépend de sa précision et de sa concordance avec la précision améliorée de la mesure de la masse d'une mole de silicium très pur, ce qui dépend de la précision du mètre « rayons X », qui pourra s'améliorer via les travaux du physicien Theodor W. Hänsch[51],[52]. En outre, une telle balance nécessite un ensemble de technologies suffisamment complexes pour ne pas pouvoir être produite en grand nombre. Si le kilogramme est redéfini à l'aide de la constante de Planck, il n'y aura au mieux que quelques balances de Kibble en opération dans le monde.
+
+La 26e conférence générale des poids et mesures, en novembre 2018, a d��cidé que le calcul du kilogramme se ferait par cette méthode à partir du 20 mai 2019[53].
+
+Avant la décision de 2018, plusieurs autres approches avaient été envisagées.
+
+Bien que n'offrant pas de réalisation pratique, il est possible de redéfinir la magnitude du kilogramme à l'aide d'un certain nombre d'atomes de carbone 12. Le carbone 12 (12C) est un isotope du carbone. La mole est actuellement définie comme « la quantité d'entités (particules élémentaires ou molécules) égale au nombre d'atomes dans 12 grammes de carbone 12 ». Cette définition implique que 1 000⁄12 (83⅓) moles de 12C ont exactement une masse d'un kilogramme. Le nombre d'atomes dans une mole, une quantité connue comme le nombre d'Avogadro, est déterminé expérimentalement et sa meilleure estimation actuelle est 6,022 141 29(27) × 1023 atomes[54]. La nouvelle définition du kilogramme proposerait de fixer la constante d'Avogadro à précisément 6,022 14 × 1023, le kilogramme étant défini comme la masse égale à 1 000⁄12 × 6,022 × 1023 atomes de 12C.
+
+La précision dans la valeur mesurée de la constante d'Avogadro est actuellement limitée par l'incertitude sur celle de la constante de Planck, 50 ppm depuis 2006. En fixant la constante d'Avogadro constante, l'incertitude sur la masse d'un atome de 12C — et la magnitude du kilogramme — ne pourrait être meilleure que 50 ppm. En adoptant cette définition, la magnitude du kilogramme serait sujet à des affinages ultérieurs, lorsqu'une meilleure valeur de la constante de Planck serait disponible.
+
+Une variation de la définition propose de définir la constante d'Avogadro comme précisément égale à 84 446 8893 (6,022 141 62 × 1023) atomes. Une réalisation imaginaire en serait un cube de 12C d'exactement 84 446 889 atomes de côté. Le kilogramme serait alors la masse égale à 84 446 8893 × 83⅓ atomes de 12C[55],[h].
+
+Une autre approche basée sur la constante d'Avogadro, le « projet Avogadro », propose de définir et délinéer le kilogramme par une sphère de silicium de 93,6 mm de diamètre. Le silicium a été retenu car il existe une infrastructure commerciale mature permettant de créer du silicium monocristalin ultra-pur et sans défaut, pour l'industrie des semi-conducteurs. Pour réaliser un kilogramme, une boule de silicium serait produite. Sa composition isotopique serait mesurée avec un spectromètre de masse afin de déterminer sa masse atomique relative moyenne. La boule serait coupée et polie en sphères. La taille d'une sphère serait mesurée par interférométrie optique avec une erreur de 0,3 nm sur son rayon, environ une unique couche d'atomes. L'espacement cristalin entre les atomes (environ 192 pm) serait mesurée par interférométrie aux rayons X, avec une incertitude d'environ 3 parties par milliards. Avec la taille de la sphère, sa masse atomique moyenne et son espacement atomique connus, le diamètre requis peut être calculé avec suffisamment de précision pour permettre de finir de la polir à un kilogramme.
+
+De telles sphères ont été réalisées pour le projet Avogadro et sont parmi les objets artificiels les plus ronds jamais réalisés. À l'échelle de la Terre, le point culminant de la meilleure de ces sphères — une zone de la taille d'un continent — s'écarterait de 2,4 m d'une sphère parfaite.
+
+Des tests sont en cours sur les sphères de silicium du projet Avogadro afin de déterminer si leur masse est la plus stable quand elles sont stockées dans le vide, dans un vide partiel ou à pression ambiante. Dans tous les cas, aucun moyen technique n'existe actuellement qui permet de prouver que leur stabilité à long terme est meilleure que celle du PIK, car les mesures de masse les plus précises et les plus sensibles sont réalisées avec des balances à deux plateaux, qui ne peuvent comparer la masse d'une sphère de silicium qu'avec une masse de référence (les balances à un seul plateau mesurent le poids par rapport à une constante physique et ne sont pas suffisamment précises, l'incertitude nécessaire étant de 10 à 20 parties par milliard). D'après ce que l'on sait de l'absence de stabilité du PIK et de ses copies, il n'existe aucun artefact d'une masse parfaitement stable permettant cette comparaison. De plus, le silicium s'oxyde pour former une fine couche (de l'ordre de 5 à 20 atomes) de silice et de monoxyde de silicium. Cette couche augmente légèrement la masse de la sphère, un effet qu'il faut prendre en compte lors du polissage final.
+
+Toutes les approches basées sur le silicium fixeraient la constante d'Avogadro, mais conduiraient à des définitions différentes pour le kilogramme. Une approche ferait usage de silicium avec ses trois isotopes naturels présents. Environ 7,78 % du silicium est formé de deux isotopes plus lourds, 29Si et 30Si. Comme pour l'approche au 12C, cette méthode définirait la magnitude du kilogramme en fixant la constante d'Avogadro à un certain nombre d'atomes de 12C ; la sphère de silicium en serait la réalisation pratique. Cette approche pourrait définir précisément la magnitude du kilogramme car les masses des trois nucléides de silicium relativement à celle du 12C sont connues avec précision (incertitudes relatives de 1 partie par milliard, ou mieux). Une méthode alternative utiliserait des techniques de séparation isotopique afin d'enrichir le silicium en un 28Si quasiment pur, qui possède une masse atomique relative de 27,976 926 532 5(19)[57]. Avec cette approche, la constante d'Avogadro serait fixée, mais également la masse atomique du 28Si. Le kilogramme serait alors défini comme la masse de 1 000⁄27,976 926 532 5 × 6,022 141 79 × 1023 atomes de 28Si. Mais même avec une telle définition, une sphère de 28Si dévierait nécessairement du nombre de moles requis pour compenser ses diverses impuretés isotopiques et chimiques, ainsi que prendre en compte l'oxydation en surface[58].
+
+Une autre approche basée sur la constante d'Avogadro et depuis abandonnée, l'accumulation d'ions, aurait défini et décliné le kilogramme en créant des prototypes de métal à la demande. Ils auraient été créés en accumulant des ions d'or ou de bismuth (des atomes auquel il manque un électron) et en les comptant en mesurant le courant électrique nécessaire pour les neutraliser. L'or (197Au) et le bismuth (209Bi) ont été choisis car ils peuvent être manipulés sans danger et possèdent la masse atomique la plus élevée parmi les éléments non-radioactifs (bismuth) ou parfaitement stables (or).
+
+Avec une définition basée sur l'or, la masse atomique relative de l'or aurait été fixée à exactement 196,966 568 7, au lieu de sa valeur actuelle de 196,966 568 7 (6). La constante d'Avogadro aurait là encore été fixée. Le kilogramme aurait été défini comme la masse égale à exactement 1 000⁄196,966 568 7 × 6,022 141 79 × 1023 atomes d'or.
+
+En 2003, des expériences avec de l'or et un courant de 10 µA mettent en évidence une incertitude relative de 1,5 %[59]. Des expériences ultérieures avec des ions bismuth et un courant de 30 mA espéraient accumuler une masse de 30 g en six jours et avoir une incertitude relative meilleure qu'1 ppm[39]. Au bout du compte, cette approche par accumulation d'ions s'est révélée inadaptée. Les mesures nécessitent des mois et les données sont trop erratiques pour pouvoir servir de remplacement au PIK[60].
+
+Un autre approche définirait le kilogramme comme :
+
+« la masse qui subirait une accélération de précisément 2 × 10−7 m s−2 lorsqu'elle est soumise à la force par mètre entre deux conducteurs parallèles, rectilignes, de longueur infinie, de section circulaire négligeable, placés à une distance d'un mètre l'un de l'autre dans le vide, et à travers desquels passe un courant électrique constant d'exactement 1⁄1,602 17 × 10−19 ampère. »
+
+Dans les faits, le kilogramme serait défini comme dérivé de l'ampère plutôt que la situation actuelle, où l'ampère est un dérivé du kilogramme. Cette redéfinition fixe la charge élémentaire (e) à exactement 1,602 17 × 10−19 coulomb.
+
+Une réalisation pratique basée sur cette définition délinée la magnitude du kilogramme directement dans ce qui définit la nature même de la masse : une accélération due à une force appliquée. Cependant, il est très difficile de concevoir une réalisation pratique basée sur l'accélération de masses. Des expériences ont été réalisées sur des années au Japon avec une masse de 30 g supraconductive supporté par lévitation diamagnétique et n'ont jamais atteint une incertitude meilleurs que dix parties par million. L'hystérésis était l'un des facteurs limitants. D'autres groupes ont effectué des recherches similaires à l'aide de différentes techniques pour faire léviter la masse[61],[62].
+
+Comme l'unité de base « kilogramme » comporte déjà un préfixe, les préfixes SI sont ajoutés par exception au mot « gramme » ou à son symbole g, bien que le gramme ne soit qu'un sous-multiple du kilogramme (1 g = 10−3 kg).
+
+Par exemple :
+
+Dans les anciens livres, seuls les multiples et sous-multiples du kilogramme sont utilisés :
+
+Dans la pratique, seuls les multiples du kilogramme sont utilisés :
+
+On utilise également des noms d'unités anciennes, mais arrondies à des valeurs « exactes » :
+
+Les unités anglo-saxonnes sont assez largement utilisées de par le monde. On utilise couramment les unités du système avoirdupois (av), et, dans certains cas spécifiques, les unités du système troy (t) : médicaments et métaux précieux.
+
+La table ci-dessous indique les correspondances entre les unités ; les valeurs en italiques indiquent les croisements entre les systèmes anglo-saxons.
+
+Le carat est une autre unité de masse.
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3020.html.txt

@@ -0,0 +1,633 @@
+v
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}}
+
+ = 
+
+
+
+
+
+∂
+
+∂
+t
+
+
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+
+{\displaystyle {\partial  \over \partial t}}
+
+
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+
+x
+→
+
+
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+{\displaystyle {\vec {x}}}
+
+
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+
+
+d
+
+
+
+{\displaystyle \mathrm {d} }
+
+
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+v
+→
+
+
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+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}}
+
+
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+
+
+=
+
+
+{\displaystyle =}
+
+
+
+
+
+
+
+γ
+→
+
+
+
+
+{\displaystyle {\overrightarrow {\gamma }}}
+
+
+
+
+
+
+
+d
+t
+
+
+
+{\displaystyle \,\mathrm {dt} }
+
+modifier
+
+En physique, la vitesse est une grandeur qui mesure le rapport d'une évolution au temps. Exemples : vitesse de sédimentation, vitesse d'une réaction chimique, etc. De manière élémentaire, la vitesse s'obtient par la division d'une mesure d'une variation (de longueur, poids, volume, etc.) durant un certain temps par la mesure de ce temps écoulé.
+
+En particulier, en cinématique, la vitesse est une grandeur qui mesure pour un mouvement, le rapport de la distance parcourue au temps écoulé.
+
+La vitesse moyenne est définie par :
+
+L'unité internationale de la vitesse cinématique est le mètre par seconde (m s−1 ou m/s). Pour les véhicules automobiles, on utilise aussi fréquemment le kilomètre par heure (km h−1 ou km/h) et le système anglo-saxon utilise le mille par heure (mile per hour, mph). Dans la marine, on utilise le nœud, qui vaut un mille marin par heure, soit 0,514 4 m s−1. En aviation, on utilise aussi le nœud , mais on utilise parfois le nombre de Mach, Mach 1 étant la vitesse du son (qui varie en fonction de la température).
+
+Une définition formelle a longtemps manqué à la notion de vitesse, car les mathématiciens s'interdisaient de faire le quotient de deux grandeurs non homogènes[réf. souhaitée]. Diviser une distance par un temps leur paraissait donc aussi faux que pourrait actuellement paraître la somme de ces deux valeurs. C'est ainsi que pour savoir si un corps allait plus vite qu'un autre, Galilée (1564-1642) comparait le rapport des distances parcourues par ces corps avec le rapport des temps correspondant. Il appliquait pour cela l'équivalence suivante :
+
+Selon Aristote, tout corps qui tombe possède une certaine vitesse déterminée par la nature, et que l'on ne peut ni accroître ni diminuer, si ce n'est en usant de la violence ou en lui opposant une résistance. Aristote suppose qu'un mobile dix fois plus lourd qu'un autre se meut dix fois plus vite et tombe dès lors dix fois plus rapidement. Tous les corps de l'univers tirent selon lui l'origine de leur mouvement d'un premier moteur, les mouvements étant transmis par contact. À cela s'ajoute l'idée que les objets se meuvent pour atteindre le lieu propre qui leur est destiné, où ils trouveront l'immobilité : le mouvement implique l'action d'une force motrice, d'un moteur attaché au mobile : séparé du premier, le second s'arrête[1].
+
+Héritier d'Aristote, l'estimation des vitesses fait incontestablement de grands progrès au Moyen Âge, grâce à la conceptualisation de la vitesse comme grandeur intensive et à la précision qui s'ensuit pour l'idée de variation de vitesse. Ce sont les travaux des écoles d'Oxford (les calculateurs d'Oxford) et de l'université de Paris (Nicole Oresme) en lesquels certains auteurs comme Pierre Duhem, Anneliese Maier ou Marshall Clagett ont vu les précurseurs de Galilée[2].
+
+La loi de la chute des corps énoncée dans le De motu de Galilée (1564-1642), détermine que les corps chutent selon un mouvement uniformément accéléré et d'autre-part que tous les corps, grands et petits, lourds et légers, c'est-à-dire quelles que soient leurs dimensions et leurs natures, tombent (du moins dans le vide complet), avec la même vitesse; en d'autres termes, et dans la mesure où Galilée n'a pas connaissance de la pesanteur terrestre, que l'accélération de la chute est une constante universelle[1]. Galilée signe par là, la fin de l'Aristotélicisme.
+
+La notion de vitesse instantanée est définie formellement pour la première fois par Pierre Varignon (1654-1722) le 5 juillet 1698, comme le rapport d'une longueur infiniment petite dx sur le temps infiniment petit dt mis pour parcourir cette longueur. Il utilise pour cela le formalisme du calcul différentiel mis au point quatorze ans plus tôt par Gottfried Wilhelm Leibniz (1646-1716).
+
+Dans le mode de mesure, il faut distinguer deux types de vitesses :
+
+D'autre part, la vitesse peut correspondre à des cas d'application assez différents, suivant qu'elle est un vecteur unique ou un champ vectoriel :
+
+Le cas général est celui du champ vectoriel, puisque même dans le cas de la mécanique du solide, il reste possible de définir la vitesse de la matière en un point particulier de l'espace.
+
+La vitesse est une grandeur intensive : elle est définie pour un point de l'espace, et un système composé n'additionne pas la vitesse de ses différentes parties.
+
+Le vecteur vitesse instantanée 
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}}
+
+ d'un objet dont la position au temps t est donné par 
+
+
+
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+
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+r
+→
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+
+
+(
+t
+)
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+
+{\displaystyle {\vec {r}}(t)}
+
+ est défini par la dérivée 
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+v
+→
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+=
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+d
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+r
+→
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+d
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+t
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+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}={\frac {\mathrm {d} {\vec {r}}}{\mathrm {d} t}}}
+
+.
+
+L'accélération est la dérivée de la vitesse, et la vitesse est la dérivée de la distance, par rapport au temps. L'accélération est le taux de variation de la vitesse d'un objet sur la période. L'accélération moyenne a d'un objet dont la vitesse change à partir de vi à vf pendant une période t est donnée par : 
+
+
+
+a
+=
+
+
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+v
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+f
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+
+−
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+v
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+i
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+{\displaystyle a={\frac {v_{f}-v_{i}}{t}}}
+
+.
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+Le vecteur d'accélération instantanée 
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+a
+→
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+{\displaystyle {\vec {a}}}
+
+ d'un objet dont la position au temps t est donné par 
+
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+r
+→
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+(
+t
+)
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+{\displaystyle {\vec {r}}(t)}
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+a
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+{\displaystyle {\vec {a}}={\frac {\mathrm {d} {\vec {v}}}{\mathrm {d} t}}={\frac {\mathrm {d} ^{2}{\vec {r}}}{\mathrm {d} t^{2}}}}
+
+.
+
+La vitesse finale vf d'un objet démarrant avec la vitesse vi puis accélérant avec un taux constant a pendant un temps t est :
+
+La vitesse moyenne d'un objet subissant une accélération constante est 
+
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+1
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++
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+)
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+
+{\displaystyle {\scriptstyle {\frac {1}{2}}}(v_{i}+v_{f})}
+
+. Pour trouver le déplacement d d'un tel objet accélérant pendant la période t, substituer cette expression dans la première formule pour obtenir :
+
+Quand seule la vélocité initiale de l'objet est connue, l'expression 
+
+
+
+d
+=
+
+v
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+i
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+t
++
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+a
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+t
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+2
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+
+
+
+{\textstyle d=v_{i}\,t+{\frac {1}{2}}\,a\,t^{2}}
+
+ peut être utilisée. Ces équations de base pour la vélocité finale et déplacement peuvent être combinées pour former une équation qui est indépendante du temps :
+
+Les équations ci-dessus sont valides pour la mécanique classique mais pas pour la relativité restreinte. En particulier en mécanique classique, tous seront d'accord sur la valeur de t et les règles de transformation pour la position créent une situation dans laquelle tous les observateurs n'accélérant pas décriraient l'accélération d'un objet avec les mêmes valeurs. Ni l'un ni l'autre ne sont vrais pour la relativité restreinte.
+
+L'énergie cinétique d'un objet se déplaçant en translation est linéaire avec sa masse et le carré de sa vitesse :
+
+L'énergie cinétique est une quantité scalaire.
+
+En coordonnées polaires, la vitesse dans le plan peut être décomposée en vitesse radiale, 
+
+
+
+
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+
+
+d
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+r
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+
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+d
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+t
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+
+
+{\textstyle {\frac {\mathrm {d} r}{\mathrm {d} t}}}
+
+, s'éloignant ou allant vers l'origine et la vitesse orthoradiale, dans la direction perpendiculaire (que l'on ne confondra pas avec la composante tangentielle), égale à 
+
+
+
+r
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+
+
+
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+d
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+
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+d
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+t
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+
+{\textstyle r\,{\frac {\mathrm {d} \theta }{\mathrm {d} t}}}
+
+ (voir vitesse cinétique).
+
+Le moment cinétique dans le plan est  : 
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+L
+→
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+=
+m
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+r
+→
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+∧
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+V
+→
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+=
+m
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+d
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+k
+→
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+{\displaystyle {\vec {L}}=m\,{\vec {r}}\wedge {\vec {V}}=m\,r^{2}\,{\frac {\mathrm {d} \theta }{\mathrm {d} t}}\,{\vec {k}}}
+
+ (où 
+
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+∧
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+
+{\displaystyle \wedge }
+
+ désigne le produit vectoriel).
+
+On reconnaît dans 
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+1
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+=
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+d
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+A
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+t
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+{\displaystyle {\frac {1}{2}}\,r^{2}\,{\frac {\mathrm {d} \theta }{\mathrm {d} t}}={\frac {\mathrm {d} A(t)}{\mathrm {d} t}}\;}
+
+, la vitesse aréolaire.
+
+Si la force est centrale (voir mouvement à force centrale), alors la vitesse aréolaire est constante (deuxième loi de Kepler).
+
+Plus un objet est lourd, plus il faut consommer d'énergie pour lui faire gagner de la vitesse, et ensuite pour lui faire perdre de la vitesse (énergie cinétique). Ceci a d'importantes implications concernant les transports motorisés, la pollution qu'ils émettent et la gravité des accidents qu'ils induisent. Ainsi quand Rotterdam a - en 2002 - limité (de 120 km/h à 80 km/h sur 3,5 km) et surveillé la vitesse sur la section de l'autoroute A13 traversant le quartier d'Overschie, les taux de NOx ont chuté de 15 à 20 %, les PM10 de 25 à 30 % et le monoxyde de carbone (CO) de 21 %. Les émissions de CO2 ont diminué de 15 %, et le nombre d'accidents de 60 % (- 90 % pour le nombre de morts), avec le bruit divisé par 2[3].
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3021.html.txt

@@ -0,0 +1,11 @@
+Le kilomètre (symbole km) est une unité de longueur, créée en 1790, valant 1 000 mètres.
+
+C'est le multiple du mètre le plus fréquemment utilisé pour mesurer les distances terrestres (par exemple : entre les villes). On définit ainsi des points kilométriques le long des voies de communications, qui se matérialisent sur les routes par des bornes routières.
+
+On utilise aussi le kilomètre linéaire dans le domaine des archives, pour en quantifier le volume ; il correspond à la longueur cumulée des rayonnages occupés par les documents.
+
+Le symbole du préfixe kilo est le k minuscule.
+
+La notation Km (avec un K majuscule) est à proscrire, car, dans le système international d'unités (SI), le K majuscule est le symbole du kelvin, unité de température thermodynamique. Km serait donc le symbole de l'unité physique Kelvin.mètre.
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3022.html.txt

@@ -0,0 +1,633 @@
+v
+→
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+
+
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+{\displaystyle {\vec {v}}}
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+ = 
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+∂
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+∂
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+{\displaystyle {\partial  \over \partial t}}
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+x
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+{\displaystyle {\vec {x}}}
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+v
+→
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+=
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+γ
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+{\displaystyle {\overrightarrow {\gamma }}}
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+
+
+
+d
+t
+
+
+
+{\displaystyle \,\mathrm {dt} }
+
+modifier
+
+En physique, la vitesse est une grandeur qui mesure le rapport d'une évolution au temps. Exemples : vitesse de sédimentation, vitesse d'une réaction chimique, etc. De manière élémentaire, la vitesse s'obtient par la division d'une mesure d'une variation (de longueur, poids, volume, etc.) durant un certain temps par la mesure de ce temps écoulé.
+
+En particulier, en cinématique, la vitesse est une grandeur qui mesure pour un mouvement, le rapport de la distance parcourue au temps écoulé.
+
+La vitesse moyenne est définie par :
+
+L'unité internationale de la vitesse cinématique est le mètre par seconde (m s−1 ou m/s). Pour les véhicules automobiles, on utilise aussi fréquemment le kilomètre par heure (km h−1 ou km/h) et le système anglo-saxon utilise le mille par heure (mile per hour, mph). Dans la marine, on utilise le nœud, qui vaut un mille marin par heure, soit 0,514 4 m s−1. En aviation, on utilise aussi le nœud , mais on utilise parfois le nombre de Mach, Mach 1 étant la vitesse du son (qui varie en fonction de la température).
+
+Une définition formelle a longtemps manqué à la notion de vitesse, car les mathématiciens s'interdisaient de faire le quotient de deux grandeurs non homogènes[réf. souhaitée]. Diviser une distance par un temps leur paraissait donc aussi faux que pourrait actuellement paraître la somme de ces deux valeurs. C'est ainsi que pour savoir si un corps allait plus vite qu'un autre, Galilée (1564-1642) comparait le rapport des distances parcourues par ces corps avec le rapport des temps correspondant. Il appliquait pour cela l'équivalence suivante :
+
+Selon Aristote, tout corps qui tombe possède une certaine vitesse déterminée par la nature, et que l'on ne peut ni accroître ni diminuer, si ce n'est en usant de la violence ou en lui opposant une résistance. Aristote suppose qu'un mobile dix fois plus lourd qu'un autre se meut dix fois plus vite et tombe dès lors dix fois plus rapidement. Tous les corps de l'univers tirent selon lui l'origine de leur mouvement d'un premier moteur, les mouvements étant transmis par contact. À cela s'ajoute l'idée que les objets se meuvent pour atteindre le lieu propre qui leur est destiné, où ils trouveront l'immobilité : le mouvement implique l'action d'une force motrice, d'un moteur attaché au mobile : séparé du premier, le second s'arrête[1].
+
+Héritier d'Aristote, l'estimation des vitesses fait incontestablement de grands progrès au Moyen Âge, grâce à la conceptualisation de la vitesse comme grandeur intensive et à la précision qui s'ensuit pour l'idée de variation de vitesse. Ce sont les travaux des écoles d'Oxford (les calculateurs d'Oxford) et de l'université de Paris (Nicole Oresme) en lesquels certains auteurs comme Pierre Duhem, Anneliese Maier ou Marshall Clagett ont vu les précurseurs de Galilée[2].
+
+La loi de la chute des corps énoncée dans le De motu de Galilée (1564-1642), détermine que les corps chutent selon un mouvement uniformément accéléré et d'autre-part que tous les corps, grands et petits, lourds et légers, c'est-à-dire quelles que soient leurs dimensions et leurs natures, tombent (du moins dans le vide complet), avec la même vitesse; en d'autres termes, et dans la mesure où Galilée n'a pas connaissance de la pesanteur terrestre, que l'accélération de la chute est une constante universelle[1]. Galilée signe par là, la fin de l'Aristotélicisme.
+
+La notion de vitesse instantanée est définie formellement pour la première fois par Pierre Varignon (1654-1722) le 5 juillet 1698, comme le rapport d'une longueur infiniment petite dx sur le temps infiniment petit dt mis pour parcourir cette longueur. Il utilise pour cela le formalisme du calcul différentiel mis au point quatorze ans plus tôt par Gottfried Wilhelm Leibniz (1646-1716).
+
+Dans le mode de mesure, il faut distinguer deux types de vitesses :
+
+D'autre part, la vitesse peut correspondre à des cas d'application assez différents, suivant qu'elle est un vecteur unique ou un champ vectoriel :
+
+Le cas général est celui du champ vectoriel, puisque même dans le cas de la mécanique du solide, il reste possible de définir la vitesse de la matière en un point particulier de l'espace.
+
+La vitesse est une grandeur intensive : elle est définie pour un point de l'espace, et un système composé n'additionne pas la vitesse de ses différentes parties.
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+Le vecteur vitesse instantanée 
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+v
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+{\displaystyle {\vec {v}}}
+
+ d'un objet dont la position au temps t est donné par 
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+t
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+ est défini par la dérivée 
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+{\displaystyle {\vec {v}}={\frac {\mathrm {d} {\vec {r}}}{\mathrm {d} t}}}
+
+.
+
+L'accélération est la dérivée de la vitesse, et la vitesse est la dérivée de la distance, par rapport au temps. L'accélération est le taux de variation de la vitesse d'un objet sur la période. L'accélération moyenne a d'un objet dont la vitesse change à partir de vi à vf pendant une période t est donnée par : 
+
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+
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+
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+i
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+{\displaystyle a={\frac {v_{f}-v_{i}}{t}}}
+
+.
+
+Le vecteur d'accélération instantanée 
+
+
+
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+a
+→
+
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+{\displaystyle {\vec {a}}}
+
+ d'un objet dont la position au temps t est donné par 
+
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+=
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+{\displaystyle {\vec {a}}={\frac {\mathrm {d} {\vec {v}}}{\mathrm {d} t}}={\frac {\mathrm {d} ^{2}{\vec {r}}}{\mathrm {d} t^{2}}}}
+
+.
+
+La vitesse finale vf d'un objet démarrant avec la vitesse vi puis accélérant avec un taux constant a pendant un temps t est :
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+La vitesse moyenne d'un objet subissant une accélération constante est 
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+{\displaystyle {\scriptstyle {\frac {1}{2}}}(v_{i}+v_{f})}
+
+. Pour trouver le déplacement d d'un tel objet accélérant pendant la période t, substituer cette expression dans la première formule pour obtenir :
+
+Quand seule la vélocité initiale de l'objet est connue, l'expression 
+
+
+
+d
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+v
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+1
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+2
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+{\textstyle d=v_{i}\,t+{\frac {1}{2}}\,a\,t^{2}}
+
+ peut être utilisée. Ces équations de base pour la vélocité finale et déplacement peuvent être combinées pour former une équation qui est indépendante du temps :
+
+Les équations ci-dessus sont valides pour la mécanique classique mais pas pour la relativité restreinte. En particulier en mécanique classique, tous seront d'accord sur la valeur de t et les règles de transformation pour la position créent une situation dans laquelle tous les observateurs n'accélérant pas décriraient l'accélération d'un objet avec les mêmes valeurs. Ni l'un ni l'autre ne sont vrais pour la relativité restreinte.
+
+L'énergie cinétique d'un objet se déplaçant en translation est linéaire avec sa masse et le carré de sa vitesse :
+
+L'énergie cinétique est une quantité scalaire.
+
+En coordonnées polaires, la vitesse dans le plan peut être décomposée en vitesse radiale, 
+
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+d
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+{\textstyle {\frac {\mathrm {d} r}{\mathrm {d} t}}}
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+, s'éloignant ou allant vers l'origine et la vitesse orthoradiale, dans la direction perpendiculaire (que l'on ne confondra pas avec la composante tangentielle), égale à 
+
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+
+ (voir vitesse cinétique).
+
+Le moment cinétique dans le plan est  : 
+
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+→
+
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+
+=
+m
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+d
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+{\displaystyle {\vec {L}}=m\,{\vec {r}}\wedge {\vec {V}}=m\,r^{2}\,{\frac {\mathrm {d} \theta }{\mathrm {d} t}}\,{\vec {k}}}
+
+ (où 
+
+
+
+∧
+
+
+{\displaystyle \wedge }
+
+ désigne le produit vectoriel).
+
+On reconnaît dans 
+
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+1
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+r
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+2
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+d
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+t
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+=
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+d
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+A
+(
+t
+)
+
+
+
+d
+
+t
+
+
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+
+
+{\displaystyle {\frac {1}{2}}\,r^{2}\,{\frac {\mathrm {d} \theta }{\mathrm {d} t}}={\frac {\mathrm {d} A(t)}{\mathrm {d} t}}\;}
+
+, la vitesse aréolaire.
+
+Si la force est centrale (voir mouvement à force centrale), alors la vitesse aréolaire est constante (deuxième loi de Kepler).
+
+Plus un objet est lourd, plus il faut consommer d'énergie pour lui faire gagner de la vitesse, et ensuite pour lui faire perdre de la vitesse (énergie cinétique). Ceci a d'importantes implications concernant les transports motorisés, la pollution qu'ils émettent et la gravité des accidents qu'ils induisent. Ainsi quand Rotterdam a - en 2002 - limité (de 120 km/h à 80 km/h sur 3,5 km) et surveillé la vitesse sur la section de l'autoroute A13 traversant le quartier d'Overschie, les taux de NOx ont chuté de 15 à 20 %, les PM10 de 25 à 30 % et le monoxyde de carbone (CO) de 21 %. Les émissions de CO2 ont diminué de 15 %, et le nombre d'accidents de 60 % (- 90 % pour le nombre de morts), avec le bruit divisé par 2[3].
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3023.html.txt

@@ -0,0 +1,35 @@
+
+
+Le watt, de symbole W, est l'unité internationale de puissance ou de flux énergétique (dont le flux thermique). Un watt équivaut à un joule par seconde.
+
+Le nom watt rend hommage à l'ingénieur écossais James Watt (1736-1819), qui a contribué au développement de la machine à vapeur. Comme tous les noms d'unités du Système international, « watt » est un nom commun, il s'écrit donc en minuscules (et prend en français la marque du pluriel) ; mais comme il provient d'un nom propre, le symbole associé W s'écrit avec une majuscule.
+
+Le watt est la puissance d'un système dans lequel une énergie d'un joule est transférée uniformément pendant une seconde[1]. Il est donc égal à un joule par seconde. Comme le joule est le produit d'un newton par un mètre, et le newton celui d'un kilogramme par un mètre par seconde carrée, le watt est égal à un newton mètre par seconde ou encore un kilogramme mètre carré par seconde au cube :
+
+De même que la notion d'accélération mesurée en m/s2 ne doit pas être confondue avec celle de vitesse mesurée en m/s, la notion de puissance (mesurée en watts) ne doit pas être confondue avec celle d'énergie (mesurée en joules). La puissance est le quotient d'une énergie par un temps :
+
+Ainsi, si un travail de 600 J est produit[2], il s'effectuera, par exemple :
+
+Le watt peut être considéré comme une petite unité :
+
+En mécanique, le watt est la puissance développée par une force de 1 newton se déplaçant sur une distance de 1 mètre pendant 1 seconde. Si le point d'application d'une force de 1 newton se déplace à la vitesse de 1 mètre par seconde, la puissance vaut 1 watt :
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+avec :
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+En électricité, le watt est l'unité de puissance d'un système débitant ou absorbant une intensité de 1 ampère sous une tension de 1 volt. La puissance instantanée est le produit de la tension par l'intensité :
+
+avec :
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+En intégrant cette puissance sur un temps de 1 heure, on obtient une quantité d'énergie dont l'unité pratique courante est le kilowatt-heure équivalent à 3 600 000 joules.
+
+Pour les courants alternatifs on définit aussi la puissance moyenne et la puissance efficace. Elles s'expriment également en watts.
+
+Les termes techniques « watt électrique » (We) et « watt thermique » (Wt ou Wth) correspondent à la puissance produite sous forme électrique et sous forme thermique, respectivement. Leurs multiples sont le mégawatt électrique (MWe) et le gigawatt électrique (GWe), et le mégawatt thermique (MWt ou MWth) et le gigawatt thermique (GWt ou GWth).
+
+Cette précision est utilisée couramment pour distinguer la production électrique de la dissipation thermique d'une centrale. La puissance d'une centrale est généralement exprimée sous forme de puissance électrique. La puissance thermique d'une centrale nucléaire est typiquement trois fois sa puissance électrique. La différence correspondant au rendement thermodynamique (directement lié à la température de fonctionnement) et aux pertes de conversion, étant donné que la transformation d'énergie thermique en énergie électrique ne peut se faire qu'avec des pertes (rendement de l'ordre de 30 à 40 %). Elle explique le besoin de refroidissement important des centrales thermiques. Par exemple, la centrale nucléaire d'Embalse en Argentine génère 2 109 MW de chaleur (2 109 MWth) pour seulement 648 MW d'électricité (648 MWe).
+
+Cet usage (de symboles munis d'indices) n'est pas recommandé par le Bureau international des poids et mesures (BIPM), qui considère qu'il n'y a qu'un seul watt : c'est la quantité mesurée qui change, pas l'unité utilisée pour la mesure. De façon générale, « le symbole de l’unité ne doit pas être utilisé pour fournir des informations spécifiques sur la grandeur en question et il ne doit jamais être la seule source d'information sur la grandeur. Les unités ne doivent jamais servir à fournir des informations complémentaires sur la nature de la grandeur ; ce type d’information doit être attaché au symbole de la grandeur et non à celui de l’unité[8] ».
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+Le watt peut avoir deux significations en matière de caractérisation de la lumière :
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3024.html.txt

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+Kingston est la capitale de la Jamaïque. Elle forme la paroisse de Kingston qui est située dans le comté de Surrey dans le sud-est du pays. C'est l'une des agglomérations des Antilles qui croît le plus rapidement (937 700 habitants pour seulement 480 km2).
+
+Kingston est entourée par les Blue Mountains, Red Hills, Long Mountain et le port de Kingston. La ville est située sur la plaine de Liguanea, une plaine alluviale située à côté du fleuve Hope.
+
+Kingston possède un climat tropical, caractérisé par une saison des pluies de mai à novembre, qui coïncide avec la saison des ouragans, et une saison sèche de décembre à avril.
+
+Cette ville a été fondée en 1693 par l'Angleterre après qu'un tremblement de terre a détruit la ville portuaire de Port Royal. La ville devient la capitale administrative de la Jamaïque en 1872 et conserve ce statut lorsque l'île devient indépendante en 1962.
+
+Kingston, qui après 1962 devient la capitale de la Jamaïque indépendante, est à l'image de nombreuses villes appartenant à des pays anciennement colonisés : un centre-ville et un quartier nord directement hérités des colons britanniques, et où se concentrent la majeure partie des activités économiques et politiques, faisant le contraste très net et très violent avec la réalité des quartiers défavorisés.
+
+Le développement de la ville n'est plus contrôlé et les "shanty towns" (bidonvilles) augmentent en superficie et en population. Kingston n'échappe pas au phénomène de paupérisation des banlieues, et accueille chaque jour de nouveaux habitants que l'exode rural continue à mener dans la capitale depuis le milieu du XXe siècle.
+
+Pour ravitailler Kingston, une ligne de chemin de fer a été tracée par les Anglais jusqu'à Montego Bay, sur la côte nord. C'est un réseau insuffisant pour les 600 000 habitants de Kingston.
+
+Kingston abrite le quartier populaire de Trenchtown, quartier d'origine des artistes jamaïcains de renommée mondiale : Bob Marley, qui a démocratisé le style musical du reggae, Peter Tosh ou encore Burning Spear. Elle a en outre donné son nom à la célèbre chanson du groupe UB40 Kingston town (reprise de Lord Creator). La ville de Kingston est très marquée, et plus particulièrement dans les quartiers sud, par l'influence rastafari dont le porte-parole fut Bob Marley. Mais ces quartiers sont aussi les plus pauvres et les plus insalubres de la ville.
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+Kingston est desservi par deux aéroports :
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+Le port de Kingston (Kingston Harbour) est le septième plus grand port maritime naturel au monde.
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+Kingston  est jumélée avec :
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+Le rugby à XIII se développe dans la ville,  puisque deux clubs ont été créés dans la capitale, les Washington boulevard bulls, et les Duhaney Red Sharks. Tous deux disputent le Championnat de Jamaïque de rugby à XIII.

fr/3025.html.txt

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+Kingston est la capitale de la Jamaïque. Elle forme la paroisse de Kingston qui est située dans le comté de Surrey dans le sud-est du pays. C'est l'une des agglomérations des Antilles qui croît le plus rapidement (937 700 habitants pour seulement 480 km2).
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+Kingston est entourée par les Blue Mountains, Red Hills, Long Mountain et le port de Kingston. La ville est située sur la plaine de Liguanea, une plaine alluviale située à côté du fleuve Hope.
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+Kingston possède un climat tropical, caractérisé par une saison des pluies de mai à novembre, qui coïncide avec la saison des ouragans, et une saison sèche de décembre à avril.
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+Cette ville a été fondée en 1693 par l'Angleterre après qu'un tremblement de terre a détruit la ville portuaire de Port Royal. La ville devient la capitale administrative de la Jamaïque en 1872 et conserve ce statut lorsque l'île devient indépendante en 1962.
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+Kingston, qui après 1962 devient la capitale de la Jamaïque indépendante, est à l'image de nombreuses villes appartenant à des pays anciennement colonisés : un centre-ville et un quartier nord directement hérités des colons britanniques, et où se concentrent la majeure partie des activités économiques et politiques, faisant le contraste très net et très violent avec la réalité des quartiers défavorisés.
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+Le développement de la ville n'est plus contrôlé et les "shanty towns" (bidonvilles) augmentent en superficie et en population. Kingston n'échappe pas au phénomène de paupérisation des banlieues, et accueille chaque jour de nouveaux habitants que l'exode rural continue à mener dans la capitale depuis le milieu du XXe siècle.
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+Pour ravitailler Kingston, une ligne de chemin de fer a été tracée par les Anglais jusqu'à Montego Bay, sur la côte nord. C'est un réseau insuffisant pour les 600 000 habitants de Kingston.
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+Kingston abrite le quartier populaire de Trenchtown, quartier d'origine des artistes jamaïcains de renommée mondiale : Bob Marley, qui a démocratisé le style musical du reggae, Peter Tosh ou encore Burning Spear. Elle a en outre donné son nom à la célèbre chanson du groupe UB40 Kingston town (reprise de Lord Creator). La ville de Kingston est très marquée, et plus particulièrement dans les quartiers sud, par l'influence rastafari dont le porte-parole fut Bob Marley. Mais ces quartiers sont aussi les plus pauvres et les plus insalubres de la ville.
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+Kingston est desservi par deux aéroports :
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+Le port de Kingston (Kingston Harbour) est le septième plus grand port maritime naturel au monde.
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+Kingston  est jumélée avec :
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+Le rugby à XIII se développe dans la ville,  puisque deux clubs ont été créés dans la capitale, les Washington boulevard bulls, et les Duhaney Red Sharks. Tous deux disputent le Championnat de Jamaïque de rugby à XIII.

fr/3026.html.txt

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+
+
+Kirghizistan
+
+(ky) Кыргыз Республикасы
+
+(ru) Кыргызская республика
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+42°52′N, 74°36′E
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+modifier
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+Le Kirghizistan, Kirghizstan ou Kirghizie[N 1], en forme longue la République kirghize (en kirghize Kyrgyzstan, Кыргызстан et Qırğız Respublikası, Кыргыз Республикасы, en russe Kyrgyzstan, Кыргызстан et Kyrgyzskaïa Respoublika, Кыргызская Республика), est un pays d'Asie centrale. Extrêmement montagneuse, peuplée à l'origine par des populations nomades, cette ancienne république de l'URSS a obtenu son indépendance lors de l'effondrement de cette dernière en 1991. Ses habitants s'appellent les Kirghizes. Les deux langues officielles sont le kirghize, une langue turque, et le russe.
+
+Sa capitale, qui est également sa plus grande ville, est Bichkek.
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+Le Kirghizistan possède 3 878 km de frontières, réparties ainsi :
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+Le Kirghizistan est un pays d’Asie centrale, encadré par le Kazakhstan au nord, la Chine à l'est et au sud, le Tadjikistan au sud-ouest et l'Ouzbékistan à l'ouest. D’une superficie de 198 500 km2, le pays est totalement enclavé et ne possède pas d’accès à la mer.
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+Le pays est presque entièrement montagneux. Ces zones montagneuses divisent le pays en deux, le Nord-Est et le Sud-Ouest ; ces deux parties ne communiquent que par des cols situés à plus de 2 700 m d'altitude. Les principales villes du Kirghizistan se situent dans les zones les plus basses du pays.
+
+Au nord, la capitale Bichkek se trouve à 800 m d'altitude, très près de la frontière avec le Kazakhstan. C’est dans cette région nord du pays que sont concédées plusieurs bases militaires internationales, essentiellement aériennes, à la Russie (conservées après que le Kirghizistan est devenu indépendant) et aux États-Unis.
+
+Au nord-est, le lac Yssyk Koul forme une petite mer intérieure de 6 332 km2 à 1 620 m d'altitude. Profond de 702 m, le lac est légèrement salé et ne gèle pas en hiver. Son nom, Yssik Koul, signifie d'ailleurs en kirghize « lac chaud », et il est en partie alimenté par des sources chaudes.
+
+Au sud-est, la chaîne des Tian Shan marque la frontière avec la Chine et culmine à 7 439 m avec le pic Pobedy (« victoire » en russe), qui est le point culminant du pays.
+
+À l’ouest et au sud-ouest du pays, la vallée de Ferghana (commune au Kirghizistan, à l’Ouzbékistan et au Tadjikistan) est prise en tenaille par les chaînes du Fergana (au nord-est de la vallée) et du Pamir Alay (ou monts Alaï, au sud). La vallée est notamment le réceptacle de la puissante rivière Naryn, qui traverse la totalité du pays depuis les hauteurs des Tian Shan au nord-est du pays.
+
+Le sud (bordé par le Pamir Alay) de la vallée du Fergana constitue l’autre foyer de peuplement. On y trouve les villes d’Och et de Djalalabad, ainsi que le point le plus bas du Kirghizistan, la vallée du Kara-Darya (la seconde source ou un affluent du Syr-Darya), à 132 m d'altitude.
+
+Dans cette région, le pays entoure également deux enclaves de l’Ouzbékistan et une du Tadjikistan, reliées à ces pays par des droits de passage sur quelques voies de transport internationalisées en direction de la vallée principale au nord. La chaîne du Pamir Alay, qui domine la région, culmine au pic Lénine à 7 134 m et prolonge la frontière sud du pays avec le Tadjikistan, jusqu’à celle avec la Chine.
+
+Passée en Ouzbékistan, la rivière Naryn devient le Syr-Daria, l’un des deux principaux fleuves nourriciers de l'Asie centrale ; le fleuve traverse ensuite une petite région au nord du Tadjikistan et alimente un petit lac (frontalier avec le sud-ouest du Kirghizistan), avant de traverser à nouveau l’Ouzbékistan, puis de se jeter avec peine dans la mer d’Aral en traversant une grande région au sud du Kazakhstan. Ce fleuve est, avec l’Amou-Daria (qui coule au Tadjikistan et au Turkménistan, mais qui ne parvient plus jusqu’à la mer d’Aral en Ouzbékistan car il sert à alimenter le canal du Karakoum construit au Turkménistan jusque vers la mer Caspienne), l’objet de litiges entre tous ces pays et d’un désastre écologique majeur, à cause du détournement massif pour l’agriculture (durant la période soviétique) de leurs eaux. Le Syr-Darya ne permet plus d’alimenter qu’une toute petite partie au nord de la mer d’Aral, uniquement au Kazakhstan (tandis que le bas du cours de l’Amou-Daria a été complètement asséché, condamnant la plus grande partie méridionale de la mer d'Aral autrefois partagée par le Kazakhstan et l’Ouzbékistan).
+
+Le climat de cette région est continental et varie selon les régions. Le climat de la vallée du Fergana au Sud-Est est sub-tropical et extrêmement chaud en été, avec des températures atteignant 40 °C. Au Nord, dans les zones de basse montagne, le climat est tempéré. Dans la zone du Tian Shan, le climat varie de continental à polaire selon l'altitude. Dans les zones les plus froides, les températures peuvent rester négatives pendant 40 jours en hiver et certaines zones désertiques connaissent des chutes de neige en continu durant cette saison. Dans les zones de moindre altitude, les températures varient −6 °C en janvier à 24 °C en juillet.
+En été, les journées sont généralement chaudes atteignant facilement les 30 °C. Par contre, la nuit tombée, les températures chutent parfois jusqu'à 10 °C. Le temps peut changer très rapidement.
+
+Le Kirghizistan est divisé en sept régions (oblastary ; au singulier, oblasty) et une ville (shaary). Leurs centres administratifs portent généralement le même nom (dans la liste ci-dessous les exceptions sont notées entre parenthèses) :
+
+Chaque oblasty est divisé en districts (raion), administrés par des officiels nommés par le gouvernement. Les communautés rurales (aiyl okmotu), constituées au plus de vingt villages, ont leurs propres maires et conseils élus.
+
+L'histoire ancienne du Kirghizistan est complexe, différents peuples de cultures très différentes y ont vécu au fil du temps et l'arrivée des Kirghizes n'y est que relativement récente (XVe siècle). L'ethnogenèse kirghiz n'est pas liée à ce territoire, mais à étudier en relation avec les Kirghiz de l'Ienisseï (539 à 1219, en Sibérie), entre autres, mais aussi les peuples turcs Kazakhs et Ouzbeks, ainsi que les Mongols kalmouks (ou Oïrats).
+
+La région correspondant au Kirghizistan est peuplée par les Kirghizes à partir des XVe siècle et XVIe siècle. Ce peuple nomade turcique évoluant originellement, il y a 2 000 ans, dans le nord-est de la Mongolie et qui se serait d'abord déplacé vers le sud de la Sibérie entre le VIe siècle et le VIIIe siècle.
+
+En 840, ils défont le Khaganat ouïgour, centré sur l'actuelle Mongolie, obligeant les Ouïghours à fuir plus au Sud, au Gansu et dans l'actuel Xinjiang. Les Kirghizes migrent ensuite vers la région de Touva jusqu'au XIIIe siècle, période de la création de l'Empire mongol fondé par Gengis Khan, qui englobe rapidement les peuples turcs. Les Kirghizes de l'Inessei y sont intégrés en 1219. L'islam devient la religion principale de la région vers le XIIIe siècle ; la plupart des Kirghizes sont des musulmans sunnites de l'école hanafite.
+
+Ils s'installent dans la région formant l'actuel Kirghizistan au XVe siècle.
+
+Au début du XIXe siècle, le sud du territoire tombe sous le contrôle du khanat de Kokand (1710-1876 ou 1709-1883, ouzbek).
+
+La partie sud du territoire kirghiz est formellement incorporé à l'Empire russe en 1876, au cours du Grand Jeu (rivalité coloniale anglo-russe).
+
+La répression de plusieurs révoltes pousse un certain nombre d'habitants à émigrer vers l'Afghanistan ou la Chine.
+
+En 1918, un soviet est fondé dans la région et l'oblast autonome Kara-Kirghiz est créé en 1924 au sein de l'URSS. En 1926, il devient la République socialiste soviétique autonome de Kirghizie. En 1936, la République socialiste soviétique kirghize est intégrée comme membre à part entière de l'URSS.
+
+Lors des bouleversements politiques survenus à partir de la fin des années 1980 en Union soviétique, des élections libres sont organisées au Kirghizistan en 1991 qui voient la victoire d'Askar Akaïev au poste de président en octobre de la même année. Le pays change de nom et devient la République du Kirghizistan en décembre 1991, tandis que Frounzé, la capitale, est rebaptisé de son nom présoviétique, Bichkek, en février 1991.
+
+Après l'échec du coup d'État à Moscou qui marque la fin de l'URSS, le Kirghizistan se prononce par un vote en faveur de l'indépendance vis-à-vis de l'URSS le 31 août 1991. Il adhère cependant à la Communauté des États indépendants à la fin de la même année.
+
+En mars 2002, des troubles éclatent dans le district d'Aksy lors de manifestations demandant la libération d'un opposant politique. La répression commandée par le premier ministre Kourmanbek Bakiev tue six personnes. Peu après, le président Akaïev accepte la démission de Bakiev de ses fonctions et le remplace par Nikolaï Tanaïev. Le président Askar Akaïev lance ensuite une réforme constitutionnelle, à laquelle sont conviées l'opposition et la société civile ; elle se conclut en février 2003 par un référendum, vraisemblablement entaché d'irrégularités. Les amendements à la Constitution transforment, entre autres, le Parlement bicaméral en un Parlement monocaméral de 75 sièges à compter des élections de février 2005.
+
+Au cours des années suivantes, le pouvoir, toujours détenu par Askar Akaïev, devient de plus en plus autoritaire. Les élections législatives du 27 février et du 13 mars 2005 sont dénoncées comme frauduleuses, particulièrement par les observateurs de l'OSCE. Des troubles débutent vers la fin mars qui se transforment rapidement dans le sud du pays en manifestations appelant à la démission du gouvernement en place. Le 24 mars, 15 000 manifestants partisans de l'opposition venus du sud du pays se heurtent à la police à Bichkek et prennent d'assaut l'immeuble abritant la présidence après des rumeurs faisant état de la fuite du président Akaïev hors du pays. C'est la « révolution des Tulipes ».
+
+Après la révolution des Tulipes qui suit ces élections, le gouvernement intérimaire promet de développer de nouvelles structures politiques et de régler certains problèmes constitutionnels. La démission forcée de l'ancien président Askar Akaïev est acceptée par le Parlement kirghize le 11 avril 2005.
+
+Les chefs de l'opposition mettent en place un gouvernement intérimaire et promettent d'organiser rapidement de nouvelles élections afin de prétendre à une légitimité définitive. Les luttes au sein de l'opposition sont réglées rapidement, Kourmanbek Bakiev prenant les postes de président et de premier ministre.
+
+Kourmanbek Bakiev remporte ensuite l'élection présidentielle le 10 juillet 2005 organisée trois mois après le soulèvement populaire qui a provoqué la fuite de l'ancien président, Askar Akaïev, en Biélorussie. Le nouveau gouvernement, dirigé par Felix Koulov, est définitivement constitué en septembre 2005.
+
+Un an après les événements de mars 2005, une nouvelle opposition se structure pour exiger la mise en œuvre des réformes annoncées à l'issue de la révolution des Tulipes. Elle réunit d'anciens alliés de Bakiev et d'anciens partisans d'Akaïev.
+
+Début novembre 2006 l'opposition manifeste sur la place centrale de Bichkek pour réclamer une réforme constitutionnelle réduisant les compétences du président Kourmanbek Bakiev, accusé de népotisme et de corruption. Elle réclame, en outre, l'indépendance de la compagnie de radio-télévision et le limogeage de plusieurs hauts responsables. Les opposants et les fidèles du président Kourmanbek Bakiev parviennent finalement à un compromis sur une réforme de la Constitution qui rendrait les institutions du pays plus démocratiques.
+
+Signée le 9 novembre 2006 par le président Bakiev, la nouvelle constitution instaure une république présidentielle et parlementaire. Le Parlement, composé de 90 sièges, pourra approuver le gouvernement, dont le premier ministre sera nommé par le parti vainqueur aux élections, avec l'accord du président.
+
+Cependant, dès le 30 décembre 2006, à la faveur de la crise institutionnelle ouverte par la démission du gouvernement de Félix Koulov, le président obtient des députés le vote d'une nouvelle version de la Constitution qui lui redonne plusieurs des pouvoirs concédés en novembre.
+
+Le 29 janvier 2007, le Parlement approuve la nomination par le président Bakiev d'Azim Issabekov, ex-ministre de l'Agriculture dans le gouvernement Koulov, au poste de premier ministre.
+
+Le 29 mars 2007, Azim Issabekov donne sa démission, le président kirghiz ayant refusé de limoger sept personnes du gouvernement dans le but de les remplacer par des membres de l'opposition. Son remplaçant est Almazbek Atambaev, l'un des représentants du mouvement d'opposition Za reformy (Pour les réformes).
+
+Atambaev démissionne à son tour le 30 mars. Iskenderbek Aidaralïev assure l'intérim jusqu'aux élections législatives de décembre 2007, qui portent Igor Tchoudinov (du parti Ak Jol (en)) au poste de premier ministre[3],[4].
+
+Jusqu'en 2009, le président Bakiev dirige le pays en maintenant une relative ouverture politique, loin des normes démocratiques occidentales, mais certains observateurs étrangers classaient le Kirghizistan comme le pays le plus démocratique d'Asie centrale. À partir de 2009, on note cependant un net virage présidentialiste. La réforme de l'État conduite à l'automne 2009 voit les ministères importants rejoindre l'Institut du président, et les autres être dépossédés d'une grande partie de leurs attributions. Maxime Bakiev, fils du président, est nommé à la tête d'une Agence pour le développement aux pouvoirs très étendus, qui prend le pas, dans les faits, sur le ministère de l'Économie comme sur celui des Affaires étrangères[réf. nécessaire].
+
+L'opposition politique et les ONG de défense des droits de l'homme sont harcelées avec une intensité croissante. Plusieurs meurtres de journalistes et d'opposants défraient la chronique et provoquent les protestations de l'Union européenne. Si le Kirghizistan reste alors plus ouvert que ses voisins, comme l'Ouzbékistan ou le Turkménistan, il connaît cette année-là une dégradation rapide du climat politique, et reste classé parmi les pays les plus corrompus du monde[5].
+
+Le 7 avril 2010, une violente manifestation des opposants au régime du président Bakiev dégénère. On compte 75 morts et 500 blessés dans la capitale, Bichkek. Dans la soirée, des centaines d'opposants assiègent le Parlement situé à proximité de la résidence présidentielle. Le premier ministre, Daniar Oussenov, déclare l'état d'urgence et un couvre-feu est instauré. Trois chefs de l'opposition sont interpellés et inculpés pour crimes graves, puis l'un d'eux, Omourbek Tekebaïev, est libéré plus tard dans la journée[6].
+
+Toujours en soirée, le premier ministre, Daniar Oussenov, ayant « remis une lettre de démission », après des négociations avec l’un des chefs de l’opposition, celui-ci, Temir Sarïev, l'annonce à la radio kirghize Azattyk, et, dans la foulée, l’opposition forme son « propre gouvernement », avec à sa tête l’ex-ministre des Affaires étrangères, Roza Otounbaïeva.
+
+Les États-Unis s'inquiètent de l'instabilité du pays, dans la mesure où ils disposent d'une base militaire aérienne qui leur sert de pont pour faire transiter leurs hommes et leur matériel vers l'Afghanistan. Parallèlement, la Russie propose son aide au gouvernement par intérim.
+
+Le 16 avril 2010, Kourmanbek Bakiev, le président déchu, en exil au Kazakhstan, démissionne officiellement dans une lettre télécopiée adressée aux nouveaux dirigeants du pays.
+
+Bakiev étant en exil, Roza Otounbaïeva est chargée de diriger le pays par intérim, et d'écrire cette fois une nouvelle Constitution parlementaire.
+
+Après son élection en octobre 2011 et depuis le 1er décembre 2011 et jusqu'au 24 novembre 2017, Almazbek Atambaev est président. Il est le premier président à terminer son mandat.
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+Après son élection en octobre 2017 et depuis le 24 novembre 2017, Sooronbay Jeenbekov est le Président du Kirghizistan.
+
+Le Kirghizistan reste un pays assez pauvre, dont l'économie est essentiellement tournée vers l'agriculture. Juste avant la chute de l'URSS en 1991, 98 % des exportations du Kirghizistan étaient destinées à l'Union soviétique ; l'effondrement de cette dernière a considérablement ralenti la production du pays au début des années 1990. Des réformes importantes furent entreprises qui ont certes permis d'améliorer la performance économique du pays au cours des dernières années (le Kirghizistan fut la première république de l'ancien bloc soviétique à être admise à l'Organisation mondiale du commerce en décembre 1998), mais ses revenus ne sont toujours pas constants et la pauvreté reste très présente.
+
+L'agriculture est le principal secteur d'activité du pays, employant en 2002 la moitié de la population et produisant 35,6 % du PIB. Le Kirghizistan est montagneux et convient à l'élevage du bétail, la principale activité agricole. Les productions dominantes incluent le blé, le sucre de betterave, le coton, le tabac, les légumes, les fruits et les noix[7] ; dans une moindre mesure, la laine, la viande et les laitages.
+
+Le Kirghizistan exporte principalement des métaux non ferreux et des minéraux, des produits manufacturés en laine et agricoles, de l'énergie électrique et quelques autres marchandises. La première source de devises est la production d'or de la mine kirghizo-canadienne de Kumtor, dont l'activité représente environ 10 % du PIB. Ses importations comprennent du pétrole, du gaz naturel, des métaux ferreux, des produits chimiques, la plupart de ses outils et machines, du bois, du papier, un peu de produits alimentaires et des matériaux de construction. Ses partenaires commerciaux principaux sont la Chine, la Russie, le Kazakhstan, les États-Unis, l'Ouzbékistan et l'Allemagne.
+
+Le transporteur aérien national Kyrgyzstan Airlines (en) (en russe : Кыргызстан Аба Жолдору) était la compagnie aérienne nationale du Kirghizistan, avec son siège social sur les terrains de l'aéroport international de Manas à Bichkek. Elle exploitait des vols internationaux et nationaux réguliers, ainsi que des vols charters. Sa base principale était l'aéroport international de Manas, avec un hub à l'aéroport d'Och. Elle a fait faillite en 2005.
+
+La Constitution de 1993 définit le statut politique du pays comme une république démocratique. Le pouvoir exécutif est composé d'un président et d'un premier ministre. Le pouvoir législatif est bicaméral. Le pouvoir judiciaire est composé d'une Cour suprême (en), d'une Cour constitutionnelle, de cours locales et d'un procureur général.
+
+Signée le 9 novembre 2006 par le président Bakiev, une nouvelle constitution instaure une république parlementaire. Le Parlement, composé de 90 sièges, pourra approuver le gouvernement, dont le premier ministre est nommé par le parti vainqueur aux élections, avec l'accord du président.
+
+Le Kirghizistan fait partie de l'Organisation de coopération de Shanghai (OCS), dont il fut en 2001 l'un des membres fondateurs[9].
+
+En 2016, la population du Kirghizistan était estimée à 5 727 553 habitants. La même année, 30,1 % avaient moins de 15 ans et 5,13 % plus de 65. Le pays est rural à 64,3 %, pour une densité de population assez faible de 29 habitants par km2. La capitale, Bichkek, compte officiellement 589 000 habitants, auxquels il convient sans doute d'ajouter de nombreux saisonniers, ainsi que des occupants illégaux de terrains non répertoriés dans les statistiques. L'espérance de vie est en 2016 de 70,7 ans[10], avec une espérance de vie de 75 ans pour les femmes et de 66 ans pour les hommes.
+
+Le taux de natalité de 22,6 ‰ reste élevé, et le taux de mortalité de 6,6 ‰ est faible, avec un solde migratoire de - 30 000 personnes[11]. Le Kirghizistan a un taux d'alphabétisation de 97 % en 2001.
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+65 % de la population est d'origine kirghize, groupe ethnique turc présentant des influences mongoles et étant historiquement constitué de bergers semi-nomades, ils sont divisés en quarante clans. La plus grande minorité est celle des Ouzbeks (14,5 % de la population), principalement installés dans le Sud, suivis par les personnes d'origine russe (9,0 %, essentiellement dans le Nord, constamment en baisse du fait de leur émigration), doungane (1,2 %), ouïghoure (1,1 %), tadjike (1,1 %), meskhète (0,9 %), kazakhe (0,7 %), ukrainienne (0,5 %, en baisse) et coréenne (0,3 %). Il existe également de petites communautés d'origine allemande, mais la plupart sont parties dans les années 1990.
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+Près de 75 % de la population est composée de musulmans sunnites (islam), avec 20 % de chrétiens orthodoxes et quelques milliers de catholiques.
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+Le Kirghizistan est l’une des deux ex-Républiques socialistes soviétiques, avec le Kazakhstan, à avoir conservé le russe comme langue officielle.
+Le pays a, en plus de celle-ci, ajouté la langue kirghize peu après l’indépendance en septembre 1991.
+Celle-ci appartient au groupe des langues turques. En 1924, un alphabet basé sur l'alphabet arabe fut introduit, remplacé par l'alphabet latin en 1928. En 1941, l'alphabet cyrillique fut définitivement adopté.
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+D’après un recensement de 2009, le kirghize se place en tête des langues parlées avec 71 % de locuteurs natifs, l’ouzbek en deuxième position avec 15 %, malgré son statut de langue officielle le russe n’occupe que la troisième place avec 9 % de locuteurs, les 5 % restants étant partagés par d’autres langues.
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+Toutefois, selon le même recensement, la langue russe est maîtrisée par 40 % de la population en raison du fait qu’elle constitue encore la langue des affaires et de la politique.
+On constate néanmoins une tendance à une arrivée de la langue kirghize sur la place publique. Longtemps considérée comme une langue domestique, la langue kirghize apparaît dans la vie politique et notamment beaucoup de délibérations parlementaires sont menées en cette langue.
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+La religion principale est l'islam sunnite, de l'école hanafite. Mais la pratique religieuse musulmane est marquée également par les influences du chamanisme, existant antérieurement à l'islam, et du soufisme, dont les missionnaires ont joué un grand rôle dans l'islamisation de la région.
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+La pratique religieuse est faible, du fait du passé communiste de la république, mais surtout du fait de l'apport de pratiques animistes et chamaniques, et de l'esprit de groupe, tribal et patriarcal, où la figure d'un patriarche (le doyen de la famille) est respectée. L'extrémisme religieux est très rare, et les idées laïques, apportées au temps du communisme, sont très répandues.
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+Si les chrétiens orthodoxes se retrouvent surtout chez les Russes et autres Slaves, la pratique religieuse est rare. Le protestantisme est récent, et avant l'indépendance du pays, il concernait surtout les Allemands de la Volga, déportés, ou on retrouvait aussi une minorité catholique.
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+Il y a entre 10 000 et 15 000 Zoroastriens, surtout implantés dans les zones rurales.
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+Traditionnellement un peuple nomade, les Kirghizes restent attachés à ces traditions. Elles comprennent notamment les artisanats liés à la fabrication et à la décoration de la yourte, faite d'épaisses toiles de feutre. Le cheval occupe une grande place dans l'art, l'imaginaire et la symbolique collective. Ainsi le Kok borou[N 2] et l'Oulak tartysh, deux variantes du jeu équestre du « bouc écorché », sont restés des sports très populaires.
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+Les premiers Jeux mondiaux nomades, qui mettent en valeur ces sports traditionnels kirghizes, se sont déroulés en 2014 au Kirghizistan; la deuxième édition des Jeux devrait également avoir lieu au Kirghizistan.
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+L'épopée et le poème mélodique improvisé sont les expressions artistiques par excellence. Ce dernier est accompagné au moyen d'un instrument à trois cordes, le komouz, et peut faire l'objet de joutes entre deux orateurs, les aïtysh. L'épopée Manas, phénomène littéraire par son volume et son emphase, transmise et enrichie sur plusieurs siècles par la tradition orale, fait la fierté d'un peuple qui connaît actuellement un processus de réappropriation de ses racines historiques et mythologiques.
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+Dans la seconde moitié du XXe siècle, le Kirghizistan s'est illustré par un cinéma poétique nourri de la clarté et de la rigueur des écoles soviétiques, avec une génération de grands cinéastes (qualifiée de « miracle kirghiz ») dont Tolomouch Okeev et Bolotbek Chamchiev. Depuis l'indépendance, il convient de citer avant tout la trilogie d'Aktan Arym Kubat composée des films La Balançoire, Le Fils adoptif et Le Singe.
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+La littérature kirghiz reste principalement orale jusqu'au XXe siècle, avec des récits épiques nationaux, guerriers et lyriques, tels que Manas, Kedeï-khan ou Kourmanbek[12].
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+Dans le domaine de la littérature écrite, se détache la figure de Tchinguiz Aïtmatov, auteur de nombreux livres, traduits en plusieurs langues, notamment Jamilia, Le premier maître, Il fut un blanc navire, Une journée plus longue qu'un siècle et Les rêves de la louve.
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+Depuis 2012 les voyageurs de quarante pays (dont la France, la Belgique et la Suisse) sont dispensés de visa pour les séjours touristiques et d’affaires de moins de 60 jours. Le Kirghizistan interdit aux personnes étrangères HIV séropositives d'obtenir un permis de travail.
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+Le Kirghizistan constitue une destination encore peu pratiquée, mais très appréciée pour le tourisme d'aventure et nature : alpinisme, paralpinisme, heliskiing (en), trekking, randonnées à cheval, rafting, VTT, et chasse.
+
+Les principaux sites présentant un attrait touristique sont :
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+Le Kirghizistan a pour codes :
+
+Asie centrale
+
+Kazakhstan1 · Kirghizistan · Ouzbékistan · Tadjikistan · Turkménistan
+
+Asie de l’Est
+
+Chine · Corée du Nord · Corée du Sud · Japon · Mongolie · Taïwan
+
+Asie de l'Ouest
+
+Abkhazie · Arabie saoudite · Arménie · Azerbaïdjan · Bahreïn · Chypre · Chypre du Nord · Égypte2 · Émirats arabes unis · Géorgie · Haut-Karabagh · Irak · Iran · Israël · Jordanie · Koweït · Liban · Oman · Ossétie du Sud · Palestine · Qatar · Syrie · Turquie1 · Yémen
+
+Asie du Sud-Est
+
+Birmanie · Brunei · Cambodge · Île Christmas3 (Australie) · Îles Cocos3 (Australie) · Indonésie3 · Laos · Malaisie · Philippines · Singapour · Thaïlande · Timor oriental3 · Viêt Nam
+
+Asie du Sud
+
+Afghanistan · Bangladesh · Bhoutan · Inde · Maldives · Népal · Pakistan · Sri Lanka · Territoire britannique de l'océan Indien2 (Royaume-Uni)
+
+Asie du Nord
+
+Russie1 (Sibérie, Extrême-Orient russe)

fr/3027.html.txt

@@ -0,0 +1,187 @@
+
+
+Kirghizistan
+
+(ky) Кыргыз Республикасы
+
+(ru) Кыргызская республика
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+42°52′N, 74°36′E
+
+modifier
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+Le Kirghizistan, Kirghizstan ou Kirghizie[N 1], en forme longue la République kirghize (en kirghize Kyrgyzstan, Кыргызстан et Qırğız Respublikası, Кыргыз Республикасы, en russe Kyrgyzstan, Кыргызстан et Kyrgyzskaïa Respoublika, Кыргызская Республика), est un pays d'Asie centrale. Extrêmement montagneuse, peuplée à l'origine par des populations nomades, cette ancienne république de l'URSS a obtenu son indépendance lors de l'effondrement de cette dernière en 1991. Ses habitants s'appellent les Kirghizes. Les deux langues officielles sont le kirghize, une langue turque, et le russe.
+
+Sa capitale, qui est également sa plus grande ville, est Bichkek.
+
+Le Kirghizistan possède 3 878 km de frontières, réparties ainsi :
+
+Le Kirghizistan est un pays d’Asie centrale, encadré par le Kazakhstan au nord, la Chine à l'est et au sud, le Tadjikistan au sud-ouest et l'Ouzbékistan à l'ouest. D’une superficie de 198 500 km2, le pays est totalement enclavé et ne possède pas d’accès à la mer.
+
+Le pays est presque entièrement montagneux. Ces zones montagneuses divisent le pays en deux, le Nord-Est et le Sud-Ouest ; ces deux parties ne communiquent que par des cols situés à plus de 2 700 m d'altitude. Les principales villes du Kirghizistan se situent dans les zones les plus basses du pays.
+
+Au nord, la capitale Bichkek se trouve à 800 m d'altitude, très près de la frontière avec le Kazakhstan. C’est dans cette région nord du pays que sont concédées plusieurs bases militaires internationales, essentiellement aériennes, à la Russie (conservées après que le Kirghizistan est devenu indépendant) et aux États-Unis.
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+Au nord-est, le lac Yssyk Koul forme une petite mer intérieure de 6 332 km2 à 1 620 m d'altitude. Profond de 702 m, le lac est légèrement salé et ne gèle pas en hiver. Son nom, Yssik Koul, signifie d'ailleurs en kirghize « lac chaud », et il est en partie alimenté par des sources chaudes.
+
+Au sud-est, la chaîne des Tian Shan marque la frontière avec la Chine et culmine à 7 439 m avec le pic Pobedy (« victoire » en russe), qui est le point culminant du pays.
+
+À l’ouest et au sud-ouest du pays, la vallée de Ferghana (commune au Kirghizistan, à l’Ouzbékistan et au Tadjikistan) est prise en tenaille par les chaînes du Fergana (au nord-est de la vallée) et du Pamir Alay (ou monts Alaï, au sud). La vallée est notamment le réceptacle de la puissante rivière Naryn, qui traverse la totalité du pays depuis les hauteurs des Tian Shan au nord-est du pays.
+
+Le sud (bordé par le Pamir Alay) de la vallée du Fergana constitue l’autre foyer de peuplement. On y trouve les villes d’Och et de Djalalabad, ainsi que le point le plus bas du Kirghizistan, la vallée du Kara-Darya (la seconde source ou un affluent du Syr-Darya), à 132 m d'altitude.
+
+Dans cette région, le pays entoure également deux enclaves de l’Ouzbékistan et une du Tadjikistan, reliées à ces pays par des droits de passage sur quelques voies de transport internationalisées en direction de la vallée principale au nord. La chaîne du Pamir Alay, qui domine la région, culmine au pic Lénine à 7 134 m et prolonge la frontière sud du pays avec le Tadjikistan, jusqu’à celle avec la Chine.
+
+Passée en Ouzbékistan, la rivière Naryn devient le Syr-Daria, l’un des deux principaux fleuves nourriciers de l'Asie centrale ; le fleuve traverse ensuite une petite région au nord du Tadjikistan et alimente un petit lac (frontalier avec le sud-ouest du Kirghizistan), avant de traverser à nouveau l’Ouzbékistan, puis de se jeter avec peine dans la mer d’Aral en traversant une grande région au sud du Kazakhstan. Ce fleuve est, avec l’Amou-Daria (qui coule au Tadjikistan et au Turkménistan, mais qui ne parvient plus jusqu’à la mer d’Aral en Ouzbékistan car il sert à alimenter le canal du Karakoum construit au Turkménistan jusque vers la mer Caspienne), l’objet de litiges entre tous ces pays et d’un désastre écologique majeur, à cause du détournement massif pour l’agriculture (durant la période soviétique) de leurs eaux. Le Syr-Darya ne permet plus d’alimenter qu’une toute petite partie au nord de la mer d’Aral, uniquement au Kazakhstan (tandis que le bas du cours de l’Amou-Daria a été complètement asséché, condamnant la plus grande partie méridionale de la mer d'Aral autrefois partagée par le Kazakhstan et l’Ouzbékistan).
+
+Le climat de cette région est continental et varie selon les régions. Le climat de la vallée du Fergana au Sud-Est est sub-tropical et extrêmement chaud en été, avec des températures atteignant 40 °C. Au Nord, dans les zones de basse montagne, le climat est tempéré. Dans la zone du Tian Shan, le climat varie de continental à polaire selon l'altitude. Dans les zones les plus froides, les températures peuvent rester négatives pendant 40 jours en hiver et certaines zones désertiques connaissent des chutes de neige en continu durant cette saison. Dans les zones de moindre altitude, les températures varient −6 °C en janvier à 24 °C en juillet.
+En été, les journées sont généralement chaudes atteignant facilement les 30 °C. Par contre, la nuit tombée, les températures chutent parfois jusqu'à 10 °C. Le temps peut changer très rapidement.
+
+Le Kirghizistan est divisé en sept régions (oblastary ; au singulier, oblasty) et une ville (shaary). Leurs centres administratifs portent généralement le même nom (dans la liste ci-dessous les exceptions sont notées entre parenthèses) :
+
+Chaque oblasty est divisé en districts (raion), administrés par des officiels nommés par le gouvernement. Les communautés rurales (aiyl okmotu), constituées au plus de vingt villages, ont leurs propres maires et conseils élus.
+
+L'histoire ancienne du Kirghizistan est complexe, différents peuples de cultures très différentes y ont vécu au fil du temps et l'arrivée des Kirghizes n'y est que relativement récente (XVe siècle). L'ethnogenèse kirghiz n'est pas liée à ce territoire, mais à étudier en relation avec les Kirghiz de l'Ienisseï (539 à 1219, en Sibérie), entre autres, mais aussi les peuples turcs Kazakhs et Ouzbeks, ainsi que les Mongols kalmouks (ou Oïrats).
+
+La région correspondant au Kirghizistan est peuplée par les Kirghizes à partir des XVe siècle et XVIe siècle. Ce peuple nomade turcique évoluant originellement, il y a 2 000 ans, dans le nord-est de la Mongolie et qui se serait d'abord déplacé vers le sud de la Sibérie entre le VIe siècle et le VIIIe siècle.
+
+En 840, ils défont le Khaganat ouïgour, centré sur l'actuelle Mongolie, obligeant les Ouïghours à fuir plus au Sud, au Gansu et dans l'actuel Xinjiang. Les Kirghizes migrent ensuite vers la région de Touva jusqu'au XIIIe siècle, période de la création de l'Empire mongol fondé par Gengis Khan, qui englobe rapidement les peuples turcs. Les Kirghizes de l'Inessei y sont intégrés en 1219. L'islam devient la religion principale de la région vers le XIIIe siècle ; la plupart des Kirghizes sont des musulmans sunnites de l'école hanafite.
+
+Ils s'installent dans la région formant l'actuel Kirghizistan au XVe siècle.
+
+Au début du XIXe siècle, le sud du territoire tombe sous le contrôle du khanat de Kokand (1710-1876 ou 1709-1883, ouzbek).
+
+La partie sud du territoire kirghiz est formellement incorporé à l'Empire russe en 1876, au cours du Grand Jeu (rivalité coloniale anglo-russe).
+
+La répression de plusieurs révoltes pousse un certain nombre d'habitants à émigrer vers l'Afghanistan ou la Chine.
+
+En 1918, un soviet est fondé dans la région et l'oblast autonome Kara-Kirghiz est créé en 1924 au sein de l'URSS. En 1926, il devient la République socialiste soviétique autonome de Kirghizie. En 1936, la République socialiste soviétique kirghize est intégrée comme membre à part entière de l'URSS.
+
+Lors des bouleversements politiques survenus à partir de la fin des années 1980 en Union soviétique, des élections libres sont organisées au Kirghizistan en 1991 qui voient la victoire d'Askar Akaïev au poste de président en octobre de la même année. Le pays change de nom et devient la République du Kirghizistan en décembre 1991, tandis que Frounzé, la capitale, est rebaptisé de son nom présoviétique, Bichkek, en février 1991.
+
+Après l'échec du coup d'État à Moscou qui marque la fin de l'URSS, le Kirghizistan se prononce par un vote en faveur de l'indépendance vis-à-vis de l'URSS le 31 août 1991. Il adhère cependant à la Communauté des États indépendants à la fin de la même année.
+
+En mars 2002, des troubles éclatent dans le district d'Aksy lors de manifestations demandant la libération d'un opposant politique. La répression commandée par le premier ministre Kourmanbek Bakiev tue six personnes. Peu après, le président Akaïev accepte la démission de Bakiev de ses fonctions et le remplace par Nikolaï Tanaïev. Le président Askar Akaïev lance ensuite une réforme constitutionnelle, à laquelle sont conviées l'opposition et la société civile ; elle se conclut en février 2003 par un référendum, vraisemblablement entaché d'irrégularités. Les amendements à la Constitution transforment, entre autres, le Parlement bicaméral en un Parlement monocaméral de 75 sièges à compter des élections de février 2005.
+
+Au cours des années suivantes, le pouvoir, toujours détenu par Askar Akaïev, devient de plus en plus autoritaire. Les élections législatives du 27 février et du 13 mars 2005 sont dénoncées comme frauduleuses, particulièrement par les observateurs de l'OSCE. Des troubles débutent vers la fin mars qui se transforment rapidement dans le sud du pays en manifestations appelant à la démission du gouvernement en place. Le 24 mars, 15 000 manifestants partisans de l'opposition venus du sud du pays se heurtent à la police à Bichkek et prennent d'assaut l'immeuble abritant la présidence après des rumeurs faisant état de la fuite du président Akaïev hors du pays. C'est la « révolution des Tulipes ».
+
+Après la révolution des Tulipes qui suit ces élections, le gouvernement intérimaire promet de développer de nouvelles structures politiques et de régler certains problèmes constitutionnels. La démission forcée de l'ancien président Askar Akaïev est acceptée par le Parlement kirghize le 11 avril 2005.
+
+Les chefs de l'opposition mettent en place un gouvernement intérimaire et promettent d'organiser rapidement de nouvelles élections afin de prétendre à une légitimité définitive. Les luttes au sein de l'opposition sont réglées rapidement, Kourmanbek Bakiev prenant les postes de président et de premier ministre.
+
+Kourmanbek Bakiev remporte ensuite l'élection présidentielle le 10 juillet 2005 organisée trois mois après le soulèvement populaire qui a provoqué la fuite de l'ancien président, Askar Akaïev, en Biélorussie. Le nouveau gouvernement, dirigé par Felix Koulov, est définitivement constitué en septembre 2005.
+
+Un an après les événements de mars 2005, une nouvelle opposition se structure pour exiger la mise en œuvre des réformes annoncées à l'issue de la révolution des Tulipes. Elle réunit d'anciens alliés de Bakiev et d'anciens partisans d'Akaïev.
+
+Début novembre 2006 l'opposition manifeste sur la place centrale de Bichkek pour réclamer une réforme constitutionnelle réduisant les compétences du président Kourmanbek Bakiev, accusé de népotisme et de corruption. Elle réclame, en outre, l'indépendance de la compagnie de radio-télévision et le limogeage de plusieurs hauts responsables. Les opposants et les fidèles du président Kourmanbek Bakiev parviennent finalement à un compromis sur une réforme de la Constitution qui rendrait les institutions du pays plus démocratiques.
+
+Signée le 9 novembre 2006 par le président Bakiev, la nouvelle constitution instaure une république présidentielle et parlementaire. Le Parlement, composé de 90 sièges, pourra approuver le gouvernement, dont le premier ministre sera nommé par le parti vainqueur aux élections, avec l'accord du président.
+
+Cependant, dès le 30 décembre 2006, à la faveur de la crise institutionnelle ouverte par la démission du gouvernement de Félix Koulov, le président obtient des députés le vote d'une nouvelle version de la Constitution qui lui redonne plusieurs des pouvoirs concédés en novembre.
+
+Le 29 janvier 2007, le Parlement approuve la nomination par le président Bakiev d'Azim Issabekov, ex-ministre de l'Agriculture dans le gouvernement Koulov, au poste de premier ministre.
+
+Le 29 mars 2007, Azim Issabekov donne sa démission, le président kirghiz ayant refusé de limoger sept personnes du gouvernement dans le but de les remplacer par des membres de l'opposition. Son remplaçant est Almazbek Atambaev, l'un des représentants du mouvement d'opposition Za reformy (Pour les réformes).
+
+Atambaev démissionne à son tour le 30 mars. Iskenderbek Aidaralïev assure l'intérim jusqu'aux élections législatives de décembre 2007, qui portent Igor Tchoudinov (du parti Ak Jol (en)) au poste de premier ministre[3],[4].
+
+Jusqu'en 2009, le président Bakiev dirige le pays en maintenant une relative ouverture politique, loin des normes démocratiques occidentales, mais certains observateurs étrangers classaient le Kirghizistan comme le pays le plus démocratique d'Asie centrale. À partir de 2009, on note cependant un net virage présidentialiste. La réforme de l'État conduite à l'automne 2009 voit les ministères importants rejoindre l'Institut du président, et les autres être dépossédés d'une grande partie de leurs attributions. Maxime Bakiev, fils du président, est nommé à la tête d'une Agence pour le développement aux pouvoirs très étendus, qui prend le pas, dans les faits, sur le ministère de l'Économie comme sur celui des Affaires étrangères[réf. nécessaire].
+
+L'opposition politique et les ONG de défense des droits de l'homme sont harcelées avec une intensité croissante. Plusieurs meurtres de journalistes et d'opposants défraient la chronique et provoquent les protestations de l'Union européenne. Si le Kirghizistan reste alors plus ouvert que ses voisins, comme l'Ouzbékistan ou le Turkménistan, il connaît cette année-là une dégradation rapide du climat politique, et reste classé parmi les pays les plus corrompus du monde[5].
+
+Le 7 avril 2010, une violente manifestation des opposants au régime du président Bakiev dégénère. On compte 75 morts et 500 blessés dans la capitale, Bichkek. Dans la soirée, des centaines d'opposants assiègent le Parlement situé à proximité de la résidence présidentielle. Le premier ministre, Daniar Oussenov, déclare l'état d'urgence et un couvre-feu est instauré. Trois chefs de l'opposition sont interpellés et inculpés pour crimes graves, puis l'un d'eux, Omourbek Tekebaïev, est libéré plus tard dans la journée[6].
+
+Toujours en soirée, le premier ministre, Daniar Oussenov, ayant « remis une lettre de démission », après des négociations avec l’un des chefs de l’opposition, celui-ci, Temir Sarïev, l'annonce à la radio kirghize Azattyk, et, dans la foulée, l’opposition forme son « propre gouvernement », avec à sa tête l’ex-ministre des Affaires étrangères, Roza Otounbaïeva.
+
+Les États-Unis s'inquiètent de l'instabilité du pays, dans la mesure où ils disposent d'une base militaire aérienne qui leur sert de pont pour faire transiter leurs hommes et leur matériel vers l'Afghanistan. Parallèlement, la Russie propose son aide au gouvernement par intérim.
+
+Le 16 avril 2010, Kourmanbek Bakiev, le président déchu, en exil au Kazakhstan, démissionne officiellement dans une lettre télécopiée adressée aux nouveaux dirigeants du pays.
+
+Bakiev étant en exil, Roza Otounbaïeva est chargée de diriger le pays par intérim, et d'écrire cette fois une nouvelle Constitution parlementaire.
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+Après son élection en octobre 2011 et depuis le 1er décembre 2011 et jusqu'au 24 novembre 2017, Almazbek Atambaev est président. Il est le premier président à terminer son mandat.
+
+Après son élection en octobre 2017 et depuis le 24 novembre 2017, Sooronbay Jeenbekov est le Président du Kirghizistan.
+
+Le Kirghizistan reste un pays assez pauvre, dont l'économie est essentiellement tournée vers l'agriculture. Juste avant la chute de l'URSS en 1991, 98 % des exportations du Kirghizistan étaient destinées à l'Union soviétique ; l'effondrement de cette dernière a considérablement ralenti la production du pays au début des années 1990. Des réformes importantes furent entreprises qui ont certes permis d'améliorer la performance économique du pays au cours des dernières années (le Kirghizistan fut la première république de l'ancien bloc soviétique à être admise à l'Organisation mondiale du commerce en décembre 1998), mais ses revenus ne sont toujours pas constants et la pauvreté reste très présente.
+
+L'agriculture est le principal secteur d'activité du pays, employant en 2002 la moitié de la population et produisant 35,6 % du PIB. Le Kirghizistan est montagneux et convient à l'élevage du bétail, la principale activité agricole. Les productions dominantes incluent le blé, le sucre de betterave, le coton, le tabac, les légumes, les fruits et les noix[7] ; dans une moindre mesure, la laine, la viande et les laitages.
+
+Le Kirghizistan exporte principalement des métaux non ferreux et des minéraux, des produits manufacturés en laine et agricoles, de l'énergie électrique et quelques autres marchandises. La première source de devises est la production d'or de la mine kirghizo-canadienne de Kumtor, dont l'activité représente environ 10 % du PIB. Ses importations comprennent du pétrole, du gaz naturel, des métaux ferreux, des produits chimiques, la plupart de ses outils et machines, du bois, du papier, un peu de produits alimentaires et des matériaux de construction. Ses partenaires commerciaux principaux sont la Chine, la Russie, le Kazakhstan, les États-Unis, l'Ouzbékistan et l'Allemagne.
+
+Le transporteur aérien national Kyrgyzstan Airlines (en) (en russe : Кыргызстан Аба Жолдору) était la compagnie aérienne nationale du Kirghizistan, avec son siège social sur les terrains de l'aéroport international de Manas à Bichkek. Elle exploitait des vols internationaux et nationaux réguliers, ainsi que des vols charters. Sa base principale était l'aéroport international de Manas, avec un hub à l'aéroport d'Och. Elle a fait faillite en 2005.
+
+La Constitution de 1993 définit le statut politique du pays comme une république démocratique. Le pouvoir exécutif est composé d'un président et d'un premier ministre. Le pouvoir législatif est bicaméral. Le pouvoir judiciaire est composé d'une Cour suprême (en), d'une Cour constitutionnelle, de cours locales et d'un procureur général.
+
+Signée le 9 novembre 2006 par le président Bakiev, une nouvelle constitution instaure une république parlementaire. Le Parlement, composé de 90 sièges, pourra approuver le gouvernement, dont le premier ministre est nommé par le parti vainqueur aux élections, avec l'accord du président.
+
+Le Kirghizistan fait partie de l'Organisation de coopération de Shanghai (OCS), dont il fut en 2001 l'un des membres fondateurs[9].
+
+En 2016, la population du Kirghizistan était estimée à 5 727 553 habitants. La même année, 30,1 % avaient moins de 15 ans et 5,13 % plus de 65. Le pays est rural à 64,3 %, pour une densité de population assez faible de 29 habitants par km2. La capitale, Bichkek, compte officiellement 589 000 habitants, auxquels il convient sans doute d'ajouter de nombreux saisonniers, ainsi que des occupants illégaux de terrains non répertoriés dans les statistiques. L'espérance de vie est en 2016 de 70,7 ans[10], avec une espérance de vie de 75 ans pour les femmes et de 66 ans pour les hommes.
+
+Le taux de natalité de 22,6 ‰ reste élevé, et le taux de mortalité de 6,6 ‰ est faible, avec un solde migratoire de - 30 000 personnes[11]. Le Kirghizistan a un taux d'alphabétisation de 97 % en 2001.
+
+65 % de la population est d'origine kirghize, groupe ethnique turc présentant des influences mongoles et étant historiquement constitué de bergers semi-nomades, ils sont divisés en quarante clans. La plus grande minorité est celle des Ouzbeks (14,5 % de la population), principalement installés dans le Sud, suivis par les personnes d'origine russe (9,0 %, essentiellement dans le Nord, constamment en baisse du fait de leur émigration), doungane (1,2 %), ouïghoure (1,1 %), tadjike (1,1 %), meskhète (0,9 %), kazakhe (0,7 %), ukrainienne (0,5 %, en baisse) et coréenne (0,3 %). Il existe également de petites communautés d'origine allemande, mais la plupart sont parties dans les années 1990.
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+Près de 75 % de la population est composée de musulmans sunnites (islam), avec 20 % de chrétiens orthodoxes et quelques milliers de catholiques.
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+Le Kirghizistan est l’une des deux ex-Républiques socialistes soviétiques, avec le Kazakhstan, à avoir conservé le russe comme langue officielle.
+Le pays a, en plus de celle-ci, ajouté la langue kirghize peu après l’indépendance en septembre 1991.
+Celle-ci appartient au groupe des langues turques. En 1924, un alphabet basé sur l'alphabet arabe fut introduit, remplacé par l'alphabet latin en 1928. En 1941, l'alphabet cyrillique fut définitivement adopté.
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+D’après un recensement de 2009, le kirghize se place en tête des langues parlées avec 71 % de locuteurs natifs, l’ouzbek en deuxième position avec 15 %, malgré son statut de langue officielle le russe n’occupe que la troisième place avec 9 % de locuteurs, les 5 % restants étant partagés par d’autres langues.
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+Toutefois, selon le même recensement, la langue russe est maîtrisée par 40 % de la population en raison du fait qu’elle constitue encore la langue des affaires et de la politique.
+On constate néanmoins une tendance à une arrivée de la langue kirghize sur la place publique. Longtemps considérée comme une langue domestique, la langue kirghize apparaît dans la vie politique et notamment beaucoup de délibérations parlementaires sont menées en cette langue.
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+La religion principale est l'islam sunnite, de l'école hanafite. Mais la pratique religieuse musulmane est marquée également par les influences du chamanisme, existant antérieurement à l'islam, et du soufisme, dont les missionnaires ont joué un grand rôle dans l'islamisation de la région.
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+La pratique religieuse est faible, du fait du passé communiste de la république, mais surtout du fait de l'apport de pratiques animistes et chamaniques, et de l'esprit de groupe, tribal et patriarcal, où la figure d'un patriarche (le doyen de la famille) est respectée. L'extrémisme religieux est très rare, et les idées laïques, apportées au temps du communisme, sont très répandues.
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+Si les chrétiens orthodoxes se retrouvent surtout chez les Russes et autres Slaves, la pratique religieuse est rare. Le protestantisme est récent, et avant l'indépendance du pays, il concernait surtout les Allemands de la Volga, déportés, ou on retrouvait aussi une minorité catholique.
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+Il y a entre 10 000 et 15 000 Zoroastriens, surtout implantés dans les zones rurales.
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+Traditionnellement un peuple nomade, les Kirghizes restent attachés à ces traditions. Elles comprennent notamment les artisanats liés à la fabrication et à la décoration de la yourte, faite d'épaisses toiles de feutre. Le cheval occupe une grande place dans l'art, l'imaginaire et la symbolique collective. Ainsi le Kok borou[N 2] et l'Oulak tartysh, deux variantes du jeu équestre du « bouc écorché », sont restés des sports très populaires.
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+Les premiers Jeux mondiaux nomades, qui mettent en valeur ces sports traditionnels kirghizes, se sont déroulés en 2014 au Kirghizistan; la deuxième édition des Jeux devrait également avoir lieu au Kirghizistan.
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+L'épopée et le poème mélodique improvisé sont les expressions artistiques par excellence. Ce dernier est accompagné au moyen d'un instrument à trois cordes, le komouz, et peut faire l'objet de joutes entre deux orateurs, les aïtysh. L'épopée Manas, phénomène littéraire par son volume et son emphase, transmise et enrichie sur plusieurs siècles par la tradition orale, fait la fierté d'un peuple qui connaît actuellement un processus de réappropriation de ses racines historiques et mythologiques.
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+Dans la seconde moitié du XXe siècle, le Kirghizistan s'est illustré par un cinéma poétique nourri de la clarté et de la rigueur des écoles soviétiques, avec une génération de grands cinéastes (qualifiée de « miracle kirghiz ») dont Tolomouch Okeev et Bolotbek Chamchiev. Depuis l'indépendance, il convient de citer avant tout la trilogie d'Aktan Arym Kubat composée des films La Balançoire, Le Fils adoptif et Le Singe.
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+La littérature kirghiz reste principalement orale jusqu'au XXe siècle, avec des récits épiques nationaux, guerriers et lyriques, tels que Manas, Kedeï-khan ou Kourmanbek[12].
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+Dans le domaine de la littérature écrite, se détache la figure de Tchinguiz Aïtmatov, auteur de nombreux livres, traduits en plusieurs langues, notamment Jamilia, Le premier maître, Il fut un blanc navire, Une journée plus longue qu'un siècle et Les rêves de la louve.
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+Depuis 2012 les voyageurs de quarante pays (dont la France, la Belgique et la Suisse) sont dispensés de visa pour les séjours touristiques et d’affaires de moins de 60 jours. Le Kirghizistan interdit aux personnes étrangères HIV séropositives d'obtenir un permis de travail.
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+Le Kirghizistan constitue une destination encore peu pratiquée, mais très appréciée pour le tourisme d'aventure et nature : alpinisme, paralpinisme, heliskiing (en), trekking, randonnées à cheval, rafting, VTT, et chasse.
+
+Les principaux sites présentant un attrait touristique sont :
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+Le Kirghizistan a pour codes :
+
+Asie centrale
+
+Kazakhstan1 · Kirghizistan · Ouzbékistan · Tadjikistan · Turkménistan
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+Asie de l’Est
+
+Chine · Corée du Nord · Corée du Sud · Japon · Mongolie · Taïwan
+
+Asie de l'Ouest
+
+Abkhazie · Arabie saoudite · Arménie · Azerbaïdjan · Bahreïn · Chypre · Chypre du Nord · Égypte2 · Émirats arabes unis · Géorgie · Haut-Karabagh · Irak · Iran · Israël · Jordanie · Koweït · Liban · Oman · Ossétie du Sud · Palestine · Qatar · Syrie · Turquie1 · Yémen
+
+Asie du Sud-Est
+
+Birmanie · Brunei · Cambodge · Île Christmas3 (Australie) · Îles Cocos3 (Australie) · Indonésie3 · Laos · Malaisie · Philippines · Singapour · Thaïlande · Timor oriental3 · Viêt Nam
+
+Asie du Sud
+
+Afghanistan · Bangladesh · Bhoutan · Inde · Maldives · Népal · Pakistan · Sri Lanka · Territoire britannique de l'océan Indien2 (Royaume-Uni)
+
+Asie du Nord
+
+Russie1 (Sibérie, Extrême-Orient russe)

fr/3028.html.txt

@@ -0,0 +1,124 @@
+République des Kiribati
+
+Republic of Kiribati
+
+Ribaberiki Kiribati
+
+1° 22′ 03″ N, 173° 07′ 29″ E
+
+modifier
+
+Les Kiribati[14] (prononcé /kiʁibati/ ou /kiʁibas/)[15], en forme longue la république des Kiribati (en gilbertin : Ribaberiki Kiribati ; en anglais : Republic of Kiribati), anciennement connues sous le nom d'îles Gilbert, sont un État archipélagique d'Océanie composé de trois archipels de l'océan Pacifique : les îles Gilbert proprement dites, les îles Phœnix et les îles de la Ligne auxquelles il faut rajouter une île soulevée, légèrement à l'écart, Banaba.
+
+Les Kiribati se trouvent à cheval sur l'équateur et sur l'antiméridien 180°, à la fois en Polynésie et en Micronésie. Les îles Gilbert se trouvent au sud-sud-est des îles Marshall, au nord-est des Salomon et au nord-nord-est des Tuvalu.  Les îles Phoenix, quant à elles, sont situées au nord de Tokelau et au sud-est des îles américaines Baker et Howland. Enfin les îles de la Ligne, les plus orientales, se localisent au nord-nord-ouest de Tahiti, en Polynésie française, et au sud de l'archipel d'Hawaï. La capitale, Tarawa-Sud, localisée dans les îles Gilbert, se situe à 670 km au sud-sud-est de Delap-Uliga-Darrit, aux îles Marshall et à 1 871 km au nord-est de Honiara, aux îles Salomon.
+
+Les Kiribati sont constituées par trois archipels principaux, comprenant en tout 32 atolls et une « île haute », Banaba, située un peu à l'écart, plus proche de Nauru.
+
+Si l'étroitesse des terres émergées en fait l'un des plus petits pays du monde (811 km2), la dispersion des îles permet aux Kiribati de revendiquer une zone maritime de 3 550 000 km2. 11 % de ce territoire (410 500 km2) fait l'objet depuis 2008 de mesures de protection sous le nom d’« aire marine protégée des îles Phoenix » (l'une des trois plus grandes aires protégées du monde, mais critiquée pour son manque d'efficacité[16]).
+
+Les Kiribati sont habitées depuis environ deux mille ans par un peuple austronésien de Micronésie, parlant une seule et même langue, le gilbertin, en contact épisodique avec des Samoans.
+
+À l'écart des principales routes, les futures Kiribati ont été « découvertes » assez tardivement, de façon exhaustive, par les explorateurs européens, en fait seulement au tout début du XIXe siècle. Elles doivent leur nom d'îles Gilbert (en français) à l'amiral Adam Jean de Krusenstern qui les baptisa ainsi vers 1820, du nom du capitaine de la Royal Navy Thomas Gilbert qui les avait traversées en 1788.
+
+En 1892, le Royaume-Uni plaça sous son protectorat les îles Gilbert, les îles Ellice (aujourd'hui Tuvalu) et les îles de l'Union (jusqu'en 1925, devenues Tokelau). Elles deviennent une colonie britannique le 12 janvier 1916, comprenant également les îles Ocean (Banaba), Fanning et Washington (depuis 1901) — ainsi que Christmas (à partir de 1919).
+
+Les îles Gilbert subissent (en partie) l'occupation japonaise pendant la Seconde Guerre mondiale, à partir de la fin 1941. La bataille de Tarawa y met partiellement fin en novembre 1943. Ocean n'est libérée qu'en 1945.
+
+Peu à peu, une certaine autonomie est concédée à ces territoires. En 1978, l'indépendance est définitivement accordée aux îles Ellice, séparées des Gilbert depuis 1975 et qui prennent alors le nom des Tuvalu (« huit îles ensemble »). Les Kiribati deviennent à leur tour indépendantes sous leur « nouveau » nom le 12 juillet 1979.
+
+Pendant ses trente-sept ans d'indépendance, la république a connu une vie politique démocratique et a fini par devenir membre des Nations unies en 1999. Le renversement démocratique de Teburoro Tito, président réélu pour un troisième et dernier mandat, a abouti à l'élection de l'opposant du parti Boutokaan Te Koaua, Anote Tong, réélu à deux reprises en 2007 et en 2012[17][réf. non conforme]. En mars 2016, l'opposant Taaneti Mwamwau lui succède.
+
+Les Kiribati sont une république parlementaire depuis leur indépendance en 1979. Le parlement des Kiribati, appelé Maneaba ni Maungatabu (« la maison commune de la montagne sacrée »), est élu tous les quatre ans et se compose de 46 représentants dont 44 élus (dernières élections en décembre 2015 et janvier 2016).
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+Le président s'appelle Te Beretitenti (« le président » en gilbertin) ; il est à la fois le chef de l'État et du gouvernement. Il est élu au suffrage universel direct, parmi les trois ou quatre candidats proposés par le parlement en son sein, selon la méthode Borda. Il choisit son vice-président et nomme le cabinet, sans dépasser dix ministres. La dernière élection présidentielle a eu lieu le 9 mars 2016.
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+Chacune des vingt-et-une îles habitées possède son propre « conseil local » chargé des affaires quotidiennes. L'atoll de Tarawa, où se trouve la capitale Tarawa-Sud et l'essentiel du gouvernement, possède trois conseils distincts : Betio (BTC), Tarawa-Sud (TUC) et Tarawa-Nord (ETC).
+
+La constitution du 12 juillet 1979 (tableau 2, §132) ne subdivise pas la république en archipels ou districts mais donne la liste exhaustive des îles qui la composent, avec leur orthographe officielle (et les variantes autorisées comme indiqué dans l'article « Géographie des Kiribati »). Les îles de la Ligne et Phœnix sont toutefois regroupées administrativement sous la juridiction d'un seul ministère décentralisé (Line and Phoenix Group Development Ministry), basé à London sur l'île Christmas.
+
+Les Kiribati se composent de trois archipels : les îles Gilbert (seize îles) à 1 500 kilomètres au nord des Fidji, les îles Phœnix (huit îles) à environ 1 800 kilomètres à l'est-sud-est des îles Gilbert et les îles de la Ligne (onze îles, dont trois habitées) à environ 3 300 kilomètres à l'est des îles Gilbert, ainsi que d'une île isolée à l'ouest, Banaba. Cette dernière est l'ancienne île à phosphate, baptisée Ocean Island, annexée le 26 septembre 1901, puis rattachée à la colonie par les Britanniques qui en ont également fait leur capitale administrative (les gisements de phosphate furent épuisés en 1979, l'année de l'indépendance). Les îles de la Ligne comprennent également l'île Jarvis, le récif Kingman et l'atoll Palmyra mais ceux-ci sont administrés par les États-Unis.
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+Les 33 îles (qui sont tous des atolls sauf Banaba) sont réparties en trois archipels :
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+La quasi-totalité de ces îles sont des atolls qui dépassent à peine le niveau de la mer (si on ne compte pas Banaba, seule île « haute », qui culmine à 81 mètres, le sommet de ces atolls est la colline de Joe, une dune d'une douzaine de mètres de haut, sur l'île Christmas. À l'exception de celui de Christmas, qui est le plus ancien et le plus grand atoll au monde, ces atolls ne devraient avoir complètement émergé, à partir de « makatea », qu'au tout début de l'ère chrétienne (ce qui correspond à leur occupation humaine), l'holocène (6000 av. J.-C.) correspondant à un niveau de la mer supérieur à l'actuel de 1 à 1,5 m environ.
+
+La minceur du sol, quasi inexistant, implique une faible végétation, d'origine humaine pour l'essentiel, en dehors des cocotiers et des pandanus, omniprésents, et entraîne de grandes difficultés pour l'agriculture, limitée, pour l'essentiel, à la récolte du coprah, du karewe (sève fraîche du cocotier) et du taro local, le taro géant des marais (Cyrtosperma chamissonis). Cultures également de l'arbre à pain, de la banane et du pandanus (pour ses fruits, ses feuilles et son bois).
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+Un traité signé à Tarawa-Sud le 18 décembre 2002 délimite les frontières maritimes entre la République française (Polynésie française) et les Kiribati (îles de la Ligne).
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+L'altitude des Kiribati n'étant pas élevée, la menace que ces îles soient submergées par la montée du niveau des eaux océanes est réelle.
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+Le président Anote Tong a déclaré, en mars 2012, que son gouvernement est en pourparlers avec celui des Fidji afin de leur acheter quelque 2 000 hectares de terre. La population serait alors transportée sur son nouveau territoire, situé à environ 2 000 kilomètres. Comme alternative, Anote Tong a évoqué le transfert de la population en Australie ou en Nouvelle-Zélande, la possibilité de construire des îles artificielles ou encore de s'installer sur des plates-formes pétrolières[19],[20].
+
+Kiribati abrite une biodiversité terrestre et surtout marine très riche. Le Pacifique central est resté longtemps protégé de la grande pêche, mais sa richesse en poissons (thons notamment) et la raréfaction de ces derniers ailleurs en fait une zone aujourd'hui très convoitée des flottes de pêche industrielle, et l'une des zones les plus concernées par les enjeux de surpêche.
+
+En 2008, à mi-chemin entre les Hawaii et les Fidji un secteur marin de 410 500 km2 presque aussi vaste que la Californie, comptant des montagnes sous-marines et des eaux pélagiques et récifales parmi les plus biologiquement riches du monde (mais aussi parmi les plus intensément pêchées au monde) a été théoriquement classé en « aire marine protégée des îles Phoenix » (ou PIPA, pour Phoenix Islands Protected Area, « aire protégée des îles Phœnix »), en partenariat avec l'ONG « Conservation International » et l'Aquarium de Nouvelle-Angleterre (de Boston), mais d'abord sans règlement très contraignant : la pêche n'était interdite qu'autour de quelques îles inhabitées, dans 3 % des 408 250 km2 mis en réserve, ce qui a suscité de nombreuses critiques de spécialistes de la conservation (par exemple Peter Jones, de l'University College de Londres a qualité le PIPA d’« escroquerie »[16]. 
+Elle fait partie des biens naturels qui ont été proposés en vue de leur inscription sur la Liste du patrimoine mondial en 2010, ce qui est la toute première inscription pour les Kiribati (obtenue le 2 août 2010).
+Il était prévu que fin 2014 25 % de l'aire protégée soit interdite à la pêche, mais selon John Hampton avec 50 000 tonnes de thon pêchées chaque année dans le territoire des îles Phoenix, il s'agit encore en 2014 de l'« aire marine protégée » la plus pêchée et surexploitée au monde[16]. Les administrations insulaires manquent en outre de moyens de contrôle en mer[16]. Et pour J Hampton, même une protection totale pourrait être insuffisante, car l'aire PIPA ne représente que 11 % de la zone économique exclusive (ZEE) de Kiribati, « de sorte que la fermeture n'aura pas beaucoup d'effet sur le taux de capture par les entreprises de pêche »[16].
+
+Kiribati pourrait obtenir une aide à la l'étude scientifique de ce territoire (cinq millions de dollars apportés par le philanthrope Ted Waitt (en), fondateur de la société informatique Gateway). En échange, dès le lendemain de cette nouvelle, le 29 janvier 2014 le Président Anote Tong a annoncé l'interdiction — avant la fin de l'année — de toute pêche commerciale dans toute la zone du PIPA, notamment parce que, rappelle-t-il, cette réserve est « une zone de frai importante pour le thon, donc sa fermeture aura une contribution majeure à la conservation et le rajeunissement des stocks de poissons et à la sécurité alimentaire mondiale. » Il s'agit notamment de protéger les dernières grandes zones de frai du thon obèse, très recherché par les producteurs de sushis afin que cette espèce puisse continuer à faire l'objet d'une pêche durable[16].
+
+De 2008 à 2015, Kiribati n'avait fait « aucun effort pour éloigner les bateaux de pêche des récifs situés autour des îles », cependant la PIPA se trouvant dans une ZEE, l'effectivité de l'interdiction devrait être techniquement facilitée par l'obligation qu'a tout navire de pêche d'être agréés et de transmettre en permanence sa position. De plus si la pêche est clairement interdite dans toute l'aire protégée, il sera plus difficile de tricher note Alan Friedlander[21] qui estime qu'à cette condition, dans l'aire protégée les espèces pélagiques et coralliennes devraient retrouver des densités de populations naturelles et que les tortues, oiseaux et d'autres victimes collatérales de la surpêche bénéficieront aussi de ces mesures de protection[16].
+
+Les Kiribati ont peu de ressources naturelles à l'exception des ressources halieutiques. Les gisements de phosphates commercialement exploitables ont été épuisés à l'heure de l'indépendance. Le coprah et la pêche représentent actuellement la majeure partie de la production et des exportations (y compris sous la forme de poissons d'aquarium). Elles s'élèvent à un peu plus de six millions de dollars américains — à comparer aux importations, 44 millions en 1999.
+
+Le PIB des Kiribati atteignait 80,2 millions USD en 2006[22]. L'économie a fortement fluctué ces dernières années et n'a pas progressé au rythme de la forte croissance démographique. Le développement économique est fortement limité par le manque de ressources naturelles, d'ouvriers qualifiés (à l'exception toutefois de marins, bien formés par le Marine Training Centre de Betio et très demandés en Allemagne et depuis 2001, aux États-Unis), la faiblesse de l'infrastructure et l'éloignement des marchés internationaux.
+
+Les liaisons aériennes intérieures sont assurées par deux compagnies concurrentes dont la récente Coral Sun Airways. Les liaisons aériennes internationales sont souvent problématiques, surtout depuis qu'Air Kiribati, la compagnie nationale, a définitivement renoncé (en mars 2004) au seul avion qui lui permettait de relier les Fidji et les Tuvalu (un ATR 72) ainsi qu'au seul charter (un Boeing 737), assuré par Aloha Airlines (en faillite), qui reliait chaque semaine Honolulu à Christmas. En 2016, c'est donc Fiji Airways et Air Nauru qui relient deux fois par semaine Tarawa au reste du monde. Air Marshall Islands a été un moment la seule compagnie qui reliait Tarawa depuis Majuro (Marshall) avec, à l'occasion, une liaison effectuée par Air Nauru, quand son seul avion à réaction n'était pas placé sous séquestre. Air Kiribati, compagnie gouvernementale, assure les liaisons intérieures entre les îles Gilbert (à l'exception de l'île de Banaba), mais n'assure pas de liaison directe avec les Phœnix ou les îles de la Ligne. Coral Sun Airways est une compagnie privée qui dessert les îles Gilbert.
+Les principaux aéroports sont celui de  Bonriki (Tarawa-Sud) et celui de Cassidy sur l'île Christmas :
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+Le tourisme fournit plus d'un cinquième du PIB, mais il reste assez limité, en raison surtout du transport aérien difficile (deux principaux hôtels à Tarawa-Sud dont l'un des deux est un hôtel gouvernemental ; un autre hôtel gouvernemental se trouve à Christmas).
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+L'aide financière étrangère, provenant en grande partie du Royaume-Uni, de l'Australie et du Japon, apporte un complément important à l'économie, (entre un quart et la moitié du PIB ces dernières années, 15,5 millions de dollars américains en 1995). Mais ce sont surtout les droits de pêche payés par l'Union européenne, la Corée du Sud ou désormais par Taïwan qui représentent l'essentiel des revenus.
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+La plupart des Kiribatiens ont des activités de subsistance (pêche, culture de légumes et fruits) qui améliorent leur quotidien.
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+Les télécommunications sont chères et le service est nettement insuffisant. Il n'y a pas de service d'accès par large bande et la compagnie nationale, TSKL qui a le monopole, propose Internet à un des tarifs les plus chers au monde[réf. nécessaire].
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+Depuis début 2007, les Kiribati se sont lancées dans la commercialisation de pavillons de complaisance, en immatriculant à Tarawa des bateaux de tous horizons, espérant ainsi diversifier leurs ressources économiques. Voir aussi : Kiribati et l'affaire “Ocean Jasper”.
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+La monnaie officielle est le dollar des Kiribati qui a une parité de 1:1 avec le dollar australien.
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+Les habitants sont les Kiribatiens (en gilbertin, I-Kiribati). Ils sont en forte croissance démographique (+ 2,3 % par an ; 4,3 enfants par femme) et dépassent de peu les 110 000 habitants en 2008. Le recensement de 2015, dont les résultats sont publiés en octobre 2016, donne 110 110 habitants en octobre 2015, avec pour la première fois un ralentissement du taux de natalité[23][réf. non conforme]. Les densités non-urbaines sont parmi les plus fortes du monde, notamment à Betio, sur l'atoll de Tarawa. Tandis que l'anglais est la langue utilisée par la constitution, pour les lois et les actes officiels, le gilbertin (te taetae ni kiribati) est la langue vernaculaire habituelle, largement parlée par la totalité des habitants de la république (une langue austronésienne, descendante du proto-océanien, reconnue à parité à l'anglais par la constitution de 1979). Seules des minorités négligeables parlent également tuvaluan (0,3 % de la population, ce sont les descendants des habitants des îles Ellice restés sur place lors de la séparation des Tuvalu en 1976). Le gilbertin est également parlé aux Tuvalu (sur une île, Nui), aux Fidji (île Rabi) et aux Salomon, ainsi que par les quelques expatriés en Nouvelle-Zélande et aux États-Unis (Hawaii).
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+Le christianisme est la religion principale dans le pays, parfois mélangé à quelques pratiques résiduelles de croyances ancestrales (de type animiste). La majorité des chrétiens sont catholiques (diocèse de Tarawa et Nauru) mais la Kiribati Protestant Church (KPC, congrégationalistes) est très bien représentée, dépassant plus d'un tiers de la population (de même que les mormons et des Églises protestantes comme les adventistes et la Church of Christ, ces derniers très minoritaires). La foi baha'ie est également assez répandue, surtout à Tarawa et à Christmas (moins de 3 %).
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+Lors du recensement de 2005, où les religions étaient déclarées, la répartition sur 92 533 Kiribatiens a été la suivante :
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+Sir Arthur Grimble, bien après Robert Louis Stevenson, a fait connaître au reste du monde cette culture originale, grâce à des émissions populaires sur la BBC et à des livres comme Pattern of Islands. Les travaux scientifiques majeurs ont d'abord été faits par Henry Evans (Harry) Maude (le premier commissaire-résident britannique à être également anthropologue). En France, les travaux ont surtout été effectués par Jean-Paul Latouche, ancien président de la Société des océanistes (Musée de l'Homme). La langue gilbertine a été d'abord décrite (et écrite) par le révérend Hiram Bingham Jr. à la fin du XIXe siècle, puis codifiée tout au long du XXe siècle par des missionnaires (français et catholiques surtout), comme le Révérend Père Ernest Sabatier et son très complet Dictionnaire gilbertin-français (Tabuiroa, 1952-1954), traduit en anglais par sœur Olivia (édition de la commission du Pacifique Sud). Si, faute de moyens, la littérature écrite reste peu développée, les chants et surtout les danses traditionnelles (te mwaie), très codifiées, et particulièrement chères à Stevenson, constituent le mode d'expression artistique privilégié des Kiribatiens.
+
+Dans sa thèse de doctorat Tradition, Change, and Meaning in Kiribati Performance, le premier travail aussi exhaustif consacré à ces îles, Mary Elizabeth Lawson a écrit comment les Kiribatiens décrivent leurs danses comme bai n abara, « une chose de notre terre », trouvant son origine dans les bakatibu, les ancêtres (1989, 79).
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+Avec les habitants des Marshall et des îles Carolines voisines, les Kiribatiens sont des spécialistes reconnus des pirogues à balancier, connues pour leur extrême rapidité et leur maniabilité (cf. We, the Navigators).
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+Si la maneaba (maison commune) constitue le centre incontournable de la vie communautaire et l'esprit du katei ni Kiribati (façon kiribatienne), les personnes (te aomata) y sont censées respecter les anciens codes connus comme te bunna (protection), te kareka (écouter les avis), te betia (rester à l'écart du danger), te boia (être aimé), te reita (garder de bonnes relations), te baema (rester avec son groupe). Dans cette société très traditionnelle où la télévision hertzienne n'est pas diffusée, l'alphabétisation est cependant très importante.
+
+Langue du groupe océanien[24], descendante donc d'anciens locuteurs partis de Taïwan et ayant voyagé à travers l'Insulinde (parlant proto-austronésien, famille austronésienne, comme les autres malayo-polynésiens) cette langue fait partie du sous-groupe micronésien de l'océanien (en anglais : Nuclear Micronesian) mais semble avoir été influencée, plus tardivement, par les langues polynésiennes proprement dites (Samoa et Tuvalu surtout).
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+Parlée par un peu plus de 100 000 locuteurs (en complément de l'anglais, enseigné en fin d'école primaire et compris par les jeunes et les citadins), le gilbertin est une langue qui présente une faible variété dialectale (si ce n'est des accents différents et des particularités mineures qui séparent les îles du Nord de celles du Sud) à l'exception toutefois de Banaba, dont la langue est également représentée à Rabi (Fidji). Un dialecte du gilbertin est également parlé à Nui (Tuvalu), peuplée par des Kiribatiens qui semblent y avoir remplacé la population polynésienne initialement installée.
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+C'est une langue flexionnelle (avec davantage de suffixes que de préfixes) pour quelques catégories grammaticales mais où les particules (préposées pour l'essentiel) jouent un rôle non négligeable et qui pratique aussi une euphonie limitée. 13 lettres (et autant de phonèmes) : A, B, E, I, K, M, N, NG, O, R, T, U et W. Palatalisation du T devant I et devant U (dans certains accents régionaux). La graphie moderne a tendance à distinguer deux A différents, dont un précédé d'un W non prononcé après B et M (exemple : mwaneaba au lieu de maneaba). L'ordre des mots est la plupart du temps de type VOS (Verbe-Objet-Sujet), avec un objet qui suit immédiatement le verbe. Exemples de phrases simples :
+
+En dehors des sports individuels comme l'athlétisme (biribiri) ou l'haltérophilie fort répandus, les sports collectifs pratiqués sont le football et le volley-ball. Cependant, les Kiribati n'ont à ce jour disputé que des matches dans des compétitions régionales (Jeux du Pacifique par exemple). L'équipe nationale de football est associée à l'OFC. Il n'y a qu'un seul vrai stade avec gradins, situé à Bairiki (Tarawa-Sud).
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+Fondé en 2002, le CNO nommé Kiribati National Olympic Committee est reconnu par le CIO l'année suivante. La première participation des Kiribati aux Jeux olympiques a lieu à Athènes lors des Jeux olympiques d'été de 2004[25]. Suivent Pékin, Londres et Rio avec des athlètes uniquement en athlétisme et haltérophilie. L'haltérophile Meamea Thomas est le premier porte-drapeau olympique, Birima'aka Tekanene est quant à lui le président du CNO et Willy Uan le Secrétaire général.
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+Les archipels chevauchent l'antiméridien 180° qui théoriquement déterminait le changement de jour (la ligne de changement de date zigzague le long dudit antiméridien), de sorte qu'en 1995, en prévision du passage à l'an 2000 les autorités décidèrent de changer de fuseau horaire les deux archipels orientaux (auparavant le pays était coupé en deux et vivait sur deux dates simultanément, ce qui n'était pas toujours pratique pour les habitants : le titre de « Kiribati espace-temps » est d'ailleurs celui donné, en 1988, à la monographie de Benoît Antheaume et Joël Bonnemaison, Atlas des îles et États du Pacifique sud). Au lieu d'être les derniers à quitter l'an 1999, les habitants des îles Gilbert (Kiribati) devinrent les premiers à entrer dans l'an 2000 puis, l'année suivante, dans le nouveau siècle et le nouveau millénaire. Au passage, leur drapeau si évocateur montrant le soleil à l'horizon des vagues prend un sens symbolique qui l'assimile à Janus dont le double visage regarde à la fois le passé et l'avenir. Ce drapeau est basé sur les armoiries adoptées pour les îles Gilbert et Ellice en 1937, sur un dessin du commissaire-résident d'alors (1932), Sir Arthur Francis Grimble. Il représente un soleil levant (otintaai), survolé par une frégate (te eitei), qui émerge des flots du Pacifique. Le soleil darde dix-sept rayons (les seize îles Gilbert et Banaba). Les flots du Pacifique sont coupés en trois parties, comme les trois archipels de l'État (Gilbert, Phœnix et îles de la Ligne). La frégate (Fregata minor), qui représente un messager traditionnel et respecté, est l'oiseau emblématique des I-Kiribati (ethnonyme vernaculaire des Kiribatiens).
+
+Les Kiribati ont pour codes :
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+Australasie
+
+Îles Ashmore-et-Cartier (Australie) · Australie · Île Christmas (Australie) · Îles Cocos (Australie) · Îles de la mer de Corail (Australie) · Île Norfolk (Australie) · Nouvelle-Zélande
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+Mélanésie
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+Fidji · Indonésie (Moluques, Nouvelle-Guinée occidentale) · Nouvelle-Calédonie (France) · Papouasie-Nouvelle-Guinée · Îles Salomon · Timor oriental · Vanuatu
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+Micronésie
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+Guam (États-Unis) · Kiribati · Îles Mariannes du Nord (États-Unis) · Îles Marshall · États fédérés de Micronésie · Nauru · Ogasawara (Japon) · Palaos · Wake (États-Unis)
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+Polynésie
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+Archipel Juan Fernández (Chili) · Îles Cook · Hawaï (États-Unis) · Îles mineures éloignées des États-Unis (États-Unis) · Niue · Île de Pâques (Chili) · Îles Pitcairn (Royaume-Uni) · Polynésie française (France) · Samoa · Samoa américaines (États-Unis) · Tokelau (Nouvelle-Zélande) · Tonga · Tuvalu · Wallis-et-Futuna (France)

fr/3029.html.txt

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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 »
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+En pratique : Quelles sources sont attendues ? Comment ajouter mes sources ?
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+Taxons concernés
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+Plusieurs espèces du genre Actinidia :
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+modifier
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+Les kiwis sont des fruits de plusieurs espèces de lianes du genre Actinidia, famille des Actinidiaceae. Ils sont originaires de Chine[1], notamment de la province de Shaanxi. On en trouve par ailleurs dans des climats dits montagnards tropicaux. En France, les kiwis de l'Adour disposent d'une IGP et d'un label rouge.
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+Sa pulpe généralement verte, sucrée et acidulée, entourée d'une peau brune et duveteuse (poilue), contient une centaine de minuscules graines noires comestibles. Le kiwi est une source de vitamine C, mais aussi de vitamine A et E, de calcium, de fer et d'acide folique.
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+Il existe différentes espèces, comme Actinidia chinensis, Actinidia deliciosa, le kiwaï (Actinidia arguta), le kiwi arctique, etc.
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+Les autres noms vernaculaires du kiwi sont entre autres : Groseille de Chine, Yang Tao[2] (nom chinois), Souris végétale (à ne pas confondre avec la Plante souris), Actinide de Chine (traduction du nom scientifique), voire Actinidier (chez les pépiniéristes)[3],[4],[5],[6].
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+Actinidia deliciosa et Actinidia chinensis sont originaires du sud-est de la Chine, dans la vallée du Yangzi Jiang. Leur culture daterait d'au moins 1200 ans ; à l'époque du poète Cen Sen (715-770), on faisait pousser ces plantes sur des tonnelles. D'autres utilisations ont été répertoriées, en médecine ou, pour l'écorce, en fabrication du papier. Les fruits donnent lieu à diverses appellations, par exemple « mihoutao », « pêche des singes », ou « mihouli », « poire des singes », en raison de leur succès auprès de ceux-ci[7].
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+Le kiwi a été décrit vers 1750 par Chéron d'Incarville, un jésuite français qui passa 17 ans à la Cour impériale de Pékin[8]. D'après ses observations, le yangtao (littéralement « pêche-soleil » ou « pêche du mouton »[7]), poussait à l'état sauvage dans la forêt longeant le fleuve mais n'était pas cultivé, il était simplement cueilli par les Chinois qui l'appréciaient.
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+En 1847, l'Anglais Robert Fortune est chargé par la Royal Horticultural Society d'expédier de Chine des feuilles et des fleurs séchées d'Actinidia. C'est le botaniste français Jules Emiles Planchon qui, après avoir étudié ces spécimens, leur donne ce nom[8], les styles de la fleur femelle évoquant les rayons d'une roue[9].
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+Quelques décennies plus tard, en 1899, Ernest Henry Wilson ramena d'autres spécimens, ce qui valut au fruit d'être parfois surnommé « groseille de Wilson »[7],[10]. Ils produisirent en Europe des fruits pas plus gros que des noix, comme le rapportent en 1904 les pépiniéristes de la société Veitch, même s'il existait bel et bien en Chine des fruits de la taille d'une grosse prune, comme l'attestait Augustine Henry en 1903[8].
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+Des plants sont importés aux États-Unis à la fin du XIXe siècle et en Nouvelle-Zélande en 1904[11].
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+À cette période, la plante était recherchée essentiellement dans un but ornemental[10].
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+En France, on a parlé au moins depuis 1917 de « groseille de Chine » en raison de son goût rappelant celui de la groseille à maquereau[10],[12].
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+Le Néo-Zélandais Alexander Allison plante chez lui des graines rapportées de Yichang par Isabel Fraser en 1904. Les plants portent leurs premiers fruits vers 1910[10], amorçant le début d'une industrie qui se révèlera importante pour le pays.
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+La plante a d'abord été cultivée dans les jardins domestiques mais la plantation commerciale a commencé en 1934 en Nouvelle-Zélande, qui commence à exporter des Actinidia dès 1953[7],[13]. Par sélection, les Néo-Zélandais ont obtenu des variétés produisant des fruits de gros calibre (plus de 100 grammes[7]).
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+En 1935, un plant est importé en Californie, initiant une nouvelle aire de production[13].
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+La forte teneur en vitamine C de l'Actinidia est connue dès les années 1940. Ainsi peut-on lire à ce sujet, dans le Bulletin de la Société scientifique d'hygiène alimentaire et d'alimentation rationnelle de l'homme de 1944 : « Un des fruits les plus intéressants est la « souris végétale », produite par l'Actinidia chinensis, une liane de Chine parfaitement rustique sous notre climat. ». Toutefois, il est dit plus loin que ce fruit constitue « une rareté, qui demandera encore un certain nombre d'années avant d'être suffisamment répandue »[14]. Ce passage témoigne également d'une appellation éphémère dont a été l'objet du kiwi. On la retrouve au moins jusqu'en 1971, comme en témoigne le Bulletin de la Société centrale d'horticulture de Nancy de cette année ; le passage ne parle du fruit que sous cette dénomination, en insistant sur la ressemblance avec l'animal : « Comme vous le voyez, le fruit ressemble à une souris ou plus exactement à un petit campagnol que nous rencontrons fréquemment dans les cultures. »[15].
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+Dans les années 1960, un architecte français en poste en Chine, Jacques Rabinel, rapporte quelques fruits qui lui avaient été offerts. Il les présente au responsable du Jardin des Plantes à Paris. Peu de temps après, il est le premier fournisseur français de plants à Pessac-sur-Dordogne en Gironde.
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+Dans les années 1980, la Nouvelle-Zélande dispose d'un Kiwifruit Export Promotion Committee (KEPC, créé en avril 1970), ainsi qu'une Fédération du kiwi[7].
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+Dans les années 1950, l'entreprise néozélandaise Turners et Growers, désireuse de satisfaire le marché américain, mise sur une nouvelle appellation, la « melonette », dans le but de rendre l'Actinidia plus attractive. Mais cette tentative n'est pas convaincante ; les États-Unis doivent payer des droits de douane élevés aussi bien pour les fruits se terminant en berry (comme la Chinese gooseberry) que pour les melons[16]. En 1959, Turner propose donc pour la première fois le nom de « kiwi ». Outre la problématique douanière, d'autres raisons émergent :
+
+Ce nouveau nom n'a pas été tout de suite accepté. L'Australie et les États-Unis ont exprimé des réticences à ce sujet[16].
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+En 1995, un questionnaire à choix multiple de culture générale destiné aux concours administratifs des catégories B et C en France avait une question sur la groseille de Chine, qu'il fallait donc associer au kiwi[17]. Cela indique que cette dénomination n'était déjà plus évidente.
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+La Nouvelle-Zélande est de nos jours l'un des principaux producteurs de kiwis, troisième derrière la Chine (dont la production a fortement augmenté en peu de temps) et l'Italie[18] qui peut dépasser 400 000 tonnes par année, le Chili ne dépassant pas 100 000 tonnes. Autres pays producteurs : la France, l'Espagne, les États-Unis et le Japon.
+Des kiwis sont encore produits dans leur région d'origine, la Chine, où ils sont cultivés principalement dans le secteur montagneux en amont du Chang Jiang, dans le Sichuan et à Taïwan.
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+En tout deux millions de tonnes sont produites chaque année[18]. En France il se consomme un milliard de kiwis par an[18].
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+Le cultivar le plus souvent commercialisé est un cultivar d’Actinidia deliciosa (espèce désormais distinguée d’Actinidia chinensis), nommé Hayward. Il est apparu dans les années 1960 et a été amélioré dans les années 1980. C'est un fruit assez clair, brun vert aplati aux extrémités, à la peau velue. Il existe de plus une autre variété d'Actinidia deliciosa. C'est une variété française sélectionnée à Montauban. Le kiwi MontCap porte en effet dans son nom son origine géographique (Montauban-Capou).
+
+Il existe d'autres espèces, des hybrides et cultivars moins commerciaux (car de plus petits calibres, de moindre tonnage par hectare, de moindre conservation et de moindre résistance au transport), mais de grande qualité gustative :
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+Il existe en France deux conservatoires du genre Actinidia.
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+Kiwi d’Actinidia polygama
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+Kiwi d’Actinidia arguta
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+Kiwi d’Actinidia chinensis, cultivar 'Hort16A'
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+Kiwi d’Actinidia deliciosa, cultivar Hayward
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+Kiwi d’Actinidia kolomikta
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+En 2009, 1,38 Mt de kiwis a  été produit dans le monde, dont environ la moitié en Méditerranée (656 kt en incluant le Portugal). C’est alors l’Italie, avec 32 % de la production mondiale, qui domine le marché. La Grèce avec 6,1 % et la France avec 5,5 % suivent les deux autres pays leaders que sont la Nouvelle-Zélande (28 %) et le Chili (16 %).
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+L'Italie est le premier producteur mondial en 2009, d'où ses recherches dans le développement de nouveaux cultivars comme à l'Université d'Udine. La France (5e mondial et troisième européen) produisait un peu moins de 76 000 tonnes en 2004, son premier client est l'Espagne. Il est cultivé dans l'Ariège, en Tarn-et-Garonne et sur la façade atlantique, du Pays basque à la Bretagne.
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+En 2013, la Chine est passé au 1er rang mondial, avec 54,2 % de la production totale, l'Italie, alors à la seconde place, n'en produisait plus que 13,8 %[19].
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+Le fruit conditionné est transporté dans des conteneurs réfrigérés.
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+En 2008, 1,18 Mt de kiwis a été exporté, pour une valeur globale de 2,02 milliards de dollars américains.
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+En 2008, 1,15 Mt de kiwis a été importé. Les principaux importateurs sont :
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+Le kiwi contient davantage de vitamine C que l'orange ; il fournit aussi de la vitamine E contenue dans ses graines noires ou encore de la provitamine A, et des B1, B2, B3, B5 et B6. Il fournit environ 61 kilocalories (255 kilojoules) aux 100 grammes[20]. 
+Il est riche en potassium, son taux de magnésium est élevé. On y trouve aussi du fer, du cuivre, du zinc et du phosphore.
+De ce fait, le kiwi fait partie des fruits ayant l'activité antioxydante la plus élevée.
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+Kiwi cru (valeur nutritive pour 100 g[21],[22])
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+Les kiwis sont généralement dioïques : les fleurs des plants mâles ne produisent que du pollen et celles des plants femelles produisent les fruits (leurs étamines sont stériles).
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+Les Actinidia apprécient les sols profonds et légers, bien drainés au pH compris entre 6,0 et 6,5 avec une exposition ensoleillée abritée du vent. La plante est sensible au froid (-10 à −15 °C selon les variétés alors que le Kiwaï résiste jusqu'à −30 °C).
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+La pollinisation des kiwis est difficile car leurs fleurs ne sont pas très attirantes pour les abeilles. Certains producteurs pollinisent artificiellement avec du pollen récolté et d'autres placent des ruches dans les champs pour optimiser les chances de pollinisation[23].
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+Depuis les années 1990, on trouve des plants hermaphrodites qui permettent théoriquement de ne cultiver que des pieds « productifs ».
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+Le kiwi apprécie la mycorhization[24]
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+À la plantation, positionner au centre d'une cuvette qu'on remplira une fois par semaine à la belle saison. Mettre un bon paillis de paille, BRF ou encore du gravier pour établir une isolation thermique des racines superficielles très fragiles. Quand le plant est adulte, il protège ses racines par l'ombrage de son feuillage abondant. Lorsqu'il est jeune, il faut à tout prix ombrer le sol et en tous cas éviter les expositions trop sévères. Pour ces raisons, il faut déconseiller sa culture en zone venteuse, ou bien créer des coupe-vent au moyen de haies, ou encore de filets.
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+Dès la chute des feuilles, il est important de tailler cette liane. Éliminer les rameaux ayant produit du fruit. Couper au niveau du « rameau de l'année » qui n'a aucune ramification latérale. Les fruits vont pousser sur les premiers nœuds. On peut donc ne laisser que 20 ou 30 cm de bois mais on peut aussi garder plus de longueur pour palisser en pergola ou verticalement. Il n'y a pas de « charpentière ». Il faut éviter le foisonnement et remplacer les rameaux anciens par des plus récents (un peu comme les rosiers grimpants). Trop de bois diminue la taille des fruits.
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+Taille « en vert » : dès le mois de juillet, éliminer les vrilles et les rameaux très fins. Pour augmenter le diamètre des fruits, éliminer le rameau au-delà du fruit et supprimer les petits fruits d'une grappe trop chargée.
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+Le marcottage est très facile. Le bouturage est plus complexe. Les bois de taille se conservent au réfrigérateur dans du polyéthylène. Vers le 15 mars, planter sous cloche à l'ombre ou demi-ombre. Après apparition des feuilles, soulever de 2 cm la cloche pour éviter le dessèchement car les racines tardent à apparaître.
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+On peut aussi procéder par semis mais on obtient en général 4 plants mâles pour 1 plant femelle. On ne peut différencier les mâles et les femelles qu'au moment de la première floraison. Les fleurs femelles ont un ovaire et un pistil assez volumineux au centre de la fleur. Les étamines sont très voyantes sur les fleurs mâles. On peut greffer les plants mâles avec un greffon femelle. Un semis fructifie de 3 à 8 ans après le semis, le pic de production a lieu entre 10 et 15 ans et la durée de vie d'un plant est d'environ 30 ans.
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+Elle est déconseillée en zone très froide (< -8 °C) où il ne faut cultiver que des plants « directs » car, si les plants greffés gèlent, ils repartiront en « sauvage ». En zone plus favorable, on peut greffer des pieds obtenus par semis (sauvages) de graines ou des mâles en excès ou encore une partie du plant mâle. On peut procéder dès la mi-février en fente ou encore à l'anglaise.
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+Sur les grosses sections, il faut greffer par « incrustation ». Retirer un cinquième environ du diamètre du rameau sur environ cm. Tailler le greffon pour qu'il s'adapte (système tenon/mortaise) et mastiquer.
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+Un peu de cendre et de compost bien décomposé à la fin de l'hiver. Attention aux nitrates et à la tonte de gazon trop riche. Plante très sensible à l'azote. Les symptômes sont le jaunissement des feuilles et le brunissement des bordures des feuilles.
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+Certains pesticides sont autorisés en France pour lutter contre les parasites du kiwi[25]. Pendant longtemps, il ne connaissait ni ravageur, ni maladie ou champignon et se cultivait donc aisément en agriculture biologique, mais depuis 2010, une maladie commence à toucher les vergers européens : la bactérie qui la propage, Pseudomonas syringae pv.actinidiae (PSA), est transportée par le vent et mute fréquemment, on ne connait pas encore de remède, les arbres touchés sont donc coupés et détruits.
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+Pour lui permettre de monter au maximum son taux de sucre, le kiwi doit être cueilli le plus tard possible à la fin de l'automne, si possible avant ou juste après la première gelée pas trop sévère. Le kiwi se conserve très longtemps, en particulier à la température d'une grange ou d'un garage (hors gel). En tant que fruit climactérique, il mûrit plus vite à proximité de pommes, à cause de l'éthylène qu'elles dégagent. Le temps de mûrissement est très variable ; il faut les trier de temps en temps et rapprocher les moins durs de l'assiette. Cueillis à l'automne, les derniers peuvent tenir jusqu'à l'été suivant (neuf mois).
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+Le kiwi est idéal à déguster en dessert, nature, ou avec des condiments sucrés. Il faut le choisir avec une peau souple mais pas trop molle. Mieux vaut les prendre trop durs sur le marché : ils mûrissent rapidement à température ambiante et se conservent dix jours sans difficultés (et plus longtemps au réfrigérateur dans un bac entrouvert). Pour les faire mûrir doucement, les mettre dans une corbeille avec des pommes. Le dégagement d'éthylène dû à la maturation des pommes fait mûrir le kiwi. En cuisine, rester prudent quant à l'utilisation des kiwis : ils empêchent la gélatine de prendre. De plus, les kiwis font partie des aliments qui peuvent provoquer des allergies orales (notamment le syndrome oral croisé).
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/303.html.txt

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+Apollon (en grec ancien Ἀπόλλων / Apóllôn, en latin Apollo) est le dieu grec des arts, du chant, de la musique, de la beauté masculine, de la poésie et de la lumière. Il est conducteur des neuf muses. Apollon est également le dieu des purifications et de la guérison, mais peut apporter la peste par son arc ; enfin, c'est l'un des principaux dieux capables de divination, consulté, entre autres, à Delphes, où il rendait ses oracles par la Pythie de Delphes. Il a aussi été honoré par les Romains, qui l'ont adopté très rapidement sans changer son nom. Dès le Ve siècle av. J.-C., ils l'adoptèrent pour ses pouvoirs guérisseurs et lui élevèrent des temples.
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+Il est fréquemment représenté avec son arc et ses flèches, ou encore avec une cithare, voire une lyre : on le qualifie alors de « citharède »[1]. Il est également appelé « musagète » (« celui qui conduit les muses »). Le surnom de « Loxias », « l'Oblique », lui est attribué à cause de l'ambiguïté de ses oracles.
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+Apollon devient au Moyen Âge puis à l'époque moderne un dieu solaire, patron de la musique et des arts. Au XIXe siècle, et en particulier dans La Naissance de la tragédie de Friedrich Nietzsche[2], il symbolise la raison, la clarté et l'ordre, considérés comme caractéristiques de l'« esprit grec », par opposition à la démesure et à l'enthousiasme dionysiaques. Ainsi, on a pu écrire de lui qu'il est « le plus grec de tous les dieux[3] » et qu'« aucun autre dieu n'a joué un rôle comparable dans le développement du mode de vie grec[4] ». Il reste l'un des dieux auquel l'on a élevé le plus de temples et consacré le plus de cultes[5].
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+Apollon (grec attique, ionique et homérique : Ἀπόλλων, Apollon (GEN), Ἀπόλλωνος) ; dorique : Ἀπέλλων, Apellōn ; arcadochypriote : Ἀπείλων, Apeilōn ; éolien : Ἄπλουν, Aploun ; latin : Apollō)
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+L'étymologie du nom est incertaine. L'orthographe Ἀπόλλων avait presque remplacé toutes les autres formes au début de l'ère commune, mais la forme dorique, Apellon (Ἀπέλλων), est plus archaïque, car dérivée d'une précédente *Ἀπέλjων.
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+Le nom d'Apollon est dérivé le plus plausiblement d'une racine indo-européenne *apelo-, *aplo- signifiant « force » ou « puissance ». Selon Daniel E. Gershenson, le nom Apollon est une simple épithète descriptive, les Grecs évitant de prononcer le vrai nom du dieu pour éviter de l'évoquer[6].
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+La thèse d'une origine « asiatique » (c'est-à-dire anatolienne) d'Apollon et d'Artémis a été développée par des grands noms de l'hellénisme tels que Wilamowitz en 1903[7] ou M. P. Nilsson en 1925[8] avant d'être remise en cause plus récemment. Ces savants s'appuyaient sur différents éléments : le nom de Léto pourrait venir du lycien, un dialecte indo-européen parlé autrefois en Anatolie, et signifierait, sous la forme Lada, « femme » (étymologie aujourd'hui contestée). L'une des épiclèses d'Apollon, Apollon Lycien, conforte cette hypothèse. Cette épiclèse est cependant plus souvent interprétée à partir du nom du « loup » (Gernet, Jeanmaire…). L'arme d'Apollon et de sa jumelle Artémis, l'arc, n'est pas grecque mais barbare (au sens grec : tous les peuples qui ne parlent pas le grec) ; il porte de plus, comme sa sœur, non pas des sandales, à l'instar des autres dieux, mais des bottines, type de chaussure considérée comme asiatique par les Anciens. En outre, il est, dans l’Iliade d'Homère, du côté des Troyens, peuple asiatique, et le rejet que subit Léto, que nulle terre grecque n'accepte, conforterait l'idée d'un dieu étranger. Enfin, le premier texte mentionnant Apollon est un texte hittite et non pas mycénien[9]. Cette hypothèse anatolienne n'est plus retenue par la recherche moderne[10].
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+Inversement comme l'ont fait remarquer de nombreux chercheurs[Qui ?], Apollon est paradoxalement peut-être le dieu le plus grec de tous et a une longue histoire en Grèce avant l'époque classique.
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+Il est aussi possible que ses origines remontent au peuple dorien du Péloponnèse, lequel honorait un dieu nommé Ἀπέλλων / Apéllôn, protecteur des troupeaux et des communautés humaines ; il semblerait que le terme vienne d'un mot dorien ἀπέλλα / apélla, signifiant « bergerie » ou « assemblée ». L'Apollon dorien serait une figure syncrétique de plusieurs divinités locales pré-grecques, de même que l'Apollon grec est la fusion de plusieurs modèles.
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+Lorsque son culte s’introduit en Grèce, il est déjà honoré par d'autres peuples pré-hellènes, ce que l’Hymne homérique qui lui est destiné indique en signalant que les Crétois étaient ses premiers prêtres. Son premier lieu de culte est bien sûr Délos, capitale religieuse des Ioniens ; c'est sous Périclès, au Ve siècle av. J.-C., que l'île passe aux mains des Athéniens, qui confortent son caractère de sanctuaire inviolable en y faisant interdire toute naissance et toute mort. Le culte d'Apollon s'était entre-temps répandu partout dans le monde antique, de l'Asie Mineure (le sanctuaire de Didymes, près de Milet, en porte la trace flagrante : c'est l'un des plus grands temples jamais bâtis dans la zone méditerranéenne) à la Syrie, sans parler des innombrables temples qui lui sont dédiés en Grèce même. Selon Phanias, Gygès, roi de Lydie, fut le premier lui à lui consacrer des offrandes en or. Avant son règne, Apollon Pythien n'avait ni or, ni argent[11].
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+Au rebours de la thèse traditionnelle, Bernard Sergent, spécialiste de mythologie comparée, s'attache à montrer dans Le livre des dieux. Celtes et Grecs, II (Payot, 2004) l'identité d'Apollon et du dieu celtique Lug. Pour lui, le dieu n'est pas asiatique mais gréco-celtique, et par-delà, indo-européen. Il remonte au moins à la séparation des ancêtres des Celtes et des Grecs, au IVe millénaire av. J.-C., et il est arrivé « tout d'un bloc » en Grèce : ce n'est pas une divinité composite. Il possède des homologues en domaine germanique (Wotan) ou indien (Varuna).
+
+Apollon serait la « version divine du roi humain ». Les poèmes homériques lui donnent systématiquement l'épithète anax, qui remonte à la désignation mycénienne du roi, wanax. Or le roi indo-européen est rattaché aux trois fonctions définies par Georges Dumézil, d'où la complexité d’Apollon : il remplit toutes les fonctions que puisse avoir un dieu. La définition de Lug donnée par C.-J. Guyonvarc'h et F. Le Roux peut aussi bien s'appliquer à lui : il est « tous les dieux résumés en un seul théonyme ».
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+B. Sergent compare une à une toutes les caractéristiques connues de Lug et d'Apollon et relève de nombreux points et de nombreux attributs communs. C'est surtout à Delphes que le caractère complexe du dieu se révèle, dans son rôle d'inspirateur de la Pythie et des hommes, qu'il révèle à soi.
+
+Le rapprochement proposé par Bernard Sergent entre Lug et Apollon n'a pas été repris par d'autres spécialistes. Pierre Sauzeau lui reproche de négliger la proximité Apollon-Rudra « reconnue explicitement » et les liens avec Artémis[12]. Les spécialistes actuels des études celtiques voient davantage en Lug un héritier du couple indo-européen des Dioscures, les Jumeaux divins, une des plus anciennes figures du panthéon indo-européen[13].
+
+Dans Apollo the Wolf-god[14], Daniel E. Gershenson voit en Apollon un dieu d'origine indo-européenne, dont les attributs principaux seraient rassemblés dans l’expression Apollon dieu-loup. Cet auteur s’inscrit dans la lignée des travaux de Louis Gernet (Dolon le loup) et d'Henri Jeanmaire (Couroï et Courètes).
+
+Par le terme de « loup », il faut entendre non pas le culte de l'animal en lui-même, mais de son symbolisme, lequel n'est autre que le vent considéré tant par ses vertus bénéfiques que destructrices. Les vents, comme Zéphyr le vent-loup, peuvent être favorables aux semences, mais sont aussi tenus pour issus des cavernes et cette origine souterraine les met en relation avec les Enfers. Le vent est ainsi le passage entre le chaos et le cosmos.
+
+Ceci explique le rôle de la divinité comme tuteur des éphèbes, de jeunes guerriers qui accomplissent leur initiation d’adultes, sa fonction de protecteur du grain semé et enfin sa qualité de dieu de la prophétie qui révèle les mystères et initie les musiciens et les poètes. Le Lycée (Λύκειον / Lukeion), rendu célèbre par Aristote, est placé dans un gymnase jouxtant le temple d'Apollon Lykeios. Apollon Lykeios, le dieu-loup, serait le maître des passages, dieu qui transforme les forces chaotiques des confréries de loups-garous de l'adolescence vers l'âge adulte, qui dévoile par la prophétie ou la Pythie le monde caché vers le découvert et le manifeste[15].
+
+Gershenson présente de nombreux témoignages dans le monde européen qui pourraient montrer que ce dieu-loup et dieu-vent remonte à une période antérieure à la séparation des peuples européens qui ont pénétré en Europe centrale et méridionale. Ses déductions sont en accord avec celles d'autres spécialistes, qui ont notamment souligné le lien d'Apollon avec les loups et son rôle joué dans les initiations. Apollon est particulièrement associé à Borée, le Vent du Nord[16].
+
+Jean Haudry rejoint également les conclusions de Gershenson. Comme le dieu védique Rudra, Apollon est un dieu du vent et de la nature sauvage à l'origine : c'est en s'opposant à Dionysos qu'il a développé des caractères « civilisés ». Face à un Dionysos « feu sauvage », il est devenu, contrairement à sa nature première, dieu du foyer delphique. Au feu hivernal de Dionysos, il s'est opposé comme dieu estival et comme dieu solaire. Il s'est ainsi affirmé comme dieu de la sagesse face à la folie dionysiaque. Et si Dionysos, dieu subversif, a pu être considéré comme indésirable dans la société aristocratique, Apollon est devenu le dieu civique et national par excellence[17].
+
+L'identification d'Apollon avec le soleil n'apparaît dans aucune source avant le Ve siècle av. J.-C. — à l'époque archaïque, ce sont Hélios ou Hypérion qui représentent le feu solaire[18] ; la première mention attestée remonte à Euripide, dans un fragment de la tragédie perdue Phaéton[19],[18]. L'assimilation s'explique par l'épithète φοῖϐος / Phoibos, littéralement « le brillant », qui est associée à Apollon chez Homère[20]. Elle rencontre un grand succès parmi les poètes, milieu où le nom d'« Apollon » est souvent employé, par métonymie, pour désigner le soleil, de même que « Déméter » pour le pain ou « Héphaïstos » pour le feu. On en trouve peu d'écho dans le culte d'Apollon.
+
+Apollon Soleil tout comme Artémis Lune se sont éloignés de leur caractère primitif de dieux sauvages en rejoignant la sphère cosmique de la religion
+[21].
+
+Dans l’Iliade, Apollon est décrit comme un dieu lunaire : son arc est d'argent, couleur liée à la nuit et à la lune. Ensuite, de multiples évolutions l'amèneront à devenir un dieu solaire (son épithète Phœbus, la lumière), son arc et ses flèches renvoient d'ailleurs aux rayons solaires. Toujours dans les poèmes homériques, il y est perçu comme un dieu-vengeur, menaçant, porteur de peste. Dans le chant I de l’Iliade, ses surnoms sont les suivants : toxophore, Seigneur archer, argyrotoxos, à l'arc d'argent, etc. Cette attitude vengeresse est accompagnée de traits de caractère belliqueux : Homère l'y décrit comme un dieu orgueilleux, emporté par ses sentiments et par la violence. Rappelons que les poèmes homériques (Iliade) écrits dans le IXe siècle avant Jésus-Christ narrent une histoire antérieure de près de quatre siècles (Troie a été détruite dans les années 1280 ACN). Le dieu Apollon n'a pas encore subi les influences qui l'amèneront à devenir le dieu complexe qu'il est dans la Grèce classique.
+
+Apollon est le fils de Zeus  et de la Titanide Léto[22]. Il a pour sœur jumelle Artémis.
+
+Sa naissance est contée en détail dans l’Hymne homérique à Apollon[23] : sur le point d'enfanter, Léto parcourt la mer Égée, cherchant un asile pour son fils et pour fuir Héra qui la chasse par jalousie. Pleines de terreur, « car nulle d'entre elles n'eut assez de courage, si fertile qu'elle fût, pour accueillir Phoibos »[24], îles et presqu'îles refusent l'une après l'autre d'accueillir Apollon. Léto gagne finalement l'île de Délos, qui refuse d'abord, de peur que le dieu ne la méprise ensuite à cause de l'âpreté de son sol. Léto jure par le Styx que son fils y bâtira son temple et l'île accepte aussitôt.
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+Toutes les déesses, dont Dioné, Rhéa, Thémis et Amphitrite, viennent assister Léto pendant sa délivrance. Par jalousie, Héra ne prévient pas Ilithyie, déesse des accouchements, qui reste sur l'Olympe. Après neuf jours et neuf nuits, les déesses ordonnent à Iris, messagère des dieux, de prévenir Ilithyie et de lui remettre un collier d'or pour la faire venir. Dès que celle-ci arrive à Délos, Léto étreint un palmier qui deviendra sacré et donne naissance à Apollon, en un jour qui est le septième du mois. Aussitôt, les cygnes sacrés font sept fois le tour du rivage en chantant[25]. Puis Thémis offre à Apollon le nectar et l'ambroisie. Dans l’Hymne homérique, Artémis ne naît pas en même temps que son frère, mais à Ortygie[26] — nom qui désigne peut-être l'emplacement du temple d'Artémis à Éphèse[27]. Dès sa naissance, Apollon manifeste sa puissance d'immortel ; il réclame ses attributs, la lyre et l'arc, et affirme ses pouvoirs.
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+Chez Pindare, Artémis et Apollon naissent, jumeaux, à Délos[28]. Délos est une île errante avant l'arrivée de Léto, métamorphose de sa sœur Astéria ; après la délivrance d'Apollon, quatre colonnes surgissent du fond de la mer et viennent l'ancrer solidement[29]. Chez Hygin, le serpent Python prédit sa propre mort des mains d'Apollon et poursuit Léto enceinte pour l'empêcher d'accoucher[30]. Parallèlement, Héra décrète qu'aucune terre sous le soleil ne pourra accueillir Léto. Zeus demande donc à Borée, le vent du Nord, d'amener Léto à Poséidon, qui installe la parturiente sur l'île d'Ortygie, qu'il recouvre sous les eaux. Python finit par abandonner ses recherches et Léto peut accoucher. Aussitôt, Poséidon fait sortir des eaux Ortygie qui prend le nom de Délos, « la visible ». On trouve chez Apollodore l'idée qu'Artémis naît la première et sert de sage-femme à Léto pour la naissance de son frère[31].
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+Peu après la naissance d'Apollon, Zeus lui remet un char tiré par des cygnes et lui ordonne de se rendre à Delphes[32]. Le dieu n'obéit pas immédiatement, mais s'envole à bord de son char pour le pays des Hyperboréens qui, selon certaines versions, est la patrie de Léto[33]. Là vit un peuple sacré qui ne connaît ni la vieillesse, ni la maladie ; le soleil y brille en permanence[34]. Apollon y reste pendant un an avant de partir pour Delphes. Il y revient tous les dix-neuf ans, période au bout de laquelle les astres ont accompli une révolution complète (un cycle métonique)[33]. De l'équinoxe de printemps au lever des Pléiades, il y danse chaque nuit en s'accompagnant de la lyre[33]. Selon d'autres légendes, il y passe chaque année les mois d'hiver[35], ne revenant dans son lieu de culte — Delphes ou Délos — qu'avec le printemps[36].
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+Les premiers exploits du dieu sont décrits dans l’Hymne homérique à Apollon pythien. À la recherche d'un lieu où fonder son oracle, Apollon s'arrête d'abord à la source Telphouse, près de l'Hélicon. Ne souhaitant pas partager le lieu avec quiconque, elle lui suggère d'aller plutôt à Crisa, près de Delphes. Là, Apollon établit son temple, après avoir tué le serpent femelle, la Δράκαινα / drákayna, enfant de Gaïa, qui garde les lieux. La dépouille du serpent reçoit le nom de Πυθώ / Puthố, « la pourrissante » (de πύθειν / púthein, « pourrir »), Apollon prend le titre de Pythien et sa prêtresse celui de Pythie. En colère contre Telphouse, Apollon rebrousse chemin et ensevelit la source sous une pluie de pierres. Il bâtit un sanctuaire à sa place et prend le nom de Telphousien. Le dieu cherche ensuite un moyen de faire venir des prêtres à son temple pythien. Il aperçoit alors un navire de Crétois voguant vers Pylos. Prenant la forme d'un dauphin (δελφίς / delphís), il les mène jusqu'à Crisa. Il se transforme ensuite en jeune homme et conduit les Crétois jusqu'au sanctuaire dont ils deviendront les desservants. Crisa prend alors le nom de Delphes (Δελφοί / Delphoí).
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+L'arrivée à Delphes fait l'objet de variantes. Chez Pindare, le dieu prend contrôle du lieu par la force (on ne précise pas comment), ce qui pousse Gaïa à vouloir le jeter au Tartare[37]. D'autres auteurs mentionnent également les répercussions du meurtre de Python : chez Plutarque, Apollon doit se purifier dans les eaux du Tempé[38]. Chez Euripide, Léto amène Apollon à Delphes où il tue le serpent Python. En colère, Gaïa envoie aux hommes des rêves prophétiques. Apollon se plaint de cette concurrence déloyale à Zeus, qui met fin aux rêves[39]. Chez Hygin, Apollon tue Python pour venger sa mère, que le serpent a poursuivie pendant sa grossesse[30].
+
+Dans d'autres traditions, la prise de Delphes est pacifique. Ainsi, chez Eschyle, Gaïa donne l'endroit à sa fille Thémis, laquelle le donne à son tour à sa sœur Phébé, qui le remet ensuite à Apollon[40]. Chez Aristonoos, Apollon est conduit à Delphes par Athéna et persuade Gaïa de lui donner le sanctuaire[41].
+
+Dans la guerre de Troie, Apollon se range aux côtés des Troyens, qui lui consacrent un temple sur leur acropole[42]. Comme le font Poséidon et Athéna pour les Achéens, il intervient aux côtés des troupes qu'il défend pour les encourager[43]. Il prend les traits de mortels pour conseiller Hector ou Énée[44]. Il soustrait Énée aux coups de Diomède[45], intervient en personne pour repousser le guerrier grec quand il se fait trop pressant[46] puis sauve Énée en le remplaçant par un fantôme sur le champ de bataille[47]. De même, il dérobe Hector à la rage d'Achille[48]. Inversement, il se sert d'Agénor pour éloigner Achille et empêcher la prise de Troie[49]. Il intervient directement en frappant et désarmant Patrocle, laissant le héros sans défense face aux Troyens qui le tueront[50]. Selon les versions, il aide Pâris à abattre Achille[51], ou prend la forme du prince troyen[52] pour le tuer.
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+Défenseur des Troyens, il a pour principal adversaire sa demi-sœur Athéna[53]. Non content de l'affronter sur le champ de bataille par mortels interposés, il veut empêcher Diomède, le protégé d'Athéna, de remporter l'épreuve de course en chars lors des jeux funéraires de Patrocle ; la déesse intervient à son tour pour faire gagner son champion[54]. Néanmoins, Apollon sait se retenir face à son oncle Poséidon et lui propose de laisser les mortels régler eux-mêmes leurs querelles[55].
+
+On ignore pourquoi Apollon prend aussi activement parti pour les Troyens, ou inversement contre les Grecs. Son seul lien avec Troie remonte à sa servitude auprès de Laomédon, mais cette histoire devrait plutôt l'inciter à soutenir les Grecs, comme le fait Poséidon[56].
+
+Apollon est un dieu vindicatif, prompt à punir ceux qui le défient en commettant par ailleurs deux fratricides (Tityos et Amphion). Il tue le serpent Python et, aidé de sa sœur, il élimine son demi-frère Tityos, qui a tenté de s'en prendre à Léto[57]. Toujours avec Artémis, il massacre de ses flèches ses neveux et nièces, les fils et filles de Niobé, qui a osé se moquer de sa mère[58]. Il tue aussi son demi-frère Amphion qui tente de piller son temple pour venger les Niobides. Il fait périr les Aloades quand ceux-ci entreprennent d'escalader l'Olympe et de défier les dieux[59]. Il écorche vivant le satyre Marsyas, amateur de flûte, qui lui a lancé un défi musical[60]. Le roi Midas, qui avait préféré le son de la flûte à celui de la lyre, est doté d'une paire d'oreilles d'âne[61].
+
+La confrontation ne tourne pas toujours à l'avantage du dieu. Quand Héraclès s'empare du trépied de Delphes pour faire pression sur la Pythie, Apollon accourt à la rescousse de la prêtresse. Le héros se serait enfui avec le trépied si le dieu n'avait pas appelé à l'aide son père Zeus, qui intervient en envoyant un trait de foudre[62].
+
+Apollon et sa sœur Artémis entourant le palmier où leur mère leur a donné naissance, cratère du Peintre de Comacchio, vers 450 av. J.-C., (musée archéologique national de Madrid).
+
+Idas et Marpessa séparés par Zeus d'Apollon, psykter attique à figures rouges, (Staatliche Antikensammlungen).
+
+Apollon et Tityos, pélikè attique à figures rouges de Polygnote, vers 450‑440 av. J.-C..
+
+Dans son Hymne à Apollon, Callimaque lui prête un rôle de bâtisseur, de fondateur et législateur. Il conseillait les représentants de diverses cités grecques quant à la fondation de cités nouvelles : « Ô Phébus ! sous tes auspices s'élèvent les villes ; car tu te plais à les voir se former, et toi-même en poses les fondements[63]. »
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+Platon[64] reconnaît également ce rôle à Apollon et conseille à tout fondateur d'un état de se référer aux lois établies par le dieu : il s'agit des lois « qui regardent la fondation des temples, les sacrifices, et en général le culte des dieux, des démons et des héros, et aussi les tombeaux des morts et les honneurs qu'il faut leur rendre afin qu'ils nous soient propices… »
+
+Apollon eut une nombreuse descendance :
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+Réputé pour sa grande beauté, Apollon est paradoxalement assez malheureux dans ses amours[65],[66]. Celles-ci ont pour objet des nymphes, des mortels/mortelles, mais très rarement des divinités majeures[67].
+
+Il s'éprend de la nymphe Cyrène en la voyant combattre un lion qui menace les troupeaux de son père[68]. Il fait part de ses sentiments au centaure Chiron, qui les approuve. Encouragé, Apollon se déclare à la jeune fille, qu'il emmène en Libye. Là, elle reçoit du dieu la souveraineté sur la région, la Cyrénaïque, et donne naissance à Aristée, qui enseignera aux hommes l'apiculture.
+
+Les autres amours du dieu sont moins heureuses. Il enlève Marpessa, fille d'Événos, alors qu'elle est fiancée à l'Argonaute Idas[69]. Ce dernier réclame sa promise les armes à la main, et Zeus doit séparer les deux adversaires[70]. Le roi des dieux demande à Marpessa de choisir entre ses deux soupirants ; la jeune fille opte pour Idas, de peur d'être abandonnée par Apollon l'âge venant[70].
+
+Il poursuit de ses ardeurs la nymphe Daphné ; pendant sa fuite, la jeune fille invoque son père, un dieu fleuve, qui lui substitue un laurier[71] ou la transforme en cette plante[72]. Ses amours avec Coronis, fille de Phlégias, roi des Lapithes, ne finissent pas mieux : enceinte du dieu, elle le trompe avec le mortel Ischys[73]. Apollon, maître de la divination, perçoit la vérité, qui lui est également rapportée par un corbeau[73]. Il envoie alors sa sœur Artémis pourfendre l'infidèle de ses flèches, mais pris de pitié pour l'enfant à naître, il arrache ce dernier du ventre de sa mère qui se consume sur le bûcher[73]. Il porte le jeune Asclépios chez le centaure Chiron, qui l'élève et lui enseigne l'art de la médecine[73]. Apollon s'éprend également de la princesse troyenne Cassandre, fille du roi Priam : elle promet de se donner à lui en échange du don de prophétie, mais, après avoir obtenu satisfaction, elle revient sur ses dires. Furieux, Apollon la condamne à ne jamais être prise au sérieux[74].
+
+De nombreuses autres aventures sont attribués à Apollon. Souvent, les récits se concentrent sur la progéniture divine plutôt que sur la mère, dont le nom change suivant la version : il ne s'agit pas de véritables histoires d'amour, mais d'un moyen de rattacher un personnage à Apollon. Ainsi des musiciens Linos et Orphée, du devin Philamnos, d'Ion, éponyme des Ioniens ou de Delphos, fondateur de Delphes.
+
+Apollon est aussi le dieu qui compte le plus d'aventures avec des jeunes garçons[75]. Il s'éprend de Hyacinthe, fils d'un roi de Sparte. Alors qu'ils s'entraînent au lancer du disque, le hasard — ou Zéphyr jaloux — fait que le disque frappe Hyacinthe à la tempe. Désespéré, Apollon fait jaillir du sang du jeune homme une fleur, le hyakinthos, qui n'est sans doute pas la jacinthe actuelle[76]. L'histoire de Cyparisse, fils de Télèphe, se termine également de manière tragique. Aimé d'Apollon, il a pour compagnon un cerf apprivoisé. Il le tue un jour par mégarde ; désespéré, il demande au dieu la mort, et la grâce de pouvoir pleurer éternellement. Ainsi est-il changé en cyprès, symbole de la tristesse[77]. Apollon s'éprend également d'Hyménaios, fils de Magnès ; absorbé par sa passion, le dieu ne voit pas le jeune Hermès lui dérober ses troupeaux[78]. On ignore la fin de l'histoire[79].
+
+Figurent également parmi ses amants Hélénos, frère de Cassandre[80] ; Carnos, fils de Zeus et d'Europe, qui reçoit du dieu le don de divination[81] ; Leucatas qui, pour échapper au dieu, se jette du haut d'une falaise et donne son nom à l'île de Leucade[82] ; Branchos, aimé d'Apollon alors qu'il garde ses troupeaux, puis fondateur de l'oracle du dieu à Didymes[83].
+
+Apollon est un dieu jeune pour les Grecs. Seul entre tous les Olympiens, son nom n'apparaît pas sur les tablettes mycéniennes en linéaire B[84]. Le premier culte de Délos concerne Artémis et non son frère[85]. Il est possible que les Karneia, les Hyacinthies et les Daphnephoria célèbrent, à l'origine, d'autres divinités qu'Apollon. Cependant, son culte est solidement ancré dans l'ensemble du monde grec dès le VIIIe siècle av. J.-C., au moment où apparaissent les premières sources littéraires grecques.
+
+Apollon joue un rôle majeur dans l’Iliade : selon Homère, c'est lui qui est à l'origine de la dispute d'Agamemnon et Achille et donc de l'ensemble des événements narrés par le poème[86]. Animé du souffle prophétique, Xanthos, le cheval d'Achille, le nomme « le premier des dieux[87] ». De fait, aucun n'est mentionné plus souvent que lui dans le poème, à l'exception de Zeus[88]. Chacune de ses apparitions est terrifiante. Quand il veut venger son prêtre Chrysès, bafoué par Agamemnon :
+
+« Des cimes de l'Olympe il descendit, plein de courroux,
+Portant son arc et son carquois étanche sur l'épaule.
+Les traits sonnèrent sur l'épaule du dieu courroucé,
+
+Quand il partit, et c'était comme si la nuit marchait[89]. »
+
+Le son de son arc est terrible et sa voix gronde comme le tonnerre quand il arrête le guerrier Diomède dans son élan[90]. C'est aussi un dieu jaloux de ses prérogatives : face à Diomède, il rappelle qu'« il n'est rien de commun / entre les Immortels et ceux qui marchent sur la terre[91]. » Il reproche à Achille de ne pas l'avoir reconnu sous les traits du Troyen Agénor :
+
+« Pourquoi me poursuis-tu, Achille, avec tes pieds rapides,
+Mortel courant après un dieu ? N'aurais-tu pas encore
+Reconnu qui je suis, que tu t'obstines dans ta rage[92] ? »
+
+Pendant les jeux funéraires de Patrocle, il ôte la victoire à l'archer Teucros, qui a omis de lui promettre une hécatombe[93].
+
+Homère présente avant tout Apollon comme un dieu archer. Là où sa sœur emploie l'arc pour la chasse, son domaine est plutôt la guerre : il donne leur arme aux deux meilleurs archers de la guerre de Troie, le Troyen Pandaros et le Grec Teucros[94]. Ses flèches sont porteuses de mort : elles sèment la peste dans le camp grec, tuant hommes et bêtes. Le seul remède réside alors dans la prière, la purification et le sacrifice : lui seul peut écarter la maladie qu'il apporte[95].
+
+L'hymne à Apollon pythien commence par l'apparition d'Apollon dans l'Olympe, la phorminx (lyre) à la main : « aussitôt les Immortels ne songent plus qu'à la cithare et aux chants[96]. » Les Muses chantent en chœur les dieux et les hommes ; les dieux de l'Olympe, Arès compris, se donnent la main pour danser et Apollon lui-même, tout en jouant, se joint à eux. La scène résume l'un des domaines majeurs d'Apollon : la μουσική / mousikē, c'est-à-dire la combinaison du chant, de la musique instrumentale et de la danse[97].
+
+En tant que tel, Apollon est le patron des musiciens : « c'est par les Muses et l'archer Apollon qu'il est des chanteurs et des citharistes », dit Hésiode[98]. Il inspire même la nature : à son passage « chantent les rossignols, les hirondelles et les cigales[32] ». Sa musique apaise les animaux sauvages[99] et meut les pierres[100]. Pour les Grecs, musique et danse ne sont pas seulement des divertissements : elles permettent aux hommes de supporter la misère de leur condition[101].
+
+Jacqueline Duchemin, spécialiste de poésie grecque et de mythologie comparée, a émis l'hypothèse selon laquelle les prérogatives d'Apollon dans le domaine de la musique et de la poésie se rattacheraient à sa nature de divinité pastorale, l'une des fonctions originelles du dieu étant la protection des troupeaux[102]. Selon l'auteur de La Houlette et la lyre, ce seraient les bergers et les pâtres qui auraient inventé l'art musical au cours de leurs longues veillées solitaires. Elle affirme ainsi : « Le poète et le berger sont bien une même personne. Et ses dieux sont à son image[103]. » Et aussi : « Les divinités des pâtres et des bêtes furent, au sein d'une nature pastorale, dans les temps les plus anciens, celles de la musique, de la danse et de l'inspiration poétique[104]. »
+
+Après avoir réclamé l'arc et la lyre, Apollon, dans l'hymne homérique qui lui est consacré, nomme son troisième domaine d'intervention : « je révélerai aussi dans mes oracles les desseins infaillibles de Zeus[105]. » Si Zeus et quelques héros, comme Trophonios, possèdent leurs oracles, Apollon est la principale divinité oraculaire des Grecs[106]. Il le déclare lui-même quand son frère Hermès essaie d'obtenir aussi le don de divination : « j'ai engagé ma parole, et juré par un serment redoutable que nul autre que moi, parmi les Dieux toujours vivants, ne connaîtrait la volonté de Zeus aux desseins profonds[107]. »
+
+À partir de l'époque classique, tous les sites oraculaires de grande envergure appartiennent à Apollon, à l'exception de l'oracle de Zeus à Dodone et, plus tard, de celui de Zeus Ammon à Siwa[108]. Interrogé sur la disparition des oracles liés aux sources sacrées ou aux vapeurs émanant de la terre, Apollon répond au IIe – IIIe siècle ap. J.-C. :
+
+« […] la terre elle-même s'entr'ouvrit et reprit les uns dans ses entrailles souterraines, tandis qu'une éternité infinie anéantit les autres. Mais seul Hélios [Apollon] qui brille pour les mortels possède encore dans les gorges divines de Didymes les eaux de Mykalè, et celle qui court en bordure de Pythô sous la montagne du Parnasse, et la rocailleuse Claros, bouche rocailleuse de la voix prophétique de Phoibos[109]. »
+
+Le principal oracle d'Apollon est celui de Delphes, qui est probablement fondé entre 900 et 700 av. J.-C.[110]. Dès l'époque archaïque, Apollon delphien est omniprésent dans la vie des cités : il approuve leurs lois, comme la Grande Rhêtra de Sparte ou la constitution de Clisthène à Athènes, et donne sa bénédiction aux expéditions coloniales. Il apparaît dans les mythes héroïques comme celui d'Œdipe ou de Thésée. Les Jeux pythiques, en l'honneur d'Apollon, sont le concours public le plus important après les Jeux olympiques. À l'époque hellénistique, il conseille le Sénat romain. Après une période de déclin au Ier siècle av. J.-C., le sanctuaire est détruit au IVe siècle par les chrétiens.
+
+Apollon est toujours représenté dans la fraîcheur d'une éternelle jeunesse. C'est une caractéristique typique d'un dieu vent qui ne vieillit jamais[119].
+
+Il est représenté les cheveux longs, conformément à l'une de ses épithètes homériques[120]. La coiffure est typique des jeunes gens ou kouroi, terme dérivé de la racine ker-, « tondre, couper » (sous-entendu : les cheveux)[121]. Le passe-temps typique du jeune homme étant l'athlétisme, pratiqué nu, l'offrande typique à Apollon prend la forme, à l'époque archaïque, d'un jeune homme debout, nu, les cheveux longs, type statuaire que les historiens de l'art appellent le kouros.
+
+Liste des statues d'Apollon ayant un article dans Wikipédia
+
+Apollon, Hyacinthe et Cyparisse, Alexandre Ivanov, 1834
+
+Louis-Nicolas Clérambault a composé deux cantates, Apollon, opus 15 et Apollon et Doris, opus 21.
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3030.html.txt

@@ -0,0 +1,11 @@
+Le kilomètre (symbole km) est une unité de longueur, créée en 1790, valant 1 000 mètres.
+
+C'est le multiple du mètre le plus fréquemment utilisé pour mesurer les distances terrestres (par exemple : entre les villes). On définit ainsi des points kilométriques le long des voies de communications, qui se matérialisent sur les routes par des bornes routières.
+
+On utilise aussi le kilomètre linéaire dans le domaine des archives, pour en quantifier le volume ; il correspond à la longueur cumulée des rayonnages occupés par les documents.
+
+Le symbole du préfixe kilo est le k minuscule.
+
+La notation Km (avec un K majuscule) est à proscrire, car, dans le système international d'unités (SI), le K majuscule est le symbole du kelvin, unité de température thermodynamique. Km serait donc le symbole de l'unité physique Kelvin.mètre.
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3031.html.txt

@@ -0,0 +1,384 @@
+Phascolarctos cinereus
+
+Espèce
+
+Répartition géographique
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+Statut de conservation UICN
+
+VU A2b+3bce+4bce : Vulnérable
+
+Le koala (Phascolarctos cinereus), appelé aussi Paresseux australien, est une espèce de marsupial arboricole herbivore endémique d'Australie et le seul représentant encore vivant de la famille des Phascolarctidés. On le trouve dans les régions côtières de l'Australie méridionale et orientale, d'Adélaïde à la partie sud de la péninsule du cap York. Les populations s'étendent aussi sur des distances considérables dans l'arrière-pays australien (outback), là où l'humidité est suffisante pour le maintien de forêts. Les koalas d'Australie-Méridionale furent exterminés au début du XXe siècle, mais cet État fédéré a depuis été repeuplé grâce à des transferts du Victoria. Cet animal n'était plus présent ni en Tasmanie, ni en Australie-Occidentale, mais il y a été réintroduit[1],[2].
+
+Le koala est étroitement lié à l'eucalyptus ou gommier, dont il ne mange que les feuilles de certaines espèces. Les mâles peuvent vivre en moyenne 15 ans, et les femelles 20 ans.
+
+C'est, avec le kangourou, l'un des principaux symboles de l'Australie. Après avoir été chassé massivement pour sa fourrure, il est aujourd'hui principalement menacé par la fragilité et le recul de son biotope. Il reste moins de 80 000 koalas vivant en liberté et ce nombre continue de décliner. Les koalas disparaissent à cause des menaces qui pèsent sur leur habitat et des vagues de chaleur dues au réchauffement climatique[3]. Ils ont ainsi perdu 80 % de leur habitat naturel[4].
+
+Le mot « koala » vient du darug gula, qui signifie « pas d'eau »[5]. On pensait qu'étant donné que ces animaux ne descendaient pas souvent des arbres, ils pouvaient survivre sans boire. Les feuilles d'eucalyptus ont une teneur élevée en eau, donc le koala n'a pas besoin de boire souvent[6], l'idée qu'ils n'aient pas du tout besoin de boire de l'eau s'étant avérée être un mythe[5]. Bien que la voyelle « u » ait été retranscrite dans l'orthographe anglaise par « oo » (avec des orthographes telles que coola ou koolah), elle a été changée en « oa », peut-être par erreur[7]. En raison de la supposée ressemblance du koala avec l'ours, il a souvent été appelé à tort koala ours (« koala bear » en anglais), en particulier par les premiers colons[8]. Le nom générique, Phascolarctos, est dérivé des mots grecs phaskolos « poche » et arktos « ours ». Le nom spécifique, cinereus, signifie « cendré » en latin, en raison de sa couleur.
+
+Avec son petit corps trapu, ses membres courts et ses grandes oreilles rondes, le koala ressemble au wombat, son plus proche cousin non-éteint, qui vit également en Australie mais qu'on rencontre non pas dans les forêts australiennes mais en montagne. La fourrure du koala est cependant plus épaisse, ses oreilles bien plus grandes et ses membres plus longs.
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+Koala.
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+Wombat.
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+Koala au zoo de Duisbourg.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Le koala mesure entre 61 et 85 cm et pèse entre 4 et 14 kg pour l'espèce type. Les mensurations et les proportions d'un animal adulte dépendent de l'âge, du sexe, de l'alimentation et de la région. Dans les climats plus frais, les koalas sont en général plus gros. Dans le Victoria, les mâles adultes peuvent atteindre jusqu'à 14 kg, les femelles jusqu'à 11 kg. La moyenne pondérale des animaux des régions septentrionales est plus faible, les mâles atteignant 12 kg et les femelles 8 kg. Les koalas du Queensland, région aux faibles précipitations, sont généralement plus petits : le poids moyen des mâles atteint 8 kg, celui des femelles 6 kg. (Voir sous-espèces).
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+Le koala a une fourrure laineuse marron-gris argenté, qu'il entretient régulièrement, ce qui permet à l'eau de pluie de perler comme sur le plumage d'un canard. Cette couleur lui permet de passer inaperçu parmi les branches d'eucalyptus[9]. Les poils des oreilles forment des franges blanches. La fourrure plus dense du postérieur sert aussi de coussin à l'animal.
+
+La fourrure compte 55 poils/mm2 ; celle du dos couvre 77 % de son corps, contre 13 % pour celle du ventre. La longueur des poils et leur densité dépend de la saison, avec une diminution en été. Moins épaisse et moins foncée chez les individus des régions plus chaudes, la fourrure joue un rôle d'isolation thermique important. Même par fort vent froid, sa capacité ne baisse que de 14 %, niveau comparable à celui de la faune arctique.
+
+Il existe des mutations génétiques affectant la coloration de la fourrure. Quelques rares koalas sont albinos : en l'absence de mélanine, ils n'ont qu'un léger marquage doré sur un pelage presque blanc, des yeux rouges et le nez rose[10]. Très rarement également, les koalas peuvent avoir une fourrure blanche en raison d'un leucistisme : leur poil est blanc mais le nez et les yeux pigmentés normalement[11].
+
+Les oreilles sont rondes et poilues, le chanfrein noir et glabre, le nez glabre et sombre et très bombé. Ce nez proéminent et ces grandes oreilles montrent que l'olfaction et l'audition jouent un rôle important dans sa vie. Le koala possède une grosse tête comparativement à son corps, dont la masse cérébrale est relativement faible. Le cerveau des ancêtres du koala moderne remplissait auparavant toute la boite crânienne mais s'est réduit considérablement avec l'espèce actuelle. C'est une dégénérescence que les scientifiques interprètent comme une adaptation à un régime énergétiquement pauvre[12]. C'est un des plus petits cerveaux chez les marsupiaux et chez les mammifères en général, car il représente seulement 0,2 % de sa masse pondérale[13]. Environ 40 % de la cavité crânienne sont remplis de liquide cérébro-spinal, tandis que les deux hémisphères cérébraux sont comme « une paire de cerneaux de noix ratatinés en haut du tronc cérébral, sans contact, ni entre eux, ni avec aucun des os du crâne »[14].
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+Contrairement aux autres marsupiaux, la fente des pupilles est verticale chez le koala.
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+Les koalas ont cinq doigts et orteils à l'extrémité de chaque membre. Les deux premiers doigts des pattes antérieures sont opposables aux trois autres, et les trois premiers des pattes postérieures aux deux autres[15], ce qui leur permet de grimper plus facilement aux arbres[16]. Le koala possède une main préhensile. Avec ses griffes pointues et aiguisées et ses coussinets rugueux, elle leur permet de saisir des branches et de grimper aux arbres. Ses pieds sont munis d'un pouce sans griffe et les deuxième et troisième orteils ont fusionné, comme pour tous les membres des diprotodontes. Cette syndactylie permet aux griffes voisines de fonctionner comme un peigne et d'éliminer les tiques dont il souffre souvent. C'est l'un des rares animaux, avec les primates, à disposer d'empreintes digitales et ces dermatoglyphes sont comparables aux empreintes digitales humaines, de sorte qu'il est difficile d'en distinguer l'origine[17],[18],[19].
+Le pelvis et le bassin sont statiques, ce qui peut le gêner dans certains de ses mouvements[20].
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+Le koala possède 6 à 7 vertèbres caudales, en comparaison du wombat qui en a 12 à 13[21].
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+Le koala est le seul marsupial dépourvu de queue. Comme chez l'humain, elle n'existe qu'à l'état de vestige. Sa morphologie en bouteille lui permet cependant d'assurer une bonne stabilité lorsqu’il est à la fourche des branches.
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+Le caryotype du koala est 2n=16 chromosomes.
+En raison du déroulement particulier de la gestation et de la naissance chez les marsupiaux, les koalas ne possèdent pas d'ombilic.
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+La température corporelle est, avec 36,6 °C, légèrement inférieure à la moyenne des autres mammifères. Leur cœur bat entre 70 et 140 fois par minute (en fonction de divers facteurs, dont l'âge du koala). Le pouls est cependant difficile à mesurer car les koalas ont une arythmie sinusale, ce qui signifie que leur pouls et leur respiration ne sont pas synchronisés. Les modifications du pouls ne reflètent pas véritablement le travail du cœur[22].
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+Leurs mâchoires massives et leurs dents sont adaptées à leur régime herbivore spécialisé dans l'eucalyptus tout en restant comparables à celles de tous les diprotodontés comme les kangourous et les wombats. Les muscles masticateurs sont puissants. Ils ont des incisives tranchantes, pour couper les feuilles, séparées par un vaste diastème des molaires qui servent à les broyer. Le koala possède aussi des abajoues.
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+Le cæcum d'une longueur exceptionnelle de 2,5 m en forme d'appendice, leur permet de digérer cette nourriture indigeste. (cf.Régime alimentaire).
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+C'est d'ailleurs en raison du manque d'apport énergétique suffisant que le métabolisme des koalas s'est adapté pour devenir l'un des plus lents du monde animal.
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+Essentiellement nocturne, le koala possède une bonne ouïe et une vision plutôt médiocre. Son gros nez est particulièrement sensible aux odeurs et l'informe sur ce qui concerne sa survie, son territoire et les possibilités d'accouplement, il lui permet de reconnaître les feuilles d'eucalyptus qui ne doivent pas contenir trop de toxines, mais aussi la présence d'ennemis dans les parages, les marquages odorants étrangers selon le sexe ainsi que la présence de couples mère-enfant.
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+Le dimorphisme sexuel est marqué chez les koalas. Les mâles adultes peuvent être jusqu'à deux fois plus gros que les femelles adultes et possèdent une courbure du nez plus crochue ainsi qu'une tête d'une forme un peu différente. Les mâles se différencient aussi des femelles par leur scrotum et leurs glandes pectorales odorifères, leur large menton et leurs oreilles plus petites. Le koala mâle, est doté d'un pénis de 1,9 cm de long au gland bifide[23]. Les femelles se caractérisent par leur poche ventrale, un menton plus pointu et une tête plus fine. La poche, comme chez les wombats et contrairement aux kangourous, est munie d'une ouverture dirigée vers le bas et l'arrière. Elle ne contient que deux tétons pour alimenter le bébé. La femelle possède deux vagins latéraux et deux utérus séparés, trait commun à tous les marsupiaux[24].
+
+Les koalas étaient à l'origine très répandus en Australie. Chassés pour leur fourrure, ils ont été éradiqués dans de nombreuses régions. Par la suite, ils ont pu être partiellement réintroduits. Des populations plus importantes se trouvent le long de la côte orientale de l'Australie, au Queensland, à partir de Cooktown jusqu'en Nouvelle-Galles du Sud et au Victoria, ainsi que dans certaines régions de l'arrière-pays (Outback), où suffisamment d'arbres sont disponibles pour leur alimentation. À l'arrivée des Européens, les koalas occupaient jusqu'à six îles des côtes est et sud-est. Depuis 1870, ils ont été introduits dans au moins 20 îles. La réserve de l'Île Kangourou, au large d'Adélaïde, en est un exemple, ainsi qu'une île située en Tasmanie, région où il n'y a jamais eu de koalas[20]. La population globale est évaluée en 2009 entre 43 000 et 80 000 individus, comparativement à 100 000 en 2003[25].
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+Les populations de koalas ne peuvent se développer que dans des espaces vitaux qui remplissent des conditions spécifiques. Un espace vital adapté comporte des arbres privilégiés par les koalas (principalement des espèces d'eucalyptus, mais aussi quelques autres) en association particulière sur un sol adapté ainsi que suffisamment de précipitations. Un critère supplémentaire consiste en la présence obligatoire d'autres koalas à proximité. De tels espaces vitaux sont constitués par les forêts claires d'eucalyptus, dans lesquelles les autres espèces d'arbres ne sont représentées que de manière isolée. Selon les régions, on les retrouve dans les forêts humides d'altitude, dans les forêts tropophiles ou dans les fourrés de lianes. Ils préfèrent les arbres les plus grands.
+La régulation des populations se fait alors par la toxicité des feuilles, la distribution éparse des eucalyptus, le métabolisme lent des koalas et le besoin de pertes limitées en eau par évaporation (ce qui veut dire trouver un arbre adapté pour le repos pendant la journée[20].
+La taille des populations de koalas est directement liée à celle des espaces vitaux et au nombre et à la densité d'espèces d'eucalyptus pertinentes pour leur alimentation. Si un espace vital se réduit ou est parcellisé, sa capacité porteuse écologique en est réduite proportionnellement à sa superficie. À cause de la déforestation et des incendies de forêts, de nombreuses anciennes zones de diffusion des koalas ont maintenant franchi le seuil minimal nécessaire à la conservation d'une population stable.
+
+Fréquemment, dans les zones soumises à la déforestation, les koalas vivent dans un environnement de type steppique aux arbres plutôt isolés, qui dans le pire des cas se trouve à proximité d'une route. Dans ce cas, les territoires sont plus grands, seule manière de s'assurer un nombre suffisant d'arbres destinés à l'alimentation. On les retrouve aussi dans les espaces verts plantés d'eucalyptus dans les villes, qui ne sont néanmoins pas des espaces vitaux adaptés. Les animaux sont alors le plus souvent victimes des automobiles, des chiens, des piscines et autres dangers liés à l'homme.
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+Bien que le koala soit considéré comme étant principalement nocturne, certaines activités ont lieu la journée. Une étude récente a même démontré que les koalas parcouraient presque la même distance le jour que la nuit (53,6 m le jour, 63,3 la nuit). Par contre l'arbre destiné à l'alimentation la nuit est souvent différent de celui utilisé pour le repos la journée[20].
+
+Les koalas sont arboricoles et passent la plupart de leur vie dans la canopée. Pour s'économiser, vu leur régime faiblement énergétique, ils dorment jusqu'à 20 heures par jour et donc plus longuement que les paresseux, qui, en captivité tout du moins, dorment jusqu'à 19 heures par jour. Même quand ils ne dorment pas, ils restent habituellement immobiles. Ils s'activent plus la nuit en quête de nourriture. Ils passent une à quatre heures par jour à manger, ce qui se passe en quatre à six sessions par jour d'une durée de 14 min à deux heures. Le temps restant est utilisé pour se nettoyer, bouger d'arbre en arbre ou consacré à des activités sociales.
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+Les koalas passent la majeure partie de leur vie dans les arbres, les eucalyptus. Ces arboricoles sont de bons grimpeurs au corps élancé et musclé. Ils ont un corps court, ramassé, mais des membres relativement longs. Leurs mains, pieds et griffes sont adaptés à la saisie de branches, à l'agrippement aux troncs et au maintien de l'équilibre. En cas de danger, les koalas cherchent instinctivement à se protéger dans les branches d'un arbre. Dans les implantations humaines, ils escaladent les murs, les clôtures, les pylônes d'éclairage et les panneaux de signalisation.
+
+Les koalas sautent habilement d'arbre en arbre et ne descendent au sol que rarement, en général pour aller sur un arbre inatteignable par le saut. Ils n'apprécient que très modérément d'être au sol car ils doivent alors adopter alors une posture quadripède pour avancer. C'est là qu'ils courent le plus de dangers. Les mâles sont d'un caractère plus aventureux que les femelles lorsqu'il s'agit de grimper sur de nouveaux arbres et peuvent parcourir jusqu'à 10 km pour les atteindre.
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+Certains koalas restent plus longtemps que d'autres sur le sol. Ce comportement dépend de la taille de leur territoire et de la distance entre les arbres. À proximité d'implantations humaines, ils doivent souvent parcourir de plus longues distances au sol que dans un environnement préservé.
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+Dans leurs arbres-maisons, confortables et sûres, les koalas montrent tout un éventail de postures de détente, qui dépendent des caractéristiques de la fourche de la branche, des conditions météorologiques et de l'avancement de la journée. Comme le temps change dans le bush australien au cours de la journée, les koalas cherchent régulièrement de nouveaux emplacements dans l'arbre, une fois au soleil, une fois à l'ombre, une fois au vent rafraîchissant, une fois à l'abri du vent ou de la pluie.
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+Les koalas peuvent rester des heures confortablement assis sur une branche. Ils s'agrippent entre les fourches, pour ne pas tomber de cet endroit sûr pour dormir. Leur fourrure particulièrement épaisse à la partie postérieure constitue un doux matelas face aux branches dures et noueuses. Par temps froid, humide et venteux, ils ont tendance à s'enrouler en boule, afin de diminuer leur surface extérieure et de perdre le moins de chaleur possible. L'eau de pluie s'écoule alors sur le dos du koala comme sur celui d'un canard. Lors des journées chaudes, sèches ou chaudes et humides, ils préfèrent une posture déliée, la longue et claire fourrure de leur poitrine reflétant alors la chaleur, tandis qu'elle flotte au vent et permet ainsi de se rafraîchir.
+
+Le koala ne fait pas de nid.
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+Chaque koala fonde son propre territoire. Sa taille dépend de plusieurs facteurs tels que la qualité de l'habitat, le sexe, l'âge, le statut social et la capacité porteuse de l'espace vital.
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+La taille du territoire permet dans une population socialement stable de disposer de suffisamment d'arbres appropriés, qui offrent assez de nourriture et de protection au koala. Hors catastrophes et perturbations de son habitat, il peut rester fidèle à son territoire pendant toute sa vie. Pour manger, chercher refuge ou pour entretenir des contacts sociaux, les koalas changent régulièrement d'arbres dans leur territoire. Ils laissent en passant des marques odorantes qui délimitent leur domaine.
+
+Dans une population stable, les territoires se chevauchent entre voisins. Les mâles préfèrent les territoires qui recoupent un ou plusieurs territoires de femelles. Lorsqu'il y a chevauchement de territoires entre mâles, le contact est généralement évité ; ils peuvent cependant s'agresser, provoquant ainsi des blessures, surtout pendant la période de reproduction. Le territoire d'une femelle recoupe les territoires des deux sexes. Avant le départ des jeunes, ceux-ci considèrent le territoire de leur mère comme le leur. Les territoires des mâles, de 2 à 3 hectares en moyenne, sont en général plus grands que celui des femelles.
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+Les arbres-frontières d'un territoire de koala sont facilement reconnaissables aux nombreuses griffades et aux excréments accumulés. Ils font l'objet de visites régulières. Certains d'entre eux font office de lieu de rencontre, ce qui joue un rôle essentiel pour la stabilité de la population. Alors que les mâles koalas marquent leur territoire de l'odeur de leur glandes pectorales au niveau des tétons, les femelles utilisent l'odeur de leur urine.
+
+Au sein d'un territoire, tout arbre d'alimentation n'est pas utilisé par autorégulation. Ces arbres inutilisés sont défendus tout autant que les autres, et sont donc inatteignables pour les autres koalas. Du fait de ce comportement, la population est maintenue en équilibre, car une reproduction incontrôlée est évitée, ce qui aurait sinon un impact trop fort sur l'espace vital. C'est cette raison qui oblige les jeunes à quitter leur mère. S'ils restaient, ils deviendraient concurrents de leur mère ou d'autres individus pour la nourriture. Les jeunes koalas doivent s'installer en marge des territoires d'une communauté.
+
+Lorsqu'un koala meurt, son territoire est repris par un congénère, mais les frontières restent presque les mêmes. Les jeunes koalas errent souvent pendant des mois en marge d'une colonie avant de pouvoir fonder un territoire durable. Souvent, ils reprennent un territoire vacant. Dans la nature, particulièrement à l'époque de la reproduction, des combats de territoires se produisent.
+
+Les populations de koalas disposent d'un système complexe de communication et d'organisation, qui permet de préserver la cohésion sociale. Même si en dehors de la saison des amours, ils sont des solitaires, ils s'organisent, quand les populations sont stables, dans une hiérarchie sociale, au sein de laquelle ils fondent des territoires se chevauchant et se conforment à leur rang. Si cet ordonnancement est déstabilisé, c'est tout le groupe qui en souffre.
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+Généralement silencieux, à l'instar de nombreux animaux nocturnes, les koalas utilisent toute une série d'expressions vocales leur permettant de se faire comprendre sur des distances relativement grandes.
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+Les mâles, et beaucoup plus rarement les femelles, utilisent un cri de parade très fort qui peut s'entendre à près d'un kilomètre pendant la période de reproduction. Il consiste en une série de fortes inspirations toutes suivies d'une expiration de grognement très sonore. Les mâles commencent à faire résonner ce mugissement environ un mois avant l'œstrus des femelles. Ce cri est plus fréquent la nuit et sert à attirer les compagnes et pour écarter les autres mâles. Il sert aussi à maintenir les distances entre les individus. Les autres mâles de la zone répondent souvent à ce cri[20].
+
+À part le mugissement, il existe quatre autres types de cris utilisés lors de rencontres agressives.
+
+Quand il est stressé, le koala peut pousser un fort cri qui ressemble un peu à celui d'un nourrisson humain[26]. Les femelles autant que les mâles utilisent le cri de stress. Il est émis quand l'individu est stressé et est souvent accompagné de tremblements. Manipuler des koalas peut leur causer ce stress[27] et le problème de l'agression et du stress résultant de cette manipulation fait partie du débat politique en Australie[28],[29].
+
+Les mâles émettent un aboiement accompagné d'un grognement profond lorsqu'ils veulent annoncer leur présence ou leur position sociale. Souvent cela résonne comme un lointain grondement ou comme une moto qui démarre ; on évoque aussi un croisement entre le grognement gras d'un ivrogne, le grincement d'une porte sur des gonds rouillés et le grognement d'un cochon mécontent. Les mâles font, avec ce cri de position dominante, l'économie de la dépense d'énergie que représente un combat. Pendant l'époque de la reproduction, on aboie beaucoup, pour donner la possibilité aux autres individus de déterminer exactement la position de l'aboyeur.
+
+Les femelles n'aboient pas autant que les mâles. Mais leurs cris servent tout autant à communiquer l'agressivité ou la bonne disposition sexuelle.
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+Avec les jeunes, les mères échangent de tendres grincements et claquements, mais aussi de légers sons de grondements qui indiquent l'inconfort et la colère. Quelquefois on entend un léger murmure ou un bourdonnement.
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+Chez les mâles à partir de 4 ans, les glandes pectorales servent à marquer les arbres, délimitant ainsi les frontières de leur territoire. Ce marquage est le plus fréquent pendant la période de reproduction. Les femelles comme les mâles marquent occasionnellement à l'urine, sur l'arbre ou à sa base.
+
+Le jeu est surtout pratiqué par les jeunes koalas, en solitaire ou avec d'autres. Ils grimpent, sautent ou se poursuivent les uns les autres[20].
+
+Leur mode de vie est principalement arboricole (voir Vie arboricole), mais ils doivent aller à terre, à quatre pattes, pour atteindre des arbres éloignés. Ils peuvent parcourir jusqu'à 10 km pour les atteindre.
+Leurs mains et leurs pieds ne sont pas adaptés à ce parcours terrestre et ne reposent pas à plat sur le sol à cause des longs doigts et des griffes incurvées. (voir Membres).
+Le pelvis et le bassin sont statiques, leur démarche est donc caractérisée par de nombreux mouvements latéraux.
+Les mouvements des membres sont peu coordonnés et secs.
+
+Quand ils sont au sol, ils avancent tout d'abord le membre supérieur droit, puis le membre inférieur gauche, ensuite le membre supérieur gauche et pour finir le membre inférieur droit. Lorsqu'ils courent, ils posent en même temps les membres supérieurs, puis les membres inférieurs.
+
+Quand ils sont dans l'eau, ils sont d'excellents nageurs.
+
+Quand les koalas veulent grimper à un arbre, ils sautent à partir du sol et plantent leurs griffes dans l'écorce. Ils s'agrippent de leurs deux bras et poussent vigoureusement avec leurs deux pattes pour aller vers le haut. Les koalas grimpent aux troncs et en descendent en ayant toujours la tête vers le haut.
+Après être grimpés dans l'arbre, la montée se fait généralement plus lentement en utilisant un bras, puis la patte opposée. Les griffes et les doigts opposables leur permettent de saisir les troncs et les branches facilement. La descente est normalement plus lente, seule une patte est déplacée à la fois.
+
+Les mouvements sont généralement lents car ils participent à la stratégie de métabolisme lent développé par le koala pour s'approprier les eucalyptus. En l'occurrence, ils n'ont qu'un tiers de la masse musculaire de leurs cousins wombats plus rapides[20].
+
+Les koalas se nourrissent presque exclusivement de feuilles et d'écorces ainsi que de fruits d'espèces bien précises d'eucalyptus. Ils sont parmi les seuls animaux avec les possums à queue en anneau (Pseudocheirus peregrinus) et les grands planeurs (Petauroides volans) à pouvoir manger de l'eucalyptus
+
+Il est probable que cette adaptation évolutive ait eu lieu pour profiter d'une niche écologique non utilisée, car l'eucalyptus a développé une stratégie de défense extensive en se munissant de tanins, d'huiles et de lignine en abondance. Les feuilles d'eucalytus sont pauvres en protéines, riches en substances indigestes et contiennent des composés phénoliques et terpéniques toxiques pour la plupart des espèces.
+Des recherches menées sur les koalas par des gardiens de 13 parcs naturels de Nouvelle-Galles du Sud ont démontré que le feuillage d'eucalyptus préféré était celui avec le taux le plus faible de tanins condensés[30]. En général, de tels arbres poussent dans les zones fertiles, en particulier près des rivières.
+
+Dans toute l'Australie, les koalas n'utilisent qu'environ 120 des plus de 800 espèces d'eucalyptus connues, tout en ayant localement des préférences marquées pour 5 à 10 espèces. Au sein d'une zone délimitée, en règle générale, les koalas n'utilisent pas plus de deux à trois espèces d'eucalyptus pour leur alimentation primaire. Ils utilisent aussi des espèces voisines de l'eucalyptus comme Corymbia, Angophora et Lophostemon, ainsi que de nombreuses autres espèces très différentes des eucalyptus (Acacia, Bombax, Leptospermum, Melaleuca, Pinus et Tristania, ), comme alimentation secondaire (quelques centièmes seulement de leur alimentation globale) ou pour d'autres utilisations telles que se détendre, dormir, etc. Mais ils préfèrent fondamentalement des variétés particulières d'eucalyptus, ces préférences variant d'une région à l'autre : dans le sud le gommier blanc, le gommier bleu, et le gommier des marais (Swamp gum (en)) sont favorisés ; le gommier gris, le gommier rouge des forêts et le tallowood sont importants dans le nord, tandis que le gommier rouge omniprésent dans les marais et cours d'eau isolés et saisonniers qui serpentent sur la plaine aride de l'intérieur permet au koala de vivre dans des zones étonnamment arides. Beaucoup de facteurs déterminent le choix parmi les 800 espèces d'eucalyptus, le plus important étant la concentration d'un groupe de toxines phénoliques appelé composés de phloroglucinol formylé.
+
+Les variations saisonnières de consommation de différentes feuilles d'arbres pourraient d'ailleurs s'expliquer par des taux plus ou moins élevés de leurs composants. La concentration en eau joue aussi un rôle important et dans une moindre mesure, la taille des arbres, permettant d'y rester plus longtemps pour s'alimenter, ainsi que des niveaux d'azote élevés préférés par les koalas. Les meilleurs arbres à koalas poussent sur les terrains fertiles, des zones convoitées par l'agriculture. Pour combler le déficit en substances minérales dans le corps, les koalas ingèrent occasionnellement de la terre.
+
+Les koalas passent environ trois à cinq heures par jour à manger activement. La prise de nourriture peut se faire à n'importe quel moment, mais se passe généralement la nuit entre 17h et minuit. Les koalas se nourrissent par intermittence par sessions de 20 minutes environ. Un koala adulte nécessite par jour environ 200 à 400 grammes de feuilles en moyenne, les plus gros spécimens pouvant en ingurgiter jusqu'à 1,1 kg. Quand elles allaitent, les femelles augmentent leur consommation de 20 à 25 %. Au moment de se nourrir, les koalas sont contraints d'être extrêmement sélectifs, car l'eucalyptus contient des substances toxiques, que les koalas peuvent tolérer dans une certaine mesure, mais à forte concentration, elles leur sont tout aussi toxiques.
+
+Ils étendent tout d'abord leurs bras et cueillent avec grande précaution une feuille bien choisie, de préférence les feuilles les plus vieilles, où les toxines ne sont plus aussi concentrées. Ils la reniflent avec insistance, avant d'en croquer un morceau. Les feuilles sont alors broyées et mâchées consciencieusement à l'aide des dents, du diastème, de la langue et des abajoues, qui permettent de stocker de grandes quantités de feuilles, jusqu'à former une bouillie puis avalées. (Voir denture ci-dessus) Les koalas boivent extrêmement rarement. Ils couvrent leurs besoins en eau principalement par les feuilles d'eucalyptus, riches en eau. La rosée et les gouttes de pluie sont de moindre importance. Pendant la sécheresse, ils vont néanmoins malgré les dangers jusqu'aux points d'eau. À ce sujet, l'on attribue souvent le mot « koala » à une langue aborigène dans laquelle il signifierait « qui ne boit pas », « sans eau » ou « sans boire », mais l'origine du nom est en fait encore inconnue et à l'étude. (Voir aussi les sections « Étymologie et dénominations » et « Aborigènes ».)
+Les koalas mangent occasionnellement les pousses tendres, les fleurs et l'écorce des eucalyptus.
+
+Les dents du koala sont bien adaptées à son alimentation en eucalyptus. Les animaux cueillent les feuilles avec les incisives inférieures et supérieures. Le diastème, l'espace entre les incisives et les molaires, permet de déplacer la masse de feuilles avec la langue sans se mordre. Les molaires sont formées de telle façon qu'elles coupent et déchirent les feuilles en plus de les écraser. C'est ainsi que les dents extirpent l'humidité des feuilles et en détruisent la paroi cellulaire, ce qui facilite la digestion. Les sujets les plus âgés peuvent souffrir de malnutrition à cause de l'usure des dents. Ils doivent consommer jusqu'à 40 % plus de feuilles et mastiquer pendant beaucoup plus longtemps que les jeunes aux dents aiguisées. La mort par famine est un phénomène récurrent[20].
+
+Les koalas sont un bon exemple d'un mammifère capable de vaincre les défenses d'une plante.
+Les feuilles d'eucalyptus sont riches en fibres indigestes, riches en toxines et pauvres en nutriments.
+Certaines toxines sont filtrées et éliminées par le foie, grâce au niveau élevé de cytochrome P450 qu'ils y produisent[31],[32].
+L'estomac possède une glande cardiogastrique, qui augmente la production d'acide et d'enzymes. Seuls les wombats possèdent aussi cette glande chez les marsupiaux[20]. L'estomac est petit par rapport aux intestins. Enfin, les koalas ont développé un mode de digestion symbiotique grâce à la présence dans leur tube digestif d'un microbiote intestinal spécifique[33] (bactéries Streptococcus gallolyticus (en), Lonepinella koalarum) capables de dégrader et détoxifier les complexes tanins-protéines[34].
+
+On spécule que c'est la production de cytochrome P450 qui entrave l'efficacité de l'antibiotique chloramphénicol dans le koala, qu'on y utilise pour traiter les Chlamydia, et en même temps, que donner du chloramphénicol y désactive cette cytochrome[31] (voir aussi maladies et pathologies).
+
+Les grosses particules de nourriture passent par le côlon et sont évacuées rapidement. Au cours d'un processus de digestion relativement long, permis par un métabolisme lent, les petites particules subissent une fermentation microbienne dans le cæcum, qui avec près de 2,5 m, est le plus long de tous les mammifères par rapport à la taille du corps. Les bactéries présentes aident ainsi à détruire les parois cellulaires. Tous les nutriments utilisables, glucides, lipides et protides ainsi que l'eau nécessaires au koala sont extraits pendant la digestion. Comme cet apport énergétique est très faible, un métabolisme très lent, de deux fois inférieur à la plupart des mammifères (wombats et paresseux mis à part), permet de garder l'eucalyptus pendant une assez longue période dans le système digestif, pendant laquelle le maximum d'énergie en est tiré. Ce métabolisme lent permet parallèlement une utilisation moindre d'énergie, plus faible que chez les autres herbivores[35].
+
+Le koala joue d'ailleurs le même rôle écologique que le paresseux.
+Les koalas défèquent environ 150 fois par jour. Ils produisent des fèces sèches en forme de boulettes, l'eau étant conservée par l'animal car il ne boit que rarement dans la nature.
+
+Pendant la saison des amours, qui dure pendant l'été austral entre décembre et mars, les koalas sont plus actifs que d'habitude. Pendant cette période, les koalas mâles lancent de forts aboiements enroués. Ces cris servent à marquer le territoire, mais aussi à informer les femelles prêtes à se reproduire. Chez les koalas, ce sont principalement les femelles qui déterminent le moment de l'accouplement. La plupart du temps, la femelle koala s'occupe encore du jeune de l'année précédente. L'éducation d'un nouveau bébé koala ne peut cependant avoir lieu que lorsque le jeune précédent est sevré.
+
+Cela dure habituellement environ 12 mois. Il se peut donc que la période de reproduction, selon la région, s'étende d'octobre à avril. Les jeunes presque adultes sont souvent chassés du territoire de leur mère à cette période pour qu'ils fondent leur propre territoire.
+De multiples territoires mâles chevauchent de multiples territoires femelles.
+
+Ces territoires sont plus ou moins flexibles, ce qui engendre des compétitions entre mâles pour occuper l'espace. Les mâles deviennent très agressifs pendant la période de reproduction et se blessent souvent mutuellement de leurs griffes acérées. Le koala étant polygame, les mâles dominants s'accouplent pendant la saison avec toutes les femelles à proximité (en général, ils se constituent un harem de 2 à 5 femelles), ce qui s'accompagne souvent de griffures et de morsures. L'accouplement dure de 30 secondes à 2 minutes. L'accouplement se fait parfois très violemment.
+
+Quelquefois les mâles ne sont pas toujours en mesure de détecter l'œstrus d'une femelle et s'accoupleront n'importe quand pendant la saison. Si la femelle n'est pas pleinement consentante, elle résistera en essayant de s'enfuir et en lançant des cris de défense. Le mâle peut alors abandonner l'arbre de la femelle, ou essayer de la violer en s'agrippant à sa nuque avec ses dents. Il n'est cependant pas établi si seuls les mâles partent à la recherche des femelles ou inversement. Il est possible que cela dépende du statut de l'individu dans la hiérarchie sociale.
+
+Il arrive ainsi qu'une femelle en chaleur se mette en quête d'un mâle dominant. Celui-ci doit conserver sa position vis-à-vis des autres mâles et garder un œil sur leurs femelles. Le mâle dominant chasse en général les mâles subordonnés qui essaient aussi de s'accoupler avec les femelles à proximité[20]. S'ils réussissent, le mâle dominant s'accouple aussi et noie de sa semence le sperme de son rival afin d'augmenter ses chances de reproduction. L'accouplement se passe sur l'arbre (eucalyptus le plus souvent).
+
+Les koalas deviennent matures vers deux ou trois ans. Les accouplements fructueux ont lieu néanmoins la plupart du temps un à deux ans plus tard. Habituellement, les femelles se reproduisent pour la première fois plus tôt, car les mâles dominants écartent les jeunes de toutes pratiques. Une femelle en bonne santé peut donner naissance à un jeune tous les ans pendant 12 ans. L'intervalle entre les naissances étant d'un à deux ans généralement. Les femelles ont une ovulation induite contrairement à beaucoup de marsupiaux. L'accouplement a lieu au printemps austral, entre octobre et novembre. Les femelles sont polyoestriennes, c'est-à-dire qu'elles auront plusieurs cycles d'œstrus pendant la période de reproduction. Chaque cycle oestrien dure en moyenne 30 jours[36].
+
+Le cycle reproductif des koalas est similaire à ceux des mammifères placentaires. Leur taux de natalité est bas. Ils s'occupent pendant longtemps de leurs jeunes dépendants. De longs intervalles peuvent subvenir entre les naissances. De plus, les femelles investissent considérablement d'efforts pour la croissance du bébé, qu'il soit mâle ou femelle[20].
+
+La gestation dure environ 35 jours.
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+À la naissance, le nouveau-né rampe seul du cloaque vers la poche, à moins que la mère ne s'en saisisse et le mette dans la poche. Il pèse alors moins d'un gramme et mesure de 1,5 à 1,8 cm de long (la taille d'un pois), est aveugle, nu et sous-développé. Il est fort comparable à un fœtus. Par contre les griffes et les avant-membres sont développés ce qui l'aide à ramper dans la poche sans l'aide de sa mère. Les sens du toucher et de l'odorat sont déjà développés[20]. Dans la poche, un sphincter puissant empêche le bébé complètement enveloppé de tomber. D'ordinaire, un seul bébé nait en été et poursuit sa maturation et son allaitement pendant six à sept mois dans la poche. (Les jumeaux sont très rares, les premiers vrais jumeaux nés en captivité, nommés « Euca » et « Lyptus », sont ceux de l'Université du Queensland en 1999[37],[38]) Une particularité des phascolarctidés, partagée avec les vombatidés, est d'alimenter l'embryon pendant la première partie de sa vie par un placenta choroallantoïdien. Dans toute l'Australie, les naissances de koalas ont lieu tous les mois de l'année.
+
+Au Queensland, 60 % des naissances se passent entre décembre et mars, tous sexes confondus. En Australie méridionale, la moitié des mâles naissent en novembre et la moitié des femelles ne sont pas nées avant décembre. Il y a plus de naissance de mâles que de femelles dans certaines régions du sud de l'Australie, sans que l'on puisse avancer une hypothèse[20].
+
+À treize semaines, le nourrisson pèse 50 g[36].
+
+Après environ 22 semaines, il ouvre les yeux et commence à regarder hors de la poche. Il est alors appelé un « joey » en Australie, surnom générique donné à tous les bébés marsupiaux. Entre 22 et 30 semaines, il reçoit une nourriture supplémentaire, appelée « bouillie » que sa mère produit en sus du lait. La « bouillie » est une forme spécifique d'excrément, consistant en une matière molle de feuilles partiellement digérées[36], qui facilite le passage du jeune du lait aux feuilles, en lui faisant acquérir les bactéries nécessaires à la digestion des feuilles d'eucalyptus[39], une étape décisive. Elle devient peu à peu l'alimentation principale du jeune, qui, avec une taille croissante, quitte de plus en plus la poche et qui s'allonge sur le ventre de la mère pour manger.
+
+C'est à ce moment qu'il apprend à saisir les feuilles de ses mains et à les renifler précautionneusement avant de les manger. Cependant, le jeune tète encore le lait de sa mère jusqu'à l'âge d'un an. Comme le jeune est plus grand, les tétons de la mère s'allongent tellement qu'ils pendent de l'ouverture de la poche.
+
+Les femelles adoptent quelquefois des bébés orphelins[20].
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+Avec le début de l'alimentation feuillée, vers 7 ou 8 mois, les jeunes grandissent bien plus vite et leur corpulence devient trapue. Désormais le jeune est transporté sur le dos de sa mère, tout en cherchant encore refuge dans la poche de sa mère. Devenu plus grand, il fait ses premières escapades à proximité de la mère.
+
+Après environ 12 mois, le jeune est suffisamment indépendant pour que la mère puisse de nouveau entrer en gestation. Si elle a un autre rejeton, la mère ne laisse plus téter le jeune de l'année précédente, ni aller sur son dos. Elle le tolère encore à proximité jusqu'à ce que le cadet fasse ses premières escapades. Normalement, les jeunes d'environ 18 mois sont expulsés par la mère. Néanmoins, si la mère n'attend pas de grossesse, le jeune peut encore jouir de la protection maternelle jusqu'à encore trois ans. Après son expulsion, il part fonder son propre territoire. À noter que les koalas sont dépendants de leur mère pendant une longue période comparativement aux autres marsupiaux.
+
+Les jeunes koalas sont contraints quelque temps après le sevrage de quitter le territoire de leur mère, ce qui arrive habituellement à l'âge de 18 mois. Comme toutes les femelles ne se reproduisent pas tous les ans, cela peut aussi survenir après deux ou trois ans. Les koalas en errance cherchent un habitat soit inoccupé soit à proximité d'autres koalas. Les femelles ont tendance à s'installer à proximité, tandis que les mâles partent souvent plus loin[20].
+
+Les koalas en mal de territoire sont quelquefois obligés de parcourir de grandes distances pour trouver un endroit adapté. Ces déplacements permettent un échange génétique entre les groupes reproducteurs et permet ainsi d'assurer la diversité génétique des populations.
+
+La séparation et l'expansion sont de nos jours empêchées dans de nombreuses zones peuplées de koalas par l'intervention humaine. Les espaces vitaux disponibles sont souvent réduits ou parcellisés ; les jeunes koalas ne trouvent alors aucun territoire approprié. Soit ils en perdent la vie, soit ils doivent errer sans arrêt. Cela peut cependant entraîner une sur-utilisation des capacités alimentaires, une disparition des arbres ou un recul de la population.
+
+La maturité sexuelle des femelles arrive lorsqu'elles ont 2 ou 3 ans. Elles pèsent alors environ 6 kg. Les mâles sont murs à 2 ans, mais leurs chances d'accouplement sont basses jusqu'à l'âge de 4 ou 5 ans. Leur glande pectorale se développe entre un an et demi et 3 ans[20].
+
+De 13 à 18 ans[40], les informations disponibles sur son espérance de vie dans la nature sont peu fiables, on estime que les femelles ont en moyenne une espérance de vie de 15 ans, tandis que les mâles atteignent en moyenne les 10 ans, car ils se blessent plus pendant les combats, se déplacent normalement plus loin et habitent dans des habitats médiocres. Les koalas sauvages vivent généralement moins longtemps qu'en captivité (mâles, 18 ans[16], femelles jusqu'à 19 ans). L'espérance de vie des koalas vivant dans les banlieues ou près d'une autoroute est particulièrement courte. Elle se situe en ce cas à deux ou trois ans pour un mâle.
+
+Leurs ennemis naturels sont les dingos, une grande chouette d'1,40 m d'envergure appelée ninoxe puissante (Ninox strenua), les aigles d'Australie (Aquila audax), les varans, les pythons et l'homme. De plus, les sécheresses et surtout les feux de forêts peuvent leur être dangereux[20]. Les implantations humaines engendrent des sources supplémentaires de dangers, telles que les automobiles, les chiens errants, un risque d'incendie plus grand (on peut penser aux incendies de 2019 en Australie), les insecticides, les maladies (dues entre autres au stress) et les piscines.
+
+La fréquence d'apparition des maladies est un indicateur de bonne nutrition et de stress des populations[41]. Dans un espace vital viable, l'incidence de koalas malades est faible et ne pose pas de problème de survie à la communauté. La diversité génétique localement insuffisante peut cependant augmenter la fréquence de certaines maladies. Dans ce cas, la communauté devient très vulnérable aux maladies[41].
+
+Alors que dans la nature, leurs prédateurs sont presque inexistants, les koalas ont un mauvais système immunitaire et sont souvent malades: cystite, périostite crânienne, conjonctivite, sinusite, maladies urogénitales, maladies respiratoires et intestinales, ulcères, cancer de la peau, déshydratation et déperdition musculaire. Leur maladie la plus courante, la sinusite peut évoluer en pneumonie, surtout pendant la saison froide. Les épizooties de sinusite ont durement touché les populations de koalas entre 1887 et 1889 et entre 1900 et 1903. Les koalas sont particulièrement sensibles au stress lié à leur espace vital et au stress corporel. Le koala peut alors se mettre à remuer les oreilles et un hoquet peut même se faire entendre. À cause de la grande activité et du stress de la période de reproduction, ils deviennent particulièrement sujets aux maladies. Les koalas très malades peuvent être détectés avec une fourrure mouillée après une averse, car ils n'ont plus assez d'énergie pour l'entretenir régulièrement, l'effet de perlé disparaît alors. Souvent, ils ont aussi des tiques en quantité inhabituelle. De nouvelles tiques, provenant du Japon et d'Indonésie, ont d'ailleurs été introduites accidentellement par l'homme, ainsi que de nouvelles maladies transmissibles aux koalas.
+Chez les vieux koalas, cela peut être aussi le résultat de l'usure des dents, car ils ne peuvent plus mâcher les feuilles et doivent par conséquent mourir de faim.
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+Symptômes présentés par un koala malade[42] :
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+Très souvent apparaissent des infections de Chlamydia. Elles se transmettent sexuellement et se répandent facilement. Celles-ci peuvent rendre les femelles stériles, ce qui pourrait avoir de graves conséquences sur la survie de l'espèce. Des populations du Victoria ont été contaminées par des transferts de l'île Phillip. On estime aussi que 70 à 90 % des populations sauvages du Queensland et du Victoria sont atteintes. Malgré cette incidence très élevée, seulement 5 % des populations présentent des symptômes de la maladie. Il existe deux syndromes principaux associés à la chlamydiose :
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+Pour certaines communautés isolées, particulièrement sur l'île Raymond (en), l'île du Serpent et dans le Parc national du Mont Eccles (en), les populations, bien que positives aux Chlamydia, ont tellement prospéré qu'elles posent un problème environnemental en termes de surconsommation des ressources[41].
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+On spécule que c'est la production de cytochrome P450, qui se passe dans le foie pour que le koala puisse digérer les toxines de la feuille d'eucalyptus, qui entrave l'efficacité de l'antibiotique chloramphénicol dans le koala, qu'on y utilise pour traiter les Chlamydia[31].
+
+Le génome du koala contient un rétrovirus (KoRV) qui est assez similaire au virus responsable de la leucémie du gibbon. Le koala peut être infecté soit par transmission génétique, soit par exposition à des espèces mammifères infectées. Il existe de fait une très forte incidence de leucémie et de lymphome chez les koalas. On estime que 3 à 5 % des populations sauvages sont touchés. Chez les koalas en captivité, 60 % des individus le sont. Comme les koalas sont aussi touchés par la chlamydiose, qui est communément associée à dépression immunitaire dans beaucoup d'autres espèces, les scientifiques pensent qu'un lien existe entre le rétrovirus et la leucémie, le lymphome et la chlamydiose du koala. Un lien similaire existe dans le virus de la leucémie du chat. Le rétrovirus du koala (KoRV) pourrait avoir été transmis aux koalas par les rats. Le rétrovirus n'est certainement entré dans le génome des koalas que pendant les cent dernières années.
+
+Même si les populations du nord sont le plus durement touchées, toutes les populations ne sont pas encore touchées. Les populations du sud sont les moins affectées. Mais la progression du rétrovirus continue[20]. Il n'existe aucun moyen de prévention, ni de guérison[41].
+
+Comme la plupart des mammifères, le koala possède sa mite spécifique, Koalachirus perkinsi (Domrow), qui vit en ectoparasitisme sur la surface de son corps, mais aussi dans les conduits des glandes exogènes et le système digestif. Elles se nourrissent majoritairement de graisses et substances huileuses[43],[44].
+On la suspecte de jouer un rôle dans la transmission de la chlamydiose[20]
+
+Le mot koala vient du darug, une langue aborigène éteinte de la région de Sydney, gula ou gulawany. Bien que la voyelle /u/ ait été transcrite à l'origine en écriture latine comme « oo », conformément aux règles de transcription anglaises (dans des orthographes telles que coola ou koolah), ce qui aurait donné coula en français, elle s'est ensuite modifiée en « oa » vraisemblablement à cause d'une erreur[45]. On indique quelquefois à tort que le mot signifierait « ne boit pas »[45], d'autres fois « amer »[46]
+D'autres noms aborigènes pour l'animal sont : kallwein, kuhlewong, kolo, kola, kuhla, kaola, karbor, burabie et goribun.
+
+Le mot n'apparaît dans le Dictionnaire de l'Académie française qu'au XXe siècle dans la 9e édition (1992-…)[47].
+
+Bien que le koala ne soit pas un ours, les colons anglophones de la fin du XVIIIe siècle, l'ont tout d'abord appelé koala bear à cause de sa grande ressemblance morphologique avec les ours. Ce nom de koala bear, bien que taxinomiquement incorrect, est toujours utilisé dans certains pays hors d'Australie[48], ce qui n'est pas recommandé à cause de l'inexactitude du terme[49],[50],[51],[52],[53]. Il existe d'autres noms anglais descriptifs tout aussi incorrects basés sur bear comme monkey bear (ours-singe), native bear (ours indigène) et tree bear (ours arboricole)[45]. Il fut un temps où l'on trouvait aussi en français ours d'Australie[9].
+
+Cette comparaison erronée avec les ours lui a valu en 1816 le nom scientifique du genre, forgé par le zoologue et anatomiste Henri-Marie Ducrotay de Blainville, Phascolarctos (Φασκολάρκτος), terme dérivé du grec ϕάσκωλος (phaskolos) « poche, outre » et ἄρκτος (arktos) « ours ». Tandis qu'en 1817 le zoologue Goldfuss lui donne sur simple base de la gravure de Georges Cuvier[54] son nom d'espèce, cinereus, signifiant en latin «��cendré »[55], tout en nommant son genre Lipurus. Les deux dénominations du genre sont en concurrence jusqu'en 1840, date à laquelle Phascolarctos cinereus est adopté définitivement.
+
+Le koala a aussi été comparé au paresseux, ce qui lui a valu son nom de « paresseux australien », tout aussi impropre qu'« ours ». À l'époque, le paresseux était considéré comme un animal extrêmement stupide et le koala fut dédaigné par les zoologues britanniques jusqu'à ce que Blainville s'y intéresse lors d'un voyage à Londres.
+
+À l'heure actuelle, en français, il est simplement appelé « koala »[56],[57], puisque c'est la dernière espèce vivante du genre Phascolarctos.
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+Les koalas appartiennent à l'ordre des mammifères marsupiaux des diprotodontés, c'est-à-dire qu'ils ont deux incisives inférieures pointant vers l'avant. Ils sont du sous-ordre des vombatiformes qui comprend notamment les wombats (voir aussi systématique des diprotodontés). Les origines des koalas ne sont pas clairement établies, même s'il est presque certain qu'ils descendent d'animaux terrestres semblables aux wombats. Ils ont commencé à diverger il y a 42 millions d'années, à la fin de l'Éocène. La poche des koalas orientée vers l'arrière et le bas est d'ailleurs un héritage des wombats creuseurs de terriers. Alors que ceux-ci sont restés au sol, les koalas ont adopté un mode de vie arboricole, à l'instar des dendrolagues qui ont divergé de leurs ancêtres terrestres pour résider dans les arbres[20].
+
+Les koalas sont les uniques représentants restant de la famille des phascolarctidés.
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+Les premiers fossiles connus de la famille des koalas ont été découverts en Australie septentrionale et ont été datés de l'Oligocène, de 20 à 25 Ma c'est-à-dire plus précisément durant le chattien[58]. Ils sont cependant rares et on ne trouve souvent que des dents et des os isolés[59].
+
+Une explication de la rareté inhabituelle de ces fossiles serait que les premiers koalas étaient eux-mêmes rares. Il est vraisemblable qu'ils se soient spécialisés dans la consommation des feuilles des ancêtres des eucalyptus actuels, qui n'étaient que faiblement représentés dans l'ancienne forêt humide australienne. Les fossiles du koala actuel (Phascolarctos cinereus) remontent au maximum à 1,81 MA, c'est-à-dire au Pléistocène[60]. La glaciation de Würm et la dérive progressive du continent vers l'équateur entrainent un assèchement de la région. L'eucalyptus a pu ainsi s'étendre jusqu'à dominer de plus en plus les régions de forêts claires d'Australie. Les koalas se sont adaptés à ces nouvelles conditions de sècheresse. On suppose que les eucalyptus et les koalas se sont développés conjointement pendant des milliers d'années et que les koalas de l'époque des Aborigènes étaient plus nombreux et plus largement répartis que leurs ancêtres. Des fossiles montrent que les koalas étaient présents en Australie-Occidentale au Quaternaire.
+
+Au Miocène et au Paléocène, on trouvait de nombreuses espèces de koalas ou animaux similaires dans toute l'Australie. Les 18 représentants des quatre autres genres (Perikoala, Madakoala, Koobor, Litokoala) étaient vraisemblablement aussi des mangeurs de feuillage, qui ne se différenciaient guère du koala d'aujourd'hui. Au Pliocène, Phascolarctos stirtoni, ou Koala géant, était deux fois plus gros que le koala actuel[20].
+Il y a plus de 50 000 ans, il existait un koala géant du genre Koalemus qui habitait les régions méridionales d'Australie (Queensland e.a.[Quoi ?]).
+
+Les études du génome mitochondrial[61] montrent qu'il n'y a pas assez de différenciation pour soutenir l'existence de sous-espèces[62]. Traditionnellement, trois sous-espèces de koalas sont différenciées d'un point de vue morphologique. Ce sont cependant des choix arbitraires à partir d'une cline et ils ne sont pas généralement acceptés. La distinction suit d'ailleurs les frontières des États. En fait, le passage d'une forme à une autre est continu et il existe des différences substantielles entre individus d'une même région telles que la couleur du pelage ou autres. Selon la règle de Bergmann, les individus du sud, au climat plus frais, sont aussi plus grands.
+
+La sous-espèce de la région du fleuve Nepean en Nouvelle-Galles du Sud, le koala de New South Wales (Phascolarctos cinereus cinereus)[57] est de taille moyenne. Ce koala possède une fourrure relativement épaisse, qui semble être un mélange de gris en raison des pointes gris cendré. Son poids habituel varie de 15 kg pour les mâles à 8,5 kg pour les femelles.
+
+La sous-espèce septentrionale, le koala de Queensland (Phascolarctos cinereus adustus)[57], a été décrite en 1923 sur la base d'un exemplaire du Queensland. Elle est nettement plus petite (environ 6,5 kg pour le mâle et 5 kg pour la femelle) et possède une fourrure argentée, presque gris sale, beaucoup plus courte et moins épaisse.
+
+La sous-espèce méridionale, le koala de Victoria ou koala victorien (Phascolarctos cinereus victor)[57],[63], est par contre nettement plus grande. Elle est caractérisée par une fourrure plus longue et plus épaisse, d'un gris plus foncé, plus chatoyant, presque cannelle, aux accents chocolat sur le dos et les avant-bras. Elle a une face ventrale claire plus proéminente et des touffes d'oreilles d'un blanc laineux[64].
+
+Les relations entre les hommes et les koalas ont subi de grandes variations au fil du temps. Les peuples premiers n'y attachaient ni plus ni moins d'importance qu'aux autres animaux de leur environnement. Les premiers colons en Australie le considéraient comme une curiosité et commencèrent à le chasser pour sa fourrure. De nos jours, il est reconnu internationalement comme le symbole de l'Australie et fait l'objet de mesures de protection renforcées.
+
+Les Aborigènes chassaient les koalas pour leur viande et leur fourrure, mais sans le préférer à d'autres animaux. La culture aborigène implique des pratiques de chasse durables, ce qui n'a jamais mis en danger les populations de koalas. De nombreuses légendes du Temps du rêve sont transmises oralement sur le koala, qui expliquent ses particularités corporelles. Il fut souvent utilisé comme symbole de totem. Celui qui le prenait comme totem ne devait plus le tuer. Le koala est considéré comme faisant partie de la création du Temps du rêve.
+
+Il était une fois au Temps du rêve, un orphelin nommé Koobor constamment maltraité et négligé par son clan. La région était très sèche et chaque soir, tout le monde buvait avant lui et il ne lui restait jamais assez d'eau pour assouvir sa soif. Il dut alors apprendre à vivre en mangeant les feuilles pleines d'eau du gommier, mais ce n'était jamais suffisant.
+Un matin, quand le clan partit chercher de la nourriture, ils oublièrent de cacher les seaux d'eaux et pour la première fois dans sa vie, Koobor eût assez d'eau à boire. Il s'en remplit la panse qui était prête à éclater. Une fois, sa soif assouvie, il se rendit compte que son clan serait fort fâché quand il rentrerait. il décida alors de rassembler tous les seaux d'eau et les suspendit à une branche basse pour les cacher. Il grimpa ensuite dans les branches et entonna un chant merveilleux qui fit tellement pousser l'arbre qu'il en devint le plus haut de la forêt.
+
+Le soir, quand les gens du clan de Koobor regagnèrent le village, ils étaient fourbus et assoiffés et devinrent bientôt fort en colère quand ils virent leurs seaux d'eau pendus au plus grand arbre où était Koobor. Ils lui demandèrent de rendre les seaux volés, mais celui-ci refusa et leur dit : "À votre tour d'avoir soif !". Cela les mit dans une colère noire. Plusieurs hommes grimpèrent à l'arbre, mais Koobor les faisait tomber en leur lançant les seaux. Deux sorciers plus fûtés arrivèrent tout de même jusqu'en haut et battirent Koobor à plate couture et lancèrent son petit corps brisé qui s'écrasa par terre.
+
+Alors que tous regardaient, ils virent le corps brisé se métamorphoser en koala et grimper à l'arbre tout proche. Il s'assit alors au plus haut des branches et commença à mâcher des feuilles de gommier. Koobor leur dit alors :" Vous pouvez me tuer pour me manger, mais ma peau ne peut être ni dépecée, ni mes os brisés avant que je ne sois cuit. Si quelqu'un ose désobéir, mon esprit assèchera tous les lacs et toutes les rivières, si bien que tout le monde en mourra, et il en sera ainsi de tous les koalas !".
+
+Voilà pourquoi les koalas n'ont pas besoin d'eau pour rester en vie et pourquoi les aborigènes respectent toujours l'ordre de Koobor lorsqu'ils font cuire un koala, car ils ont peur qu'ils ne reviennent et ne leur prenne toute leur eau, les laissant assoiffés pour toujours[65].
+
+Le koala était resté inaperçu lors de l'expédition de James Cook en 1770. La première mention de son existence figure dans le rapport de John Price, qui, sous les ordres du gouverneur de Nouvelle-Galles du Sud, entreprend une exploration des Montagnes bleues et décrit « un animal appelé cullawine qui ressemble à un paresseux »[66]. En 1802, l'explorateur Francis Barrallier envoie des pattes conservées dans de l'alcool au gouverneur. En 1803, des Aborigènes en apportent des exemplaires vivants au Lieutenant-gouverneur de la colonie à Port Jackson[46] et quelques mois plus tard, le Sydney Gazette en fait une description détaillée[66]. L'animal reçoit son nom scientifique seulement en 1816 (Voir "Étymologie et dénominations" ci-dessus). En 1855, un demi-siècle après sa localisation en Nouvelle-Galles du Sud, le naturaliste Wilhelm von Blandowski le trouve en Australie-Méridionale et en 1923, O. Thomas le localise dans le sud-est du Queensland. Les populations d'Australie-Méridionale ont été complètement anéanties par les Européens au début du XXe siècle.
+
+Si les premiers Européens considéraient les koalas comme une curiosité du continent australien, la situation commence à changer à partir de 1788. Les Européens prennent rapidement connaissance de la facilité avec laquelle les Aborigènes attrapent les koalas, qui font naturellement confiance à l'homme. Des centaines de milliers de koalas sont tués pour fournir la demande de fourrure de koala, un article recherché sur le marché mondial (Europe et États-Unis principalement), mais aussi en Australie, où l'on en confectionnait des couvertures de « voiture » très en vogue (15 koalas pour une couverture)[9]. Les fourrures de koalas avaient en effet la réputation d'être douces et résistantes.
+
+Entre 1907 et 1927, six saisons de chasse au koala ont été décrétées par le gouvernement australien. Des prélèvements d'envergure ont eu lieu au Queensland en 1915, 1917 et surtout en 1919, quand le gouvernement décide l'ouverture d'une saison de chasse de six mois pour les koalas et les dendrolagues, pendant laquelle un million de koalas sont tués[67]. Cette exécution de masse entraîne cependant des protestations publiques et la même année, une interdiction de leur chasse. Néanmoins, le koala continue d'être chassé en toute illégalité. En 1924, ils disparaissent d'Australie-Méridionale, sont décimés en Nouvelle-Galles du Sud, leur population tombe à 500 au Victoria. Cette même année, 2 millions de fourrures sont exportées de ces États. Le commerce de la fourrure se déplace ensuite vers le Queensland.
+
+En août 1927, le gouvernement du Queensland en mal d'électeurs, alors que la sécheresse de 1926–28 engendrait une vague de pauvreté, rouvre officiellement la chasse aux koalas. 600 000 à 800 000 koalas sont massacrés en un mois de chasse[67], ce qui provoque un soulèvement colossal de l'opinion publique. Cela a certainement été le premier problème environnemental à grande échelle qui ait rassemblé les Australiens[67]. Cette volonté désormais affichée de protéger le koala ouvre la voie à la mise en place de mesures de protection à la fin des années 1930. Mais à cette époque, jusqu'à 80 % de leurs espaces vitaux antérieurs sont déjà détruits. En 1937, le koala est déclaré espèce protégée dans toute l'Australie.
+
+L'importance commerciale des koalas est tout aussi importante de nos jours, même si elle adopte une autre forme. Les koalas sont devenus des ambassadeurs du tourisme australien. Ils sont un atout touristique tellement fort, surtout pour l'énorme marché japonais, que des tentatives par certains États fédérés d'interdiction de prendre les koalas dans les bras pour cause de stress engendré aux animaux, ont rencontré l'opposition (vaine) des autorités touristiques.
+
+Quand les populations sont en bonne santé, les koalas sauvages sont facilement observables, mais la plupart des touristes voient les koalas dans des zoos et des réserves, où il est permis de caresser, à défaut de prendre dans les bras[36].
+
+En 2014, le koala représentait 3,2 milliards de dollars de revenus touristiques[68].
+
+Alors que le koala au début de la colonisation de l'Australie n'était considéré que comme un porteur de fourrure, il est devenu au début du XXe siècle, à l'époque des nationalismes, le symbole reconnu de ce pays. En quelques années, des personnages koalas sont apparus tels que Blinky Bill et Bunyip Bluegum (en). Ils étaient pourvus de caractéristiques humaines et n'avaient que peu de respect pour les principes moraux bien tranchés. Le koala était aussi décrit comme d'un caractère libéré et amusant. Des personnages comme Blinky Bill devaient pointer du doigt les faiblesses et les contradictions de chaque individu. Le koala fait depuis office de personnification du caractère australien. De nombreux dessins et caricatures de koalas ont servi à représenter des traits de caractère répandus tels que la gloire nationale, l'hymne à la maternité, l'humilité et la fierté.
+De nos jours, le koala est un animal qui a toujours un grand impact sur l'opinion publique ; c'est un symbole des efforts de protection de la flore et de la faune australiennes. Grâce à son aspect mignon, il jouit d'une forte popularité sur tous les continents. Ses oreilles laineuses et son gros nez, mais aussi son caractère paisible et sa ressemblance à un ours en peluche renforce cette bonne disposition à son égard.
+
+Le koala est abondamment présent dans la littérature jeunesse ou enfantine :
+
+L'aspect attendrissant du koala en fait une figure recherchée par le marketing qui utilise son image, plus ou moins caricaturée, pour vendre toutes sortes d'articles, de la peluche au paquet de biscuits, en passant par diverses mascottes, des jouets ou des objets quotidiens, généralement destinés aux enfants.
+
+Aujourd'hui, la perte d'habitat et l'impact de l'urbanisation (comme les attaques des chiens ou les accidents de la route) sont les menaces les plus graves pour la survie du koala. Ces dernières années, certaines colonies ont été durement touchées par les maladies, plus particulièrement, chlamydia[71]. L'Australian Koala Foundation est la principale organisation consacrée à la conservation du koala et de son habitat, et qui fait l'inventaire de 400 000 km2 d'espaces vitaux pour les koalas et qui soumet des preuves tangibles du sérieux déclin de l'espèce dans toute sa zone naturelle de répartition[72]. Un problème supplémentaire est posé par le fait que 80 % des koalas vivent sur des terrains privés. Cela est particulièrement vrai sur la côte orientale australienne, où la spéculation immobilière fait rage. L'eucalyptus est aussi utilisé pour fabriquer du mobilier de jardin. 60 % des forêts subsistant en Australie sont composées d'eucalyptus, mais seulement 18 % de ces forêts ne sont pas bouleversées par l'abattage des arbres[61]. L'espace vital se réduit aussi par la déforestation, les mesures d'assèchement des sols et la construction de clôtures.
+
+La population de koalas de l'île Kangourou, dont les koalas ont pour particularité d’être « exempts d’infection » et à ce titre, constituaient une sorte « d’assurance » pour l’avenir de l’espèce, a été très affectée par les feux de brousse de 2019-2020, lors desquels seulement 9000 des 46 000 koalas de l'île Kangourou auraient survécu[73],[74]. Cette population consistait un élément d'autant plus crucial pour la préservation de l'espèce, qu’une grande partie de la population de koalas sur l’île-continent même a été décimée. 80% de leur habitat des koalas sur l'île a été détruit[74].
+
+De plus, l'augmentation de CO2 dans l'atmosphère entraînerait un déclin des apports nutritifs des feuilles d'eucalyptus en diminuant leur taux de protéines et en augmentant leur taux de tanins[75],[76].
+
+On estime le nombre de koalas existants avant la colonisation européenne à environ 10 millions d'individus[20]. Au début du XXe siècle, l'exploitation commerciale du koala s'est traduite par des millions de fourrures vendues à l'exportation et à la quasi-extinction de l'espèce.
+Il ne semble pas y avoir de preuves « que la chasse précoce ait eu un impact à long terme sur la population globale », estime-t-on en 2008[77].
+En 2001, le koala est repris dans la liste du rapport sur l'état de l'environnement de la Communauté australienne (Commonwealth of Australia) comme étant l'une des huit espèces nuisibles d'Australie[77].
+À l'heure actuelle, le statut est déterminé par chaque État fédéré : Queensland, Nouvelle-Galles du Sud, Victoria, Australie-Méridionale.
+L'estimation de la taille des populations ne fait pas l'unanimité. Des estimations précédentes faisaient état de 100 000 koalas et plus, mais ce chiffre semble fortement exagéré pour l'Australia Koala Foundation. En effet, d'autres estimations concluent à un déclin de 50 à 90 % de la population globale de koalas. Le chiffre réel devrait se situer entre 43 000 et 80 000 individus[20].
+
+Mise en œuvre d'une stratégie nationale pour la conservation du koala
+Renouvellement des modèles d'évaluation de la diversité des habitats préférés des koalas
+Enquêtes régionales et locales de distribution, des préférences d'arbre, des habitats critiques 
+Mise en œuvre de plans de gestion régionaux
+Gestion des populations pour éviter le surpatûrage
+Soutien positif de la société civile dans la gestion du koala
+
+en vertu d'une loi à portée universelle
+
+L'Australian Koala Foundation estime pour sa part qu'il reste environ 100 000 koalas dans la nature[85].
+Elle avait déjà averti pour 2008 que si aucune mesure de protection efficace n'était prise, les koalas seraient dans une situation critique et dès lors menacés d'extinction. 
+D'après un rapport de l'UICN de décembre 2009 pour la Conférence de Copenhague de 2009 sur le climat, le koala serait l'un des animaux les plus menacés par le réchauffement global[86]. En 2013, une étude de l'université de Sydney précise cette menace : les koalas ont besoin d'autres arbres que les eucalyptus pour survivre à des températures plus élevées, des canicules et des sécheresses[87].
+
+Contrairement à la situation sur la plus grande partie du continent, où les populations déclinent[72], les koalas, comme beaucoup d'autres espèces, peuvent entraîner une explosion démographique dans des petites îles ou des régions isolées où ils ont été introduits[88].
+
+Sur l'île Kangourou en Australie-Méridionale, les koalas introduits il y a quelque 90 ans ont prospéré en l'absence de prédateurs et de concurrence. Combiné à une impossibilité de migrer vers de nouvelles zones, cela a entraîné une surpopulation insupportable qui menace l'écosystème unique de l'île. Plus particulièrement, les gommiers blancs, endémiques à l'île ont été pillés par le koala plus rapidement qu'ils ne pouvaient se régénérer, mettant par là-même en péril les oiseaux locaux et les invertébrés qui dépendent de ces arbres. Au moins une population isolée de gommiers aurait été éradiquée.
+
+Alors qu'on avait suggéré la chasse pour en réduire le nombre et que le gouvernement australien envisageait sérieusement une telle éventualité en 1996, une opposition farouche aussi bien nationale qu'internationale s'est exprimée et l'espèce est restée protégée. La popularité du koala rend certainement toute chasse politiquement improbable, vu les conséquences touristiques et l'impact électoral négatifs. En lieu et place, des programmes de stérilisation et de transfert ont eu un succès limité dans la réduction des effectifs jusqu'à présent et restent coûteux. Une alternative proposée à la méthode complexe de stérilisation, où l'animal doit d'abord être capturé, serait d'injecter des implants hormonaux à distance à l'aide de fléchettes.
+
+La réduction des variations génétiques sont un problème potentiel dans la gestion des populations de koalas[89].
+Avec les épisodes historiques d'effondrement des populations, les transferts et la fragmentation des territoires, c'est surtout dans les États du sud de l'Australie que le problème se pose, plus particulièrement dans le sud-ouest du Queensland où la fragmentation est très importante. Pour l'instant, cette faible variation n'a pas eu de répercussions prouvées scientifiquement sur les populations[90].
+
+En 1890, l'exploitation commerciale est interdite dans le Victoria. À la suite de l'extinction de l'espèce en Australie-Méridionale en 1920, le koala est introduit sur l'île Kangourou et quelques autres localités sur le continent, pour créer des populations de réserves.
+
+En 1927, le Queensland met fin aux permis de chasse.
+
+Depuis 2012, le Koala est listé au titre du "Environmental Protection Biodiversity Conservation
+Act 1999". Les populations protégées sont celles du Queensland, de la Nouvelle Galle du sud et du territoire de la capitale. (Les mesures de protections sont mises en place par les états concernés)
+
+Des conseils municipaux de zones à l'urbanisation galopante ont pris des mesures pour préserver l'espace vital des koalas, entre autres au Victoria: ville de Ballarat[91],[92], comté de la chaîne Macedon[93] et Glenelg Hopkins Catchment Management Authority (en)[92] et au Queensland :Région de la baie Moreton, ville de Redland (en).
+
+L'état doit légalement tenir compte des habitats du Koala lors de la planification des projets d'infrastructures.
+La perte d'habitat, occasionnée par les projets d'infrastructure, doit être compensée, ceci soit par une compensation financière soit directement en replantant des arbres pour restaurer l'habitat des koalas (une combinaison des deux est possible).
+L'état achète des terrains et signe des contrats de gestion avec les propriétaires fonciers dans les zones prioritaires pour leur conservation[94].
+
+La stratégie de cet état se décline en plusieurs points :
+
+Les premiers koalas à être maintenus en captivité le sont en 1920, au Koala Park de Sydney pour être exposés au public. Depuis, ils sont de plus en plus montrés dans des enclos d'exposition.
+
+Comme pour la plupart des animaux endémiques de l'Australie, le koala ne peut être détenu légalement comme animal particulier en Australie ou partout ailleurs. Les seules personnes habilitées à garder des koalas sont les professionnels de la protection de la nature et occasionnellement les chercheurs scientifiques. Ils reçoivent à cet effet des permis spéciaux, mais doivent les relâcher dans la nature dès qu'ils vont mieux ou alors, quand il s'agit de juvéniles, dès qu'ils sont assez âgés[52].
+
+Dans les parcs zoologiques, les koalas ne sont que très rarement montrés en dehors d'Australie, ce qui est dû à la difficulté de mettre à la disposition des animaux suffisamment d'eucalyptus adaptés. Il est en effet essentiel de bien comprendre leurs préférences alimentaires.
+Afin de pourvoir aux besoins des koalas, les zoos doivent mettre en place une plantation d'eucalyptus. Pour chaque koala, le besoin est de 500 à 1000 arbres de cinq ou six espèces différentes. Il faut planter les arbres quatre à six ans avant d'accueillir les koalas[20]
+En enclos, les koalas ne peuvent pas particulièrement exprimer leur disposition à vagabonder, car ils se retrouvent dans des conditions restreintes et à la densité bien plus haute que dans la nature. Ils montrent encore malgré tout certains traits de comportements similaires à leurs congénères sauvages tels que la territorialité et la hiérarchie des mâles.
+Les femelles ont une tendance accrue à s'accoupler entre elles en captivité. Les koalas se laissent dans la plupart des cas facilement réintroduire dans la nature.
+
+Le Zoo de San Diego occupe une place particulière, car son programme d'élevage des koalas est le plus fructueux en dehors d'Australie. Il a accueilli des koalas dès 1925, a enregistré sa première naissance en 1960 et en comptabilise plus d'une centaine depuis 1976. Il faut dire que le zoo fait pousser 35 espèces d'eucalyptus et offre à ses koalas au moins quatre espèces différentes par jour. Fort de ce succès, le zoo a lancé un programme de prêt pour l'éducation et la conservation. Des koalas sont prêtés aux zoos du monde entier qui disposent de programmes similaires. En partenariat avec la Fondation australienne pour les koalas (Australian Koala Foundation), le Zoo de San Diego produit l'Atlas de l'habitat du koala (Koala Habitat Atlas).
+
+Le système international d'information sur les espèces tient le registre actualisé de leur détention dans le monde entier.
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+Les koalas d'Europe sont tous de la sous-espèce du Queensland : Phascolarctos cinereus adustus et sont tous issus du Lone Pine Koala Sanctuary, au Queensland, Australie par l’intermédiaire d'importations directes ou d'importations d'autres zoos (tel San Diego) dont les animaux originaux sont eux-mêmes issus du Lone Pine Koala Sanctuary.
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+Il y a onze zoos publics en Europe ayant des koalas, listés ci-dessous.
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+L'Allemagne et la Belgique sont les pays d'Europe ayant le plus de zoos qui hébergent des koalas avec trois zoos chacun. L'importation européenne la plus ancienne dont les animaux sont encore vivants est celui du Zoo de Lisbonne en 1991.
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+L'Europe a eu deux sous-espèces de koalas à travers le temps. Le Koala de Nouvelle-Galles du Sud, qui n'est plus hébergé dans aucun zoo d'Europe, et le nettement plus commun Koala du Queensland encore présent en Europe. La première importation de Koalas datée en Europe se serait passée en l'an 1880 et était dirigé vers le Zoo de Londres où le dernier animal de cette importation mourut en 1882 (seulement deux ans après ce qui montre le manque de connaissance sur la façon de garder des koalas captifs que les zoos avaient à cette époque), ces koalas-là étaient de la sous-espèce du Queensland. Parmi d'autres zoos européens notables ayant eu des koalas mais n'ayant plus cette espèce à présent nous pouvons lister les zoos suivants.
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+- Koala du Queensland (Phascolarctos cinereus adustus) : Jardin zoologique de Berlin-Friedrichsfelde (importation de San Diego, individu ayant vécu du 15/04/1994 au 17/09/1994).
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+- Koala du Queensland (Phascolarctos cinereus adustus) : le Zoo de Barcelone a eu des koalas en 1994 (provenant de San Diego).
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+- Koala du Queensland (Phascolarctos cinereus adustus) : le seul zoo ayant eu des koalas en Hongrie était le Zoo de Budapest, de 2015 à 2017.
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+- Koala du Queensland (Phascolarctos cinereus adustus) : Le seul zoo ayant eu des koalas en Irlande était le Zoo de Dublin, en 1988 suivant une importation d'animaux provenant du zoo de San Diego
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+- Koala de Nouvelles-Galles du Sud (Phascolarctos cinereus cinereus) : le Zoo de Lisbonne possède toujours une paire de Koala du Queensland depuis 1991, néanmoins le zoo fut aussi l'un des deux seuls zoos en Europe à avoir quelques individus de la sous-espèce de Nouvelles-Galles du Sud (date inconnue).
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+- Koala de Nouvelles-Galles du Sud (Phascolarctos cinereus cinereus) : le Zoo de Londres est le seul zoo d'Europe avec Lisbonne à avoir eu deux sous-espèces de koala différentes. En effet, ce zoo fut l'un des deux seuls zoos en Europe à avoir quelques individus de la sous-espèce de Nouvelles-Galles du Sud (date inconnue).
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+- Koala du Queensland (Phascolarctos cinereus cinereus) : le Zoo de Londres a possédé deux femelles koalas provenant du Zoo de San Diego de 1989 à 1991.
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+- Koala du Queensland (Phascolarctos cinereus cinereus) : l'aquarium de Skanset (Skanset/Akvariet) à Stockholm a possédé deux mâles koalas provenant du Zoo de San Diego de 2005 à 2007.
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+Afrique du Sud : Zoo de Pretoria
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+L'Australie compte de multiples zoos et réserves naturelles où l'on peut admirer des koalas.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3032.html.txt

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+Kolkata
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+Calcutta ou Kolkata depuis 2001[Note 1] (bengali : কলকাতা, hindi : कोलकाता) est une ville du Nord-Est de l'Inde. Capitale du Bengale-Occidental, située sur la rive gauche du fleuve Hooghly, Kolkata compte 4 399 819 habitants[1] et son agglomération 14 millions[2], ce qui en fait la troisième agglomération du pays, après Delhi et Bombay, et la 14e au monde.
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+Située dans la région du delta du Gange et en grande partie bâtie sur d'anciens terrains marécageux, elle s'étire suivant une direction nord-sud sur la rive gauche du fleuve. Son climat tropical de mousson entraine d'importantes précipitations et des périodes de fortes chaleurs, renforcées par une grande pollution atmosphérique.
+
+La région de Calcutta est habitée depuis plus de deux millénaires[3],[4]. La Compagnie anglaise des Indes orientales, qui consolidait ses activités commerciales dans le Bengale, commence la construction de la ville vers 1690. Elle en devient le siège, avant de devenir la capitale des Indes britanniques puis du Raj britannique, de 1773 à 1912. Calcutta conserve une partie de cet héritage colonial au travers de monuments comme le Victoria Memorial et la cathédrale anglicane Saint-Paul. Elle perd son statut au profit de New Delhi, construite à partir de 1911 à proximité de l'ancienne capitale moghole pour accueillir les institutions gouvernementales. Calcutta bénéficie d'une croissance industrielle rapide à partir des années 1850, particulièrement dans le secteur textile. Au cours du XXe siècle, sa population passe d'environ 100 000 habitants à plus de 14 millions d'habitants.
+
+Marquée par une importante pauvreté et l'existence d'immenses bidonvilles, la ville est connue pour avoir abrité la fondation en 1950 de la congrégation religieuse des Missionnaires de la Charité par Mère Teresa, qui décède à Calcutta en 1997.
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+Centre culturel du Bengale et de l'Inde orientale, la ville accueille de nombreuses universités et institutions culturelles, comme la Société asiatique de Calcutta, le Musée indien ou la Bibliothèque nationale d'Inde. Elle possède également une industrie cinématographique dynamique et de nombreuses équipes sportives. Le Salt Lake Stadium, où évoluent les principaux clubs de football de la ville, était le deuxième plus grand stade au monde[5].
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+Le mot « Kolkata » vient du bengali কলিকাতা (kalikātā), le nom de l'un des trois villages qui existaient au moment de l'arrivée des Britanniques[6].
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+Plusieurs explications existent quant à l'origine de ce mot :
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+Bien que le nom se soit toujours prononcé « Kolkata » [ˈkolkat̪a] ou « Kolikata » [ˈkɔlikat̪a] en bengali, la forme anglicisée « Calcutta » était le nom officiel de la ville jusqu'en 2001, lorsqu'elle est devenue « Kolkata »[9].
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+La ville se trouve dans la partie orientale de l'Inde, dans la région du delta du Gange, à une altitude comprise entre 1,5 m et 9 m au-dessus du niveau de la mer. Elle est située à 246 km à l'ouest-sud-ouest de Dacca, au Bangladesh, à 469 km au sud-est de Patna, à 623 km à l'est-sud-est de Varanasi, à 1 303 km à l'est-sud-est de New Delhi et à 1 560 km au nord-est de Bangalore. Les villes de Hong Kong en Chine, de Tamanrasset dans le désert du Sahara et de La Havane à Cuba sont situés à des latitudes comparables dans l'hémisphère nord.
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+La ville s'étire suivant une direction nord-sud sur la rive gauche du fleuve Hooghly. Elle s'est en grande partie développée sur d'anciens terrains marécageux. Les marais qui subsistent, connus sous le nom de marais de Calcutta Est, ont été déclarés zone naturelle d'importance mondiale.
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+À l'instar de la majeure partie de la plaine indo-gangétique, le sol de Kolkata est essentiellement composé d'alluvions. La ville est construite sur des couches de roches sédimentaires d'âge quaternaire constituées d'argiles, de limons, de sables et de graviers plus ou moins grossiers. Ces sédiments sont pris en sandwich entre deux couches d'argiles situées respectivement entre 250 m et 650 m de profondeur pour l'une et entre 10 m et 40 m de profondeur pour l'autre. La ville se trouve dans une zone de sismicité de niveau 3 sur une échelle allant de 1 à 5 établie par le « bureau des mesures indien » pour évaluer le risque de survenue d'un tremblement de terre de magnitude élevée en un lieu donné.
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+Les infrastructures comprennent :
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+Calcutta a un climat tropical de mousson correspondant au type Aw de la classification de Köppen. La température moyenne annuelle est de 26,9 °C. Les mois avec les températures les plus élevées sont mai et juin et les mois avec les températures les plus basses sont décembre et janvier. La température la plus haute enregistrée est de 43,9 °C et la plus basse de 5,0 °C (le gel y est donc inconnu). La majeure partie des précipitations reçues sont dues aux perturbations en provenance du golfe du Bengale responsables des pluies de mousson survenant entre juin et septembre. On compte 2528 heures d'ensoleillement par an pour la ville, le mois le plus ensoleillé étant celui de mars. La pollution est un problème majeur à Calcutta. Le taux de particules en suspension dans l'air est en effet élevé si on le compare à celui d'autres villes indiennes. Cette pollution est à l'origine du smog et de la brume sèche qui affectent fréquemment la ville. Cette forte pollution de l'air serait responsable d'un grand nombre de cancers du poumon.
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+La découverte et l'étude archéologique de Chandraketugarh, à 35 km au nord de Kolkata, fournissent la preuve que la région dans laquelle se trouve la ville a été habitée depuis plus de deux millénaires[3],[4].
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+En 1689, la place de Calcutta est cédée par le grand Moghol Aurangzeb à la Royal Navy pour le compte de l'East India Company.
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+La ville a été la capitale du Raj britannique jusqu'au début de la construction de New Delhi en 1911. L'histoire enregistrée de Kolkata a commencé en 1690 avec l'arrivée de la Compagnie des Indes anglaise, qui consolidait ses activités commerciales dans le Bengale. On a pendant longtemps accepté que Job Charnock, un administrateur qui a travaillé pour la Compagnie des Indes, était le fondateur de la ville[10]. En réponse à une pétition publique, la Haute Cour de Calcutta a statué en 2003 que la ville n'a pas de fondateur[11].
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+Elle fut le siège de la Compagnie anglaise des Indes orientales avant de devenir la capitale des Indes britanniques de 1773 à 1912. Centre du contrôle de la compagnie pour le Bengale depuis 1757, Calcutta profita d'une croissance industrielle rapide à partir des années 1850, particulièrement dans le secteur textile, malgré la pauvreté de la région environnante.
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+Au cours des 150 années suivantes, la population de Calcutta passa de 117 000 à 1 098 000 habitants (banlieues comprises), pour atteindre aujourd'hui une population métropolitaine de plus de 13,2 millions. Marquée par une importante pauvreté, la ville voit la fondation en 1950 de la congrégation religieuse des Missionnaires de la Charité par Mère Teresa, qui meurt à Calcutta en 1997.
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+Calcutta était la ville la plus peuplée d'Inde jusque dans les années 1980, quand elle a été dépassée par Bombay.
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+Calcutta est un centre industriel et un port fluvial important. Les industries traditionnelles sont le traitement du jute (80 % de la production indienne), même si la partition des Indes a enlevé à la ville une partie de ses ressources ; l'exportation du thé (Darjeeling) se trouve dans le Bengale-Occidental, l'exploitation du minerai de charbon. Calcutta abrite aussi des usines pharmaceutiques et chimiques et des verreries.
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+Calcutta est une importante ville culturelle, les Bengalis jouant traditionnellement le rôle des intellectuels de l'Inde. Entre autres artistes, l'écrivain Rabindranath Tagore est originaire de la ville, où il a passé une grande partie de sa vie.
+Le célèbre économiste Amartya Sen, lauréat du prix Nobel d'économie en 1998, est une autre référence importante pour le Bengale et les Bengalis.
+
+Parmi les écrivains romanciers écrivant en anglais et les plus importants de nos jours, citons Amitav Ghosh, Amit Chaudhuri, Indrajit Hazra, Vikram Seth, Arundhati Roy, Jhumpa Lahiri — issus du Bengale (Arundhati Roy — bengalie du côté de son père). Cependant, certains de ces auteurs vivent aujourd'hui à l'étranger.
+
+De même, parmi les musiciens figure notamment Claude Loyola Allgén, compositeur suédois, natif de la ville.
+
+Calcutta abrite douze universités. Parmi elles, l'Université de Calcutta qui fut fondée en 1857. L'université de Jadavpur est connue pour sa formation solide en sciences de l'ingénieur. Calcutta Medical College est une université de médecine extrêmement réputée.
+Les facultés universitaires Saint-Xavier (St Xavier's College), fondées quelques années après l'université de Calcutta, à laquelle elles sont affiliées, ont formé les physiciens Satyendranath Bose et Jagadish Chandra Bose. Sont également sortis de cette université le statisticien Prasanta Chandra Mahalanobis et le mathématicien Raj Chandra Bose.
+La ville abrite également le Musée industriel et technologique Birla, premier musée scientifique d'Inde.
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+Pont de Vidyasagar sur la Hooghly.
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+Indian Museum.
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+Temple Jain de Sheetalnathji.
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+Salt Lake Stadium.
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+Cathédrale anglicane Saint-Paul.
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+Pont de Howrah sur la Hooghly.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

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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 »
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+En pratique : Quelles sources sont attendues ? Comment ajouter mes sources ?
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+Cologne (en allemand : Köln, en  kölsch : Kölle) est une ville de l'Ouest de l'Allemagne, en Rhénanie-du-Nord–Westphalie. Avec presque 1,1 millions d'habitants en juin 2019, Cologne est la plus grande ville du Land, devant Düsseldorf et Dortmund, et la quatrième ville d'Allemagne par sa population, derrière Berlin, Hambourg et Munich. Traversée par le Rhin, son agglomération de plus de deux millions d'habitants constitue le sud de l'aire métropolitaine Rhin-Ruhr, au cœur de la mégalopole européenne. La ville est notamment célèbre pour sa cathédrale, classée au patrimoine mondial de l'Unesco, ainsi que pour l'eau de Cologne.
+
+Fondée par les Romains, qui en firent la capitale de la province de Germanie inférieure, Cologne est la plus ancienne des grandes villes allemandes, ce dont témoigne un important patrimoine antique. Sa situation géographique favorable dans la vallée du Rhin en fait depuis le Moyen Âge un carrefour important en Europe. De tradition catholique, Cologne devient dès le XIVe siècle un important centre culturel grâce à son université — aujourd'hui parmi les plus anciennes au monde. Archevêché, membre de la Ligue hanséatique, elle acquiert le statut de Ville libre d'Empire en 1475. Annexée par la France de 1801 à 1815, puis sous domination prussienne, Cologne est occupée après la Première Guerre mondiale et est victime de 262 bombardements alliés entre 1940 et 1945. Après avoir perdu 95 % de sa population, la ville est reconstruite et de nombreux bâtiments sont restaurés à l'identique.
+
+À l'image de l'Allemagne de l'Ouest, la ville connaît un « miracle économique » (Wirtschaftswunder) et voit sa population s'accroître. Cologne accueille aujourd'hui de nombreux sièges sociaux d'entreprises, ainsi que des évènements d'ampleur internationale dans la Koelnmesse, comme les salons Gamescom et Photokina. Ville touristique, elle dispose d'un important patrimoine religieux (l'église Saint-Martin, les douze basiliques romanes) et de musées (le musée Ludwig, le Musée romain-germanique). Le pont Hohenzollern est en outre le pont ferroviaire le plus fréquenté d'Allemagne. Enfin, l'urbanisme de Cologne est en pleine mutation et comporte deux nouveaux quartiers issus d'une opération de rénovation urbaine et destinés à accueillir des entreprises dans les nouvelles technologies : MediaPark et Rheinauhafen — ce dernier étant en cours d'aménagement.
+
+Électorat de Cologne 953-1288
+ Saint-Empire (Ville libre) 1288-1797
+ République cisrhénane (Roer) 1797-1802
+ République française (Roer) 1802-1804
+ Empire français (Roer) 1804-1815
+ Royaume de Prusse (Province de Juliers-Clèves-Berg) 1815-1822
+ Royaume de Prusse (Province de Rhénanie) 1822-1918
+ République de Weimar 1918-1933
+ Reich allemand 1933-1945
+ Allemagne occupée 1945-1949
+ Allemagne 1949-présent
+
+La ville doit son nom de Cologne à l’impératrice romaine Agrippine, épouse de l'empereur Claude, qui éleva son lieu de naissance au rang de colonie en l’an 50, sous le nom de Colonia Claudia Ara Agrippinensium. Les Romains y tenaient une garnison et des voies romaines convergeaient vers un pont de bateaux sur lequel transitait un important commerce avec toutes les régions de la Germanie.
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+En raison de son importance stratégique sur le limes rhénan et de la présence de l'armée — grande consommatrice de produits et de techniques — et de la clientèle germanique, l’endroit attira de nombreux marchands et devint un foyer d’artisanat et de commerce.
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+Centre militaire, la ville fut la résidence de l'empereur gaulois Postume de 260 à 268, et le lieu de l'usurpation éphémère de Silvanus en 355.
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+Les Romains introduisirent le christianisme à Cologne, qui devint siège épiscopal à partir du IVe siècle.
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+La ville garde quelques vestiges de son passé romain :
+la mosaïque de Dionysos et la mosaïque des Philosophes dans le Musée romain-germanique,
+des restes de remparts romains,
+des vestiges de l’aqueduc de l'Eifel qui amenait l’eau d'une source distante d'une centaine de kilomètres jusqu’à la ville,
+des vestiges d'un entrepôt romain qui peuvent se visiter dans la crypte de l'église Saint-Martin.
+
+Les Sicambres ont habité dans la région de Cologne. Devenue siège épiscopal après sa conquête par les Francs, la ville reçoit les reliques des trois rois mages en 1164. Pour les accueillir, est fabriquée une châsse dorée et est construite la cathédrale qui couronne actuellement la ville ; elle fut commencée en 1248 et consacrée en septembre 1322. La dernière pierre est apportée à la tour sud, en présence de l'empereur Guillaume Ier, le 15 octobre 1880.
+
+La chartreuse de Cologne est fondée en 1334. L'université de Cologne fut fondée en 1388 par l'archevêque de Cologne et fut supprimée sous l'occupation française en 1798. Une nouvelle université de Cologne fut fondée en 1919 par la ville de Cologne et est aujourd'hui une des plus importantes d'Allemagne.
+
+L'archevêque de Cologne fut un des sept princes-électeurs de l'Empereur du Saint-Empire romain germanique depuis la Bulle d'or promulguée en 1356 par Charles IV. Membre de la ligue de la Hanse, elle acquit en 1475 le statut de Ville libre d'Empire.
+
+Au XVIe siècle, le siège de l'archevêché fut disputé entre les partis catholiques et protestants donnant lieu à une guerre de 1583 à 1588, dénommée guerre de Cologne.
+
+Dans les années 1680, s'est organisé un mouvement de protestation contre le népotisme rampant, la fraude et la corruption du gouvernement de la ville. Le leader était Nikolaus Gülich (de), (né le 30 octobre 1644, † 23 février 1686). Le peintre Johann Michael Hambach en était un disciple enthousiaste et lorsque la rébellion fut réprimée en 1686 par l'ancien gouvernement, Hambach fut tenu pour responsable par le conseil municipal et l'empereur d'être l'un des insurgés ("einer der Tumutuanten", Merlo 1895)[2].
+
+En 1794, les armées révolutionnaires françaises entrent dans la ville, qui devient trois ans plus tard chef-lieu de district du département Roer lors de la création de celui-ci au sein de la République cisrhénane. Cette dernière est annexée en 1801 à la république française et le restera jusqu'à la chute du Premier Empire en 1814. Durant ces vingt années, Cologne reçoit donc l'influence réformatrice française.
+
+En 1815, le congrès de Vienne place la ville sous domination prussienne qui devient le chef-lieu de la province de Juliers-Clèves-Berg, avant de devenir en 1822, chef-lieu de district de la province rhénane.
+
+Sous l'Empire allemand, les forts « von Biehler » sont érigés en grand nombre en 1873 par Hans Alexis von Biehler, ainsi que la forteresse de ceinture de Cologne.
+
+Après la Première Guerre mondiale, la ville, comme toute la Rhénanie, est occupée par les forces alliées durant les années 1920, notamment le British Army of the Rhine (« Armée britannique du Rhin »).
+
+Durant la Seconde Guerre mondiale, le 30 mai 1942, les Alliés effectuent leur premier 1 000 Bombers' Raid sur la ville.
+
+C'est le début d'une offensive de trois ans sur les grandes villes allemandes. Selon le général Arthur Harris, il fallait briser le moral et le potentiel industriel de l'ennemi par des bombardements stratégiques massifs.
+
+Les séries de raids destructeurs sur Cologne laisseront en 1945 la ville dans un état de grande ruine. La cathédrale reste debout, mais sa voute est détruite. Elle sera restaurée en 1950.
+
+La ville est l'objet d'une attention des médias du monde entier après une vague d'agressions sexuelles collectives, de vols, de braquages et au moins deux cas de viol — tous dirigés contre des femmes — qui touchent principalement la ville rhénane durant les célébrations du Nouvel An le 31 décembre 2015[3].
+
+Du 5 au 21 mai 2017, la ville accueille avec Paris le Championnat du monde de hockey sur glace.
+
+Cologne est la plus ancienne des grandes villes allemandes.
+
+Cologne est subdivisée en neuf arrondissements municipaux (Stadtbezirke) et 86 quartiers (Stadtteile) :
+
+Église Grand St-Martin
+
+Maison Farina, Musée du Parfum
+
+Le Kranhaus, avec la Cathédrale de Cologne.
+
+Cologne possède une remarquable série de douze grandes basiliques romanes de style rhénan, situées pour la plupart à l'extérieur de l'enceinte romaine (construite au Ier siècle ap. J.-C.), mais à l'intérieur de la plus grande enceinte médiévale (le Ring):
+
+Dans le vocabulaire architectural, le terme basilique désigne une église sans transept. La basilique est la forme primitive et fondamentale du temple chrétien. À la différence de la basilique civile romaine, on y pénètre par le pignon (le petit côté).
+
+Le carnaval de Cologne est presque aussi ancien que la ville. On le qualifie de 8e merveille du monde ou la 5e saison, tant il est extraordinaire. Dans l'Antiquité, les Grecs et les Romains célébraient en l'honneur de Dionysos et Saturne de joyeuses fêtes de printemps, où abondaient le vin, les femmes et les chants. Les Germains, quant à eux, fêtaient le solstice d'hiver. Plus tard, les Chrétiens reprirent ces coutumes païennes. Le début du carême précédant Pâques était célébré par le carnaval - carne vale signifiant « au revoir à la viande ! ».
+
+Au Moyen Âge, les réjouissances carnavalesques, toujours accompagnées de déguisements insolites, revêtaient souvent des formes exacerbées, au grand dam du Conseil et de l'Église de la ville. Interdictions et arrêtés étaient d'un piètre secours ; la fête se déroulait dans un tumulte et une ivresse sans bornes. Outre le carnaval traditionnel qu'organise le Comité des fêtes depuis 1823, il en existe un autre qui s'est développé dans les années 1980 et qui, entre-temps, est devenu traditionnel.
+
+L'université de Cologne, fondée au XIVe siècle, reste une des plus importantes d'Allemagne avec environ 48 000 étudiants. La cathédrale de Cologne appartient au patrimoine mondial de l'UNESCO.
+
+La ville est assez cosmopolite : 17,4 % de sa population n'est pas de nationalité allemande. Environ 120 000 musulmans vivent à Cologne[4]. En 2007, la construction d'une mosquée de 2 000 places dans le quartier d'Ehrenfeld suscite de nombreuses polémiques. Il y a aussi une importante minorité kurde.
+
+Une des spécialités de Cologne est la « Kölsch », une sorte de bière blonde assez légère servie dans des verres étroits de 20 cl, parfois 30 cl. Le mot Kölsch désigne aussi le dialecte de la ville.
+
+Une autre spécialité est l'eau de Cologne (Kölnisch Wasser).
+
+Le 3 mars 2009, le bâtiment des archives municipales (construit en 1971) s'est effondré, entraînant la mort de deux personnes et la disparition de documents, comme des manuscrits du Xe siècle, des exemplaires originaux de partitions de Jacques Offenbach et Richard Wagner, ainsi que des originaux de l'écrivain Heinrich Böll.
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+De nombreuses entreprises siègent à Cologne, notamment dans :
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+Cologne est très bien desservie par les transports publics avec un réseau dense de métro léger.
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+Cologne possède plusieurs gares :
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+Cologne a également un service de train Thalys pour se connecter à des villes dans différents pays telles que Bruxelles et Paris.
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+Pour le transport aérien, Cologne possède un aéroport : l'aéroport Konrad Adenauer.
+Le transport, avec la compagnie aérienne Lufthansa, ainsi que l'entreprise postale UPS y a son principal site de transit européen.
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+La ville de Cologne possède un boulevard périphérique. Celui-ci a été posé au cours de la fin du XIXe siècle et au début du XXe il est aujourd'hui encore complété et élargi. Son développement est issu des travaux d'architectes et de designers urbains tels que Karl Henrici, Josef Stübben et Fritz Schumacher.
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+En 1933, au début du Troisième Reich, la ville de Cologne accueille le 25e congrès mondial d’espéranto, langue dont l’objectif est la communication internationale.
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+Cologne possède plusieurs orchestres de renom :
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+Victor Hugo l'évoque dans ses lettres fictives de récit de voyage Le Rhin (1842).
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+Cologne est l'une des six villes européennes qui ont créé un "jumelage en cercle" (Ringpartnerschaft) pour la première fois en 1958. Cet acte, qui a lieu immédiatement après la création de la Communauté économique européenne, avait pour but de soutenir la cohésion européenne en concluant un partenariat avec chacun des autres États membres. En 1993, le partenariat entre les villes de Cologne, Turin, Liège, Esch-sur-Alzette, Rotterdam et Lille a été réaffirmé[5].
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3034.html.txt

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+République du Kosovo
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+(sq) Republika e Kosovës
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+42° 40′ N, 21° 10′ E
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+modifier
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+Le Kosovo (en albanais : Kosova ou Kosovë, en serbe : Kosovo, Косово), en forme longue la république du Kosovo (en albanais : Republika e Kosovës, en serbe : Republika Kosovo, Република Косово), également appelé officiellement par les autorités serbes Kosovo-et-Métochie (en serbe : Kosovo i Metohija, serbe : Косово и Метохија)[8], est un territoire au statut contesté situé en Europe du Sud, plus particulièrement dans les Balkans et en ex-Yougoslavie.
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+Sa déclaration d'indépendance le 17 février 2008, avec Pristina comme capitale, est constestée par la Serbie pour qui il s’agit d’une province autonome, et n’est reconnue ni par l’Organisation des Nations unies, ni par l’Union européenne. En mars 2020, sur les 193 membres souverains des Nations unies, 92 figurent sur la liste des États qui ont reconnu l'indépendance du Kosovo, 96 pays sont contre et cinq autres se sont abstenus[9],[10].
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+Le gouvernement kosovar exerce de facto son pouvoir sur la majorité du territoire ; sa partie nord, 15 % de la région avec une population à majorité serbe[11], est contrôlée par les Serbes du Kosovo et revendique son maintien au sein de la Serbie[12]. Un échange territorial avec la vallée de Preševo/Preshevë, peuplée d'une majorité d'Albanais est régulièrement évoqué[13],[14],[15],[16],[17] afin de régler le conflit.
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+Ce territoire à majorité albanaise et ayant une minorité serbe a appartenu à différents États lors de son histoire. Enlevé à Byzance par la Serbie en 1170, le territoire est occupé par l'Empire ottoman en 1459 et fait de nouveau partie de la Serbie depuis le traité de Bucarest de 1913 mettant fin à la deuxième guerre balkanique, puis devient, après la Seconde Guerre mondiale une province autonome de la Serbie au sein des différentes Yougoslavies, avant d'être placé sous administration de l’ONU le 10 juin 1999 en vertu de la résolution 1244 des Nations unies reconnaissant l'intégrité territoriale de la Serbie, à la suite des violents conflits qui ont opposé les autorités serbes aux séparatistes albanais et à des bombardements de l'OTAN lors de l'opération force alliée à la fin des années 1990. Depuis les accords de paix de Koumanovo, datés du même jour, une force de l’OTAN, la KFOR, assure la paix et l’ordre dans cette région.
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+La région possède différentes dénominations. Le nom Kosovo est parfois francisé en Kossovo[18], parfois conservé sous la forme albanaise Kosova[19], autrefois francisé en Cossovie[19],[20] (adjectif : cossovar[19]) ; d'autres variantes sont parfois utilisées : Kasova, Casova[21],[22], Casoua. Le nom antique de Dardanie[19],[20] est de plus en plus employé.
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+Le terme « Kosovo », en serbe, désigne la vaste plaine constituant la partie orientale du pays telle qu’on la connaît actuellement. Le terme se rapporte à la bataille de Kosovo Polje, où l'armée serbe combattait les Ottomans qui voulaient occuper la Serbie[23]. Kos signifie « merle » en serbe (à rapprocher du grec ancien κόσσυφος / kóssuphos) et -ovo est un suffixe serbe indiquant l'appartenance. Kosovo signifie donc « des merles », Kosovo Polje se traduisant par « Champ des Merles ».
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+Une autre étymologie dériverait le terme Kosova ou Kosovo du turc ancien « Koh- soh- vah » signifiant aussi « Champ des Merles »[24].
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+Les Illyriens apparaissent au XXe siècle av. J.-C., à une époque charnière entre l’âge du bronze et l’âge du fer. Ils constituent un royaume englobant une grande partie de la région balkanique. Les Illyriens sont considérés par certains auteurs comme les ancêtres directs, tant par leur culture que par leur langue, des actuels Albanais. Les Illyriens étaient divisés en plusieurs clans : les Taulantes, Ardianes, Dardaniens, etc. L'actuel Kosovo se trouvait alors essentiellement compris dans la région peuplée par les Dardaniens qui vivaient aussi dans une partie de l’actuelle Albanie du nord, du sud de la Serbie et du nord de la Macédoine du Nord jusqu’aux environs de Skopje. Après la conquête romaine, survenue aux alentours de 28 av. J.-C., les Dardaniens sont progressivement romanisés et l’ancienne colonie grecque de Naissus (actuelle Niš), située en Dardanie orientale, devient un carrefour stratégique de la province romaine de Mésie supérieure. Elle est même la ville natale de l’empereur Constantin qui fera de la Dardanie une province romaine à part entière en 284.
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+La chute de l’Empire romain marque le début de nombreuses invasions barbares slaves dans la péninsule balkanique, qui touchèrent aussi bien la Dardanie que les autres régions des Balkans. Dès le Ve siècle, des tribus déferlent en masse, parvenant à s’implanter jusqu’en Thessalie, et ce dans l'ensemble des Balkans, certaines tribus étant même allées jusque dans le Péloponnèse. En cette même période, les Avars s’installent dans la contrée et asservissent vers le sud[pas clair], en conquérant la majeure partie de l’actuel Kosovo, n’échouant que devant Lipljan car confronté à de forts contingents byzantins. La Rascie, y compris ses terres méridionales, passe de nouveau sous domination byzantine après la mort de Vukan en 1115. À la fin du XIe siècle, la dynastie serbe des Nemanjić parvient à étendre considérablement à déplacer le centre de gravité des terres slaves. À la mort de Dušan en 1355 et à la suite de la dissolution de l'empire serbe, la majeure partie du Kosovo se trouve alors sous la domination du prince serbe Vuk Branković. À cette époque, associé aux territoires du prince Lazar, le pays de Vuk Brankovič devient prospère. D’anciens marchés se transforment également en villes prospères comme Pristina, Vushtrri ou encore Peć.
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+En 1371, la bataille de la Maritsa ouvre aux Ottomans la porte des Balkans.
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+Dès le milieu du XIVe siècle, les Ottomans obtiennent des Byzantins une tête de pont en Europe (péninsule de Gallipoli), puis se frayent en quelques décennies un chemin jusqu'au cœur des Balkans. Le sultan Mourad, fort de ses nombreuses conquêtes sur les anciens domaines byzantins, décide de lancer une offensive contre les pays balkaniques au printemps 1389, accompagné de ses fils Jakub et Bayezid. De l’autre côté, le prince Lazar Hrebeljanović parvient à réunir une puissante armée en ralliant ses alliés, dont Vuk Branković et le roi de Bosnie Tvrtko Ier. La bataille de Kosovo Polje, le 15 juin 1389, ou « bataille du Champ des merles » (selon sa traduction en français), marque un tournant majeur dans l’histoire du Kosovo et de la Serbie : progressivement, les princes serbes acceptent de devenir vassaux du nouveau sultan Bayezid Ier.
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+En septembre 1448, une armée de croisés et de mercenaires venus de Hongrie, de Pologne, de Valachie, de Bohême et d’Allemagne, commandée par le chevalier hongrois Jean Hunyadi, traverse la Serbie et parvient jusqu’au Kosovo. Une grande bataille s’y engage du 17 au 19 octobre 1448, contre l’armée du sultan Mourad II, au cours de laquelle les croisés subissent un terrible revers.
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+En 1455, L'Empire Ottoman fait un recensement ethnique des familles du Kosovo de façon à établir une politique de gouvernance, 46 étaient albanais et 13.000 serbes, ce document existe encore et se trouve dans les archives turques à Istanbul. Détail intéressant, le recensement turc touche aussi le nord de l'Albanie actuelle qui lui aussi est peuplé à très grande majorité de familles serbes, puisque sur 89 villages, 3 sont à majorité albanaise et 86 à majorité serbe. Le document est également connu sous le nom "habitants des terres des Brankovic"[25],[26],[27],[28]. Le recensement de 1455 indique également qu'au Kosovo, il y a 480 communes, villes et villages (voir : Defter de 1455 (en)).
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+Au Kosovo, la conversion des Serbes à l’islam commence rapidement bien qu’elle reste faible dans cette partie de l'Empire. Dans certaines régions pauvres, il arrive que des villages entiers se convertissent afin de ne plus payer le djizîa et d’autres charges. L’invasion de l’Empire ottoman met fin également au système féodal qui régnait encore dans cette région. Les Ottomans, connaissant à cette époque une expansion culturelle sans précédent, transforment le pays au moyen d’une structure sociale et administrative beaucoup plus développée. Ils installent aussi des colons albanais convertis à l'Islam dans la région.
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+En 1557, Sokollu Mehmet Pacha décide d’accorder à l’Église serbe la restauration du patriarcat de Peć. Cependant, alors que l’empire des Habsbourg est en guerre avec l’Empire ottoman, les Autrichiens prennent des mesures pour favoriser la création d’une zone militaire tampon entre les deux territoires. Après l’échec du second siège de Vienne, en septembre 1683, l’Empire ottoman reflue face aux Autrichiens qui, avec l’aide des Serbes et de tribus albanaises catholiques, traversent le Kosovo en 1689 et parviennent jusqu’à Skopje en Macédoine.
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+Jusqu'à la Grande migration serbe de 1690, le Kosovo était fortement lié au peuple serbe par son histoire et son peuplement. Si on ne peut établir clairement l'identité ethnique de la région à cette époque, on peut supposer qu'elle était en grande partie composée de Serbes et vraisemblablement déjà d'Albanais. Cependant, la grande migration de 1690 aura pour effet de vider le Kosovo d'une partie plus qu'importante de sa population serbe orthodoxe, on l'estime à 200 000 individus. Ainsi, c'est probablement à partir de cette époque que l'identité albanaise du Kosovo s'est réellement installée.
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+À l’hiver 1878, le congrès de Berlin accorde officiellement l’indépendance à la Serbie ou, plus exactement lui accorde les terres au nord du Kosovo. Quant au Kosovo, il reste dans l'Empire ottoman. Ayant étendu les frontières du nouvel État serbe aux régions de Niš, Pirot, Toplica et Vranje, plusieurs milliers d'Albanais, les Muhaxheri (réfugiés) habitant la région de Toplica près de Niš, sont chassés vers le Kosovo resté sous domination ottomane. En 1912, les États balkaniques nouvellement affranchis de l’occupation ottomane décident d’unir leurs forces afin de libérer les terres restant sous contrôle ottoman. Soutenus par la Russie, ils repoussent les Ottomans aux portes de Constantinople. Tragiquement, une nouvelle guerre a lieu en 1913 et oppose cette fois les anciens alliés : la deuxième guerre balkanique. À l’origine d’un désaccord sur le partage des précédentes conquêtes, cette guerre se solde par la victoire de la Serbie. Réunie à Londres, le 17 décembre 1912, la conférence des ambassadeurs refuse à la Serbie, sous pression de l’Autriche-Hongrie, l’accès à la mer qu’elle convoitait par la vallée du Drin (Drim en serbe) mais, sous pression française et russe, lui octroie le Kosovo et la Macédoine.
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+Après le premier conflit mondial, le 1er décembre 1918, naît le Royaume des Serbes, Croates et Slovènes, État qui se veut rassembler tous les Slaves du sud en son sein comme l’avaient imaginé certains intellectuels serbes et croates des XVIIIe et XIXe siècles. Le nouveau royaume regroupe les régions balkaniques slaves anciennement contrôlées par l’Empire austro-hongrois (Slovénie, Croatie, Bosnie-Herzégovine et Voïvodine serbe) ainsi que l’État serbe indépendant et le Monténégro qui s'était réunifié à la Serbie quelque temps auparavant. La dictature du roi de Serbie ne fait qu’amplifier les tensions nationalistes. Le Kosovo, après avoir été occupé par l’armée serbe, est incorporé au royaume et formellement rattaché au nouvel État. Le monarque, tout en matant la résistance des Kaçaks, Albanais qui résistent à cette reconquête, et des Comitadjis de Macédoine, entreprend de « désalbaniser » la région en encourageant les Albanais à partir et en y favorisant la réinstallation de familles serbes et monténégrines.
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+Le Kosovo, la Métochie et une partie du Monténégro se voient inclus dans l’État d’Albanie sous contrôle de l’Italie fasciste. Tito reconnaît à la conférence de Bujan le « droit des Albanais à l'autodétermination ». Cependant, après que Tito eut rompu ses relations avec Joseph Staline, le 28 juin 1948, le parti communiste albanais sous la direction d’Enver Hoxha prend le parti de Staline. La frontière du Kosovo avec l’Albanie est alors fermée et Tito interdit aux 100 000 serbes chassés du Kosovo pendant la 2nde guerre mondiale d'y revenir[29]. La constitution yougoslave est amendée en vue d’accorder plus de contenu à l’autonomie de Kosovo, la « province socialiste autonome du Kosovo » étant formellement déclarée depuis 1945. Cet effort culmine avec la constitution de février 1974 où la république socialiste de Serbie perd tout droit de regard sur les affaires internes du Kosovo : celui-ci est directement représenté dans les instances fédérales, « à égalité de droit » des républiques et des provinces autonomes ainsi que des peuples et des nationalités.
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+Articles détaillés : Bosnie-Herzégovine, Croatie, république serbe de Krajina, république fédérative socialiste de Yougoslavie et Yougoslavie.
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+En mars 1981, des manifestations d’Albanais réclamant le statut de république tournent à l’émeute : la répression serbe fait des dizaines de morts et des centaines de blessés du côté albanais[30]. Slobodan Milošević, devenu deuxième homme du Parti communiste yougoslave, met en œuvre deux coups de force dans les provinces autonomes et républiques liées à la Serbie : « Révolution des yaourts » en 1988 en Voïvodine et « Révolution antibureaucratique » au Monténégro en janvier 1989. Puis, il décide de supprimer l’autonomie constitutionnelle du Kosovo en mars 1989. Des chefs politiques albanais s’organisent en conséquence contre la suppression d’autonomie du Kosovo. Le 2 juillet 1990, une majorité des députés chassés du Parlement publient une « déclaration constitutionnelle » faisant du Kosovo une république. Puis, après le référendum des mois de septembre et octobre 1991, l’indépendance du Kosovo est proclamée. Ibrahim Rugova met sur pied une société parallèle au Kosovo : il remporte des élections clandestines et devient président de la république du Kosovo. Déçus par l’indifférence de la communauté internationale, certains Albanais rejettent l’autorité de Rugova.
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+En 1997, l’Armée de libération du Kosovo connue sous son acronyme UÇK (en albanais Ushtria Çlirimtare e Kosovës et en serbe Oslobodilačka Vojska Kosova) profite du pillage des arsenaux en Albanie pour s’équiper et entreprendre une campagne de guérilla : elle revendique plusieurs attentats contre l’armée et la police serbes. En réponse à ces actions, et surtout pour neutraliser son opposition par une nouvelle guerre, Milošević massacre en février et mars 1998 les familles de guérilleros présumés, provoquant une insurrection massive. Cette insurrection lui permet ensuite, sous prétexte de contre-terrorisme, de lancer une campagne de destruction de dizaines de milliers de maisons, chassant plus d'un million d'Albanais du Kosovo vers l’Albanie, la Macédoine et le Monténégro[réf. nécessaire].
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+Après leur expérience en Croatie puis en Bosnie-Herzégovine et craignant une extension du conflit à la Macédoine, les pays occidentaux décident de réagir. C'est à cette période que le gouvernement allemand présente le plan Fer-à-cheval visant à la déportation des Albanais du Kosovo, mais dont l'authenticité fait débat. Finalement, entre le 24 mars 1999 et le 10 juin 1999, l’OTAN procède à des frappes aériennes sur la Serbie (Opération Force alliée) et contraint Milošević à se retirer du Kosovo. La région passe sous l’administration des Nations unies en vertu de la résolution 1244 du Conseil de sécurité en date du 10 juin 1999. Près d’un million de Kosovars reviennent progressivement sur leurs terres et, en compagnie d'autres ONG internationales, la Centrale sanitaire suisse apporte une aide médicale à ces populations en détresse.
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+De 1999 à 2008, le statut final du Kosovo est indéterminé, ce qui paralyse son développement politique et contribue à une situation sociale tendue. En droit international, la résolution 1244, tout en affirmant le caractère provisoire de ce statut, affirme l'attachement de l'ONU à l'intégrité territoriale de la république fédérale de Yougoslavie, remplacée en février 2003 par la Serbie-et-Monténégro dont la Serbie est l'héritière politique.
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+Le 2 novembre 2005, l’ancien président finlandais Martti Ahtisaari est mandaté par l’ONU afin de superviser les négociations entre le gouvernement serbe et le gouvernement kosovar sur le statut final du Kosovo. Après le décès du président Ibrahim Rugova, figure emblématique du mouvement indépendantiste albanais, le 21 janvier 2006, des pourparlers entre le gouvernement du Kosovo, la diplomatie européenne et le gouvernement serbe prennent place à Vienne entre mars 2006 et mars 2007. Le 26 mars 2007, Ahtisaari soumet ses propositions sur le statut final du Kosovo au Conseil de sécurité des Nations unies. Il prévoit d’accorder au Kosovo le statut d’État indépendant, possédant ses propres symboles, sa constitution et son armée, sous le contrôle de la communauté internationale. Les États-Unis étaient favorables à l’indépendance de la province, alors que la Russie et la Serbie affirment que cette indépendance serait contraire au principe de l’unité territoriale de la Serbie défendu par la résolution 1244[31].
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+Le 17 février 2008, le parlement de la province, réuni en session extraordinaire, vote le texte présenté par le Premier ministre Hashim Thaçi proclamant l'indépendance du Kosovo :
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+«  Nous proclamons l’indépendance du Kosovo, État indépendant et démocratique […] À partir de maintenant, le Kosovo a changé de position politique, nous sommes désormais un État indépendant, libre et souverain[32]. »
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+Le nouveau gouvernement de la république du Kosovo n'exerce toutefois pas un contrôle réel sur la partie nord du pays, les populations d'origine serbe étant majoritaires dans les communes de Zvečan, Zubin Potok et de Leposavić et de Mitrovica. Dans les jours suivants, un certain nombre de pays dont les États-Unis, la France, l'Allemagne ou le Royaume-Uni (voir la section dédiée) reconnaissent l'indépendance du Kosovo malgré les protestations de la Serbie. Le Conseil de sécurité de l'ONU est divisé sur la question, la Russie et la Chine ayant déclaré la déclaration d'indépendance du Kosovo illégale.
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+Le 2 décembre 2008, l'accord sur le déploiement (accord établi avec l'aval de Belgrade, Moscou, l'Union européenne et les États-Unis ainsi que par l'unanimité du conseil de sécurité[33],[34]) des forces de EULEX Kosovo (décembre 2008), renforce l'idée d'une partition du Kosovo entre Serbes et Albanais ainsi que dans l'esprit de la communauté internationale. Une partie des Serbes et Albanais du Kosovo y voit aussi une solution au problème kosovar[35].
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+Lors d'une réunion du Groupe d'orientation sur le Kosovo (ISG) le 2 juillet 2012, il y[Où ?] est annoncé[Par qui ?] que le Kosovo accédera à « la pleine souveraineté » en septembre 2012[36]. Cette pleine souveraineté lui est accordée par la décision du 10 septembre de mettre un terme à la supervision de l’indépendance du Kosovo par le Bureau civil international (en) (ICO) sous l'égide du Groupe d’orientation sur le Kosovo (en) (International Steering Group, ISG)[37].
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+Dans le cadre de la possible adhésion de la Serbie à l'UE, l'UE demande à la Serbie de « normaliser » ses relations avec le Kosovo. À ce sujet, le 1er aout 2017 le spécialiste du Kosovo Nikola Tanasic, estime que :
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+« Pourtant, en 2007, l'ambassadeur allemand en Serbie Andreas Cobel a ouvertement dit que nous (les Serbes) devrions remercier l'Europe si la question du sandjak de Novipazar (une région peuplée de musulmans bosniaques située à la frontière de la Serbie et du Monténégro) et la question de la Voïvodine (une région peuplée environ à 70 % de Serbes et à 30 % de minorités diverses, qui possède un mouvement autonomiste et qui est située au nord de la Serbie) ne sont pas posées après l'indépendance du Kosovo. Ainsi les conséquences de toute concession (de la Serbie sur sa souveraineté et son intégrité territoriale) au Kosovo sont évidentes. Ceci résultera dans de nouvelles demandes et la cession de nouvelles parties de la Serbie jusqu'à ce qu'il ne reste plus rien de ce pays[38]. »
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+Le Kosovo possède une superficie de 10 908 km²[2]. C’est une région essentiellement montagneuse, avec toutefois deux plaines :
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+Cette division en deux plaines se retrouve dans le nom de Kosovo-et-Métochie, et a eu une influence dans l'histoire. Ainsi, après les guerres balkaniques (1912-1913), le Kosovo a été intégré à la Serbie, alors que l'essentiel de la Métochie a été rattachée au Monténégro.
+
+Selon le recensement de 2011 dont les résultats préliminaires ont été publiés par l'office statistique du Kosovo, la population du Kosovo est de 1,7 million d'habitants. Ces résultats sont rejetés par le gouvernement serbe[39].
+Ce résultat, nettement inférieur aux prévisions, s'explique en partie par le fait que les Albanais vivant en exil — 500 000, selon les estimations[réf. nécessaire] — n'aient pas été inclus dans les calculs, et que par ailleurs le recensement ait été boycotté par beaucoup de non-Albanais[40] et n'ait pas pu être effectué dans le nord du pays, resté sous contrôle serbe.
+
+Selon le gouvernement kosovar, 92 % de la population est albanaise, 5,3 % serbe et 2,7 % autre[41]. Selon le The World Factbook, en 2007 le Kosovo comptait 2 126 708 habitants dont 92 % d'Albanais, 6 % de Serbes, 2 % de Bosniaques, des Gorans, des Roms, des Turcs, des Ashkalis et des « Égyptiens »[42].
+
+Environ 65 % de la population a moins de 30 ans. Le pays fait face à une volonté massive d'émigration, y compris d'immigration illégale en Europe de l'Ouest[11].
+Le Kosovo a une des plus jeunes populations d'Europe.
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+Durant l'hiver 2014-2015, plus de 5 % de la population quitte le Kosovo en quelques semaines. Ce qui constitue l'un des plus forts mouvement d'exode en temps de paix[43].
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+La composition ethnique avant le XIXe siècle est sujet de débat. Le concept moderne de nationalité ou d'ethnicité fondé sur l'appartenance linguistique, religieuse et culturelle ne s'est développé qu'avec le nationalisme romantique et ne s'est répandu dans les Balkans qu'à la fin du XIXe siècle[44]. Il y a peu de données concernant la population du Kosovo au haut Moyen Âge, il existe cependant les données cadastrales établie par l'Empire ottoman mentionnant, en 1455, 13 000 habitations serbes, 46 habitations valaques et 75 habitations albanaises sur les terres de la Dynastie des Branković, représentant environ 80 % de l'actuel Kosovo[45],[46],[47]. D'autres données comme le registre du Sandjak de Shkodra (qui comprend toute la zone de Peć/Peja au Kosovo), daté de 1485 montre une majorité albanaise dans la région de Shkodra, un équilibre dans la région de Piper, Shestan, ou Altun-Ili (Gjakovë), et une minorité importante dans la zone de Peć (Peja)[48].
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+À la suite de la Grande guerre turque au XVIIe siècle, un nombre important de Serbes fuit le Kosovo. Selon la tradition serbe, il s'agirait de 200 000 à 500 000 Serbes, mais le chiffre réel semble plus proche de 40 000[44] à 60 000[49].
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+Au cours du XXe siècle, la population du Kosovo a beaucoup évolué et bien que plusieurs recensements aient été réalisés, les plus récents sont soit contestés par les Serbes (pour ceux de 1971 et 1981), soit non pertinents (le recensement de 1991 a été boycotté par la grande majorité des Albanais). La population était de 1,7 million d'habitants dont 88 % d'Albanais et 7 % de Serbes (source The World Factbook 2009).
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+Le dialecte des Albanais du Kosovo est le guègue bien que l'albanais « standard » soit maintenant largement utilisé[50],[51]. Le serbe est la langue des Serbes et est reconnu comme langue officielle par la Serbie comme par le projet de constitution des indépendantistes kosovars[52]. À côté de l'albanais, il existe un enseignement primaire et secondaire en bosnien et en turc[53].
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+Les Constitutions de la Yougoslavie (sr) successives reconnaissaient aux peuples la constituant le libre usage de leur langue, sans en donner de liste[54]. La population autochtone indigène, albanaise, a toujours rejeté cette imposition, comme d'autres impositions, car cette règle ne reflétait pas la liberté linguistique et qui était commune seulement aux Croates, aux Bosniaques, et aux Serbes[réf. nécessaire]. Selon l'écrivain et homme politique Xhafer Shatri, la Serbie a ensuite pratiqué une politique opposée à la culture et à la langue kosovare[55].
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+Du temps de la Yougoslavie, apprendre les deux langues était obligatoire, mais depuis les communautés ont des systèmes éducatifs séparés, et le bilinguisme est de plus en plus rare, malgré des initiatives locales[56].
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+Il y a d'autres langues minoritaires, comme le romani (ou rom), le bosnien ou le turc[57].
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+Plus de 95 % de la population est dite de tradition musulmane[58],[59], principalement sunnite avec une minorité bektachie[60]. L'islam n'est pleinement pratiqué que par 5 à 10 % des Albanais du Kosovo[61]. Le pays compte une minorité de catholiques romains (2,2 %[59], ou 65 000 personnes). Les relations entre catholiques et musulmans sont bonnes[61].
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+L'islam est la religion de la majorité des Albanais, des Bosniaques, des Turcs, des Gorans, et de certains Roms (les Ashkalis, Roms musulmans de langue albanaise, et ceux appelés « Égyptiens », Roms musulmans). Il y a des protestants d'implantation récente (évangéliques), et des musulmans du courant salafiste, d'implantation récente eux aussi (apporté par des musulmans du Moyen-Orient). Il y a aussi un groupe minoritaire de chrétiens catholiques (chez les Albanais). Les groupes minoritaires slaves (surtout serbes) sont surtout chrétiens orthodoxes.[réf. nécessaire]
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+Durant les années 2000, le Kosovo voit le takfirisme se développer, en grande partie en raison de l'argent des pays du Golfe, et notamment saoudiens. C'est à partir de 1999 que les organisations cartiatives et les ministères saoudiens commencent à apporter massivement leur soutien pour la reconstruction du Kosovo. 240 mosquées sont construites, et des bourses permettent aux imams de se former en Arabie saoudite, où ils sont exposés à l'islam radical, et le transmettent ensuite au Kosovo. Certaines associations saoudiennes sont accusées de payer les femmes qui acceptent de porter le voile intégral ou les familles qui inscrivent leurs enfants dans des écoles coraniques. La radicalisation touche principalement les zones rurales et les personnes jeunes et faiblement diplômées, touchées par un chômage fort élevé[62].
+
+C’est ainsi qu'en 2017, le Kosovo est le pays d’Europe qui compte le plus grand nombre de combattants de Daech par habitant[63],[64]. Au total 314 personnes sont parties combattre avec Daech ou Front al-Nosra selon les données de 2016[62].
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+Pendant la guerre du Kosovo, des dizaines d’églises sont détruites par l'UÇK[65].
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+Une fois conclu l'accord militaire technique de Kumanovo en juin 1999, le pouvoir kosovar mit en œuvre l'expulsion de plus de 220 000 Serbes, Tsiganes, Gorans et Turcs du territoire du Kosovo ; parallèlement de nombreux actes de violence sont perpétrés par la population contre les Serbes (1200 Serbes tués et 2300 kidnappés selon un rapport de l'OSCE de 2006 et la destruction de milliers de maisons et de centaines d'édifices religieux).
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+À la suite d'une rumeur selon laquelle trois enfants d'origine albanaise auraient trouvé la mort par noyade en tentant de fuir un groupe de Serbes (par la suite cette rumeur se trouva être totalement infondée après l'enquête de Human Rights Watch[66]), 51 000 albanais ont donc dans tout le Kosovo attaqué, détruit et brûlé tous les biens appartenant à la minorité serbe de façon très organisée et méthodique[66]. Le 17 et 18 mars 2004, ainsi que pendant la nuit, 550 maisons, 27 églises et monastères chrétiens orthodoxes ont été détruits. 4 100 personnes ont été chassées de chez elles, en raison de leur appartenance ethnique (des actes se rapprochant de la purification ethnique selon l'amiral Gregory Johnson, alors commandant des forces de l'OTAN pour l'Europe du Sud). Dans le village de Svinjare, 137 maisons Serbes ont été incendiées, mais toutes les habitations d'albanais sont restées intactes[66]. Dans un autre village, celui de Vučitrn, 69 maisons ashkalis ont été rasées. 100 habitations Serbes et Roms ont eu le même destin, ainsi que l'hôpital Serbe l'école Serbe et le bureau de poste. Dans son rapport réalisé en juillet de la même année[67] Human Rights Watch révèle que l'OTAN et l'ONU ont été incapables de protéger les minorités ethniques non-albanaises[66].
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+En juillet 2010, une grenade a été jetée dans la foule des manifestants serbes, faisant 11 blessés et un mort (Mesud Dzekovic, un pédiatre grièvement blessé par l'explosion « au thorax et notamment au cœur », est décédé à l'hôpital)[68],[69],[70]. Trois jours après l'attentat contre les manifestants, Petar Miletić, député serbe du Kosovo et l'un des seuls à prendre part aux institutions légitimes kosovares, reçoit une balle dans le genou à la sortie de son appartement[71]. Il est un des 10 députés non-albanophones dans les instances du Kosovo sur 120 députés.
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+Le 26 juillet 2011, les forces de polices[72] de la république du Kosovo engagent une opération ayant pour but de prendre le contrôle de la frontière du nord du pays, Jarinjë et Bernjakë. Lors de cette opération, les serbes étant bien armés ouvrent le feu sur les policiers. Dans cette offensive, le policier Enver Zymberi décède à la suite d'une balle reçue à la tête. Sont accusés pour ce meurtre et d'autres accusations lourdes, Ratomir Bozovic, Radovan Radic, Milovan Vlaskovic, Slobodan Vucinic et Dusan Jovanovic[73]
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+Depuis, le nord du Kosovo est toujours une zone sous haute tension[74]. Cette zone utilisée principalement pour la contrebande par les serbes du nord.
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+En octobre 2011, Interpol[73] a émis un mandat d'arrêt international pour Ratomir Bozovic, Radovan Radic, Milovan Vlaskovic, Slobodan Vucinic et Dusan Jovanovic. À la suite de cela en avril 2014[75], l'EULEX a mené une opération spéciale pour l'arrestation du serbe Radovan Radic et compagnie accusé d'assassinat, tentative d'assassinat, possession illégale d'armes et l'assassinat[75] de l'agent de police Enver Zymberi.
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+En janvier 2017, le gouvernement du Kosovo ordonne l'arrêt d'un train venant de son pays voisin la Serbie. Ce train, à caractère xénophobe envers l'état du Kosovo, est le premier depuis le début de la guerre de 1998 ayant fait plus de 13 000 morts. Le premier ministre serbe Alexandre Vuciq indique que ce train ne devrait pas être un problème puisque des autobus passent depuis longtemps la frontière entre les deux pays. Les forces spéciales frontalières de la république du Kosovo, ROSU, empêche le passage du dit train aux inscriptions en 21 langues du slogan politique de Milosevic depuis les années 1980 "le Kosovo c'est la Serbie". L'actuel président de Serbie a menacé de guerre le Kosovo suite à ces évènements[76]. De leurs côtés, les kosovars accusent le gouvernement serbe de vouloir créer une nouvelle mise en scène comme le cas "PANDA"[77].
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+Carla Del Ponte, ex-procureur du Tribunal pénal international pour l'ex-Yougoslavie, en quittant son poste à la Haye, accusait les principales personnalités politiques albanaises du Kosovo, dans l'ouvrage La Traque, les criminels de guerre et moi (2008)[78], de s'être livrées à des activités mafieuses, en particulier l'implication dans un trafic international d’organes prélevés à des centaines de Serbes déportés et tués[79]. Le ministère des Affaires étrangères suisse (DFAE), dont dépend Carla del Ponte, ambassadrice à Buenos Aires, prend ses distances avec ces accusations[79], tandis que l'organisation Human Rights Watch les a jugées crédibles[80].
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+En décembre 2018, le Gouvernement kosovar introduit une taxe sur tous les produits importés au Kosovo venant de Serbie et de Bosnie[81],[82],[83]. Dans un premier temps, les Serbes du Kosovo, grâce à leur réserve et à la contrebande, continuent de couvrir leurs besoins. Pour lutter contre la contrebande, les États-Unis fournissent aux Albanais kosovars plus de 150 caméras, qui sont installées le long de la frontière nord du Kosovo, une région majoritairement serbe. Dans ces conditions, à partir de juillet 2019, les Serbes du Kosovo commencent à souffrir d'un manque de médicaments et de produits alimentaires[84],[85]. Pour éviter une catastrophe humanitaire, le gouvernement albanais de Pristina envoie des camions d'aliments au nord du Kosovo, mais la population serbe, craignant d'être empoisonnée par les Albanais, refuse d'acheter les produits des camions[86],[87],[88].
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+L'indépendance du Kosovo pose la question de la viabilité de son économie, encore très dépendante de l'aide extérieure, comme le constatait dès 2006 le Centre franco-autrichien pour le rapprochement en Europe[89]. En dépit de la présence de 5 000 soldats de l'OTAN, de 1000 policiers, de juges et de procureurs de l'Union européenne, le Kosovo reste un foyer et un centre pour les activités du crime organisé, d'après un rapport de la Commission européenne de 2009[11],[90].
+
+Depuis sa création, l'activité économique du Kosovo est faible, avec un PIB par habitant parmi les plus faibles en Europe[91]. Son PIB est comparable à celui de l'Albanie, de la Moldavie et de la Bosnie-Herzégovine. En 2012, 8 % de la population du Kosovo vit avec moins d'un euro par jour et officiellement 38 % de la population est au chômage[92]. Cette situation perdure malgré les aides de l'UE et des États-Unis[93].
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+Les Nations unies qui administrent la province (et toujours le territoire de l'État autoproclamé) depuis la fin du conflit de 1999, avaient prévu un plan et des aides économiques, mais on ne peut pas parler de réussite. L’Union européenne a versé des aides assez importantes, mais les besoins restent énormes.
+
+Les problèmes économiques sont nombreux :
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+Le principal employeur du pays (et pourvoyeur de devises) reste encore la base américaine de Camp Bondsteel, la plus grande aux Balkans, faisant du Kosovo un État très dépendant économiquement des États-Unis. Ces derniers se servant de cette base stratégique comme point de contrôle de la région, et d'observation de la Russie.
+
+Le 29 juin 2009, le Kosovo est devenu le 186e État membre du FMI. Il s'agit de la première institution mondiale à intégrer le Kosovo depuis son indépendance[96].
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+Ambitionnant de rejoindre l'Union européenne, le Kosovo fait d’ores et déjà partie des pays qui utilisent de facto l'euro. L’euro est toutefois la devise qui n’est utilisée officiellement que comme monnaie de compte et de paiement par la MINUK, Mission d'administration intérimaire des Nations unies au Kosovo (la devise a succédé au Deutsche Mark initialement utilisé seulement comme monnaie de compte, avec l’accord de la Commission européenne, par la mission intérimaire depuis les accords de cessez-le-feu pour former une « administration civile transitoire » du territoire, selon la résolution 1244 des Nations unies ; cet accord concernant la seule mission n’a pas pris fin et reste donc valable concernant l’utilisation de l’euro par cette mission transitoire). En revanche, l’utilisation de la devise par le gouvernement autonome de la province n’a fait l’objet d’aucun accord, puisque le territoire est encore reconnu au niveau international comme partie intégrante de la Serbie et non comme un État indépendant.
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+De fait la monnaie officielle du territoire aurait dû encore être le dinar yougoslave (YUM) qui y avait cours officiel jusqu’en 1992, puis le dinar serbo-monténégrin (CSD) jusqu’en 2003, et maintenant son successeur le dinar serbe (RSD) toujours légal avant la proclamation unilatérale d’indépendance de 2008, bien que le gouvernement yougoslave, puis serbo-monténégrin, puis l’actuel gouvernement serbe n’aient pas pu imposer ni l’une ni l’autre de ses devises faute de pouvoir y exercer une compétence administrative tant que durera la mission transitoire des Nations-Unies. Avec le remplacement depuis fin 2008 de la MINUK par la mission européenne EULEX Kosovo au Kosovo, chargée de rétablir des relations normales avec la Serbie et instaurer un État de droit en concertation avec les autorités kosovares, la nouvelle autorité responsable de l'administration continuera d'utiliser l’euro comme monnaie de compte, mais aucune décision n’a encore été prise concernant la reconnaissance officielle du Kosovo en tant qu’État indépendant. En revanche, les régions et enclaves serbes repassant sous le contrôle serbe, utilisent le dinar serbe et non plus l’euro.
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+La Serbie (par ailleurs candidate elle-même, en y incluant encore le Kosovo, à l’entrée dans l’Union européenne) bloque donc toujours tout accord avec la Commission européenne concernant le changement de devise voulu unilatéralement par le gouvernement autonome de sa province kosovare, qui dépend donc de facto de devises étrangères dont il ne détient aucun contrôle, pour la fixation de son budget, ses investissements, le paiement de ses fonctionnaires et la gestion de sa dette (ces devises étrangères sont principalement l’euro, mais aussi le dollar américain, également utilisé à proximité de la base américaine qui fournit une activité économique essentielle au territoire, ainsi que les droits de tirage spéciaux accordés par le Fonds monétaire international qui doivent cependant être convertis en d’autres devises pour les mettre en circulation, car les DTS qui n’ont ni pièces ni billets ne peuvent avoir cours légal sur le territoire : c’est principalement en euros que le gouvernement autonome kosovar acquiert les devises qu’il met en circulation, en se fournissant sur les marchés de devises internationaux avec les DTS accordés, et la collecte des taxes locales). Mais il dit maintenant renoncer à toute reprise de contrôle du Nord et des enclaves serbes, d’autant qu’il doit renoncer aussi pour l’instant à la volonté auparavant affichée de rattachement à l’Albanie, pour préserver aussi d’autres minorités (notamment roms, macédoniennes, bulgares, roumaines, croates, bosniaques et turques), et chercher des relations apaisées aussi avec tous les pays voisins concernés (de la même façon que doivent le faire aujourd'hui aussi ces pays où résident encore nombre d'émigrés issus des flots de réfugiés), tout en convainquant sa population à grands frais que son avenir restera multiethnique.
+
+La situation budgétaire est donc plus compliquée depuis 2003 pour le Kosovo que pour le Monténégro indépendant, qui peut depuis fonder une véritable banque centrale et négocier directement avec la Commission européenne, le Fonds monétaire international et les diverses institutions monétaires internationales, ou bien se doter de sa propre monnaie pour assurer son indépendance. Ainsi, le gouvernement kosovar, autoproclamé indépendant, n’a pu créer de banque que pour gérer ses propres garanties financières, mais il ne peut déterminer sa politique budgétaire librement, ses actifs et garanties financières étant déposés auprès de banques privées ou de banques centrales étrangères, qui décident des taux d’intérêts applicables. Il ne peut pratiquement lever librement aucun emprunt (sauf auprès de sa propre population sur les marchés privés) et doit négocier en permanence avec ces banques étrangères (et avec le FMI) qui ne lui accordent des fonds que dans des conditions strictes et en imposant des garanties qui grèvent lourdement la fixation de son budget et la détermination de sa politique économique et sociale. Le gouvernement kosovar pourrait donc être à tout moment en cessation de paiement si la mission intérimaire de l’ONU ne venait pas abonder à son budget, soit en payant directement les salaires de ses fonctionnaires, soit en réalisant pour lui certains investissements.
+
+Selon la Banque centrale du Kosovo, les investissements étrangers se sont considérablement réduits[97] :
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+Le 7 juin 2013, la banque européenne d'investissement (BEI) et le Kosovo ont conclu un accord, qui s'est fait entre vice-président de la BEI, et Besim Beqaj, ministre des finances du Kosovo. Cet accord permettra au Kosovo de financer les projets importants pour le développement des transports, environnements, télécommunication et des infrastructures énergétiques[98].
+
+Le Kosovo peut compter sur une importante exploitation minière (actuellement publique) qui alimente la centrale électrique du pays.
+L'agriculture est un secteur peu productif. Les services quant à eux se développent[réf. nécessaire] assez vite. Mais dans l'ensemble, l'économie kosovare est peu développée.
+
+Le Kosovo est auto-suffisant en eau. Les rivières se jettent dans la mer Egée, la mer Noire et la mer Adriatique. Les principaux cours d'eau au Kosovo sont : i Drini Bardhë (122 km de long) dans la région de Peja, Sitnica (90 km), Bistrica e Pejës (62 km), Morava e Binçës (60 km), dans la région de Gjilan, Lepenci (53 km), près de Ferizaj et Kaçanik, Ereniku (51 km), près de Gjakova, Ibri (942 km), près de Mitrovica et Bistrica e Prizrenit (31 km), près de Prizren.
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+La principale centrale électrique du Kosovo est alimentée par le charbon, source importante de pollution de l'environnement.
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+Le réseau ferré kosovar, exploité par Trainkos sh.a, est composé de 430 km de voies ferrées, dont 333 km desservent à la fois des marchandises et des voyageurs, et 97 km ne desservent que le trafic marchandises.
+
+Le Kosovo dispose de 3 autoroutes en fonctionnement et 2 sont en cours de planification.
+
+Créée en 1999 après que les forces de la Yougoslavie aient quitté la région, la police du Kosovo est sous l'autorité du Gouvernement depuis l'indépendance de 2008 et est chargée de la protection de la population et de l'application des lois.
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+Les Forces de sécurité du Kosovo (en albanais Forcat e Sigurisë së Kosovës (FSK)) est l'armée du Kosovo, crée en 2008. De 1999 à 2009 existait l'Armée de libération du Kosovo, qui avait été mise en place juste après la guerre. À la suite de l'indépendance, le 17 février 2008, les dirigeants annoncent que le Kosovo possédera sa propre force de sécurité, nommée Force de sécurité du Kosovo (FSK). En mars 2014, le gouvernement kosovar déclare que le Kosovo doit avoir sa propre armée ; en conséquence, les forces de sécurité du Kosovo seront remplacées par une armée nationale en 2019[99].
+
+L'armée kosovare possède 4 000 hommes et 2 500 réservistes (2015).
+
+La Force pour le Kosovo est une force armée internationale chargée de la sécurité et de la liberté de mouvement depuis 1999 au Kosovo.
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+Le 11 juin 2008, le Parlement kosovar a adopté l'hymne de la république du Kosovo, composition intitulée « Europe », sans paroles afin de « respecter la nature multiethnique du Kosovo ». Le vote a été acquis dans les conditions suivantes : 72 députés ont voté pour, 15 députés ont voté contre et 5 députés se sont abstenus.
+
+Cet hymne a été composé par Mendi Mengjiqi.
+
+La culture des Albanais du Kosovo est très étroitement liée à celle des Albanais d'Albanie.
+
+Le dialecte parlé est le guègue, typique des Albanais du nord. L'éducation, les livres, les médias, les journaux, et la langue officielle des administrations se fait dans l'albanais standard, qui est proche du dialecte tosque.
+
+L'éducation est donnée pour tous les degrés de niveaux : primaire, secondaire, et universitaire. L'université de Pristina est l'université publique du Kosovo. La bibliothèque nationale (Albanais : Bibloteka Kombëtare), située dans le centre de Pristina, est la principale et la plus grande bibliothèque du Kosovo. Il y a beaucoup d'autres universités privées, telle que l'université américaine du Kosovo, et beaucoup d'écoles secondaires.
+
+Kosovafilmi est une compagnie cinématographique (production et distribution) produisant des films en albanais, créée en 1969 par des réalisateurs. Le théâtre national du Kosovo (albanais : Teatri Kombëtar i Kosovës) est le théâtre principal où des pièces sont montrées régulièrement par des artistes albanais et internationaux.
+
+En 2014, le Kosovo a présenté son premier film pour l'Oscar du meilleur film en langue étrangère, avec Three Windows and a Hanging dirigé par Isa Qosja. Le long métrage se penche sur un village qui tente de se remettre du viol de ses femmes par les forces serbes pendant la guerre du Kosovo de 1998-1999[100].
+
+En 2016, le film Shok était nominé pour l'Oscar du meilleur film en langue étrangère[101].
+
+Les chanteurs comme Rita Ora, Dua Lipa, Nora Istrefi, Shkurte Fejza, Meda[102], Shyhrete Behluli, Ilir Shaqiri, Sabri Fejzullahu, Motrat Mustafa, Dafina Zeqiri, Kaltrina Selimi, Rigels Rajku (Noizy), ou encore Ardian Bujupi, sont très populaires au Kosovo (dans la communauté albanaise).
+
+Le rappeur kosovar UniKKatiL avec son groupe TBA (TheBloodyAlboz) a tenu un grand concert le 15 juillet 2012 au stade de Fadil Vokrri, stade du FC Pristina, avec près de 25 000 personnes présentes au concert ce soir-là[103].
+
+Les Serbes considèrent le Kosovo sous un angle particulier puisqu'il abrite plusieurs monastères de l'Église orthodoxe serbe ayant une valeur spirituelle forte.
+Liste de monastères orthodoxes serbes au Kosovo :
+
+Plusieurs de ces monuments ont été placés sur la liste du Patrimoine mondial, et sur la liste du patrimoine mondial en péril[104],[105], par exemple le Patriarcat de Peć. Depuis juin 1999, près de 150 lieux de culte orthodoxe ont été pillés, incendiés, profanés ou vandalisés par des extrémistes albanais[106]. Une association Française, Solidarité Kosovo en 2004, vient en aide aux serbes du Kosovo suite au pogrom de 2004.
+
+Plusieurs fédérations sportives ont été créées au Kosovo dans le cadre de la loi sur le sport no 2003/24, mais seules quelques-unes d’entre elles ont à ce jour été reconnues comme membre à part entière par les fédérations internationales.
+Les fédérations ayant reconnu le Kosovo sont l’Association internationale des fédérations d'athlétisme (IAAF), la Fédération internationale d'haltérophilie (IWF), la Fédération internationale de tennis de table (ITTF), la Fédération internationale de softball (ISF), et la Fédération internationale de lutte associées (FILA)[107].
+
+D’autres fédérations, comme la Fédération internationale de ski (FIS) ou l’Union des associations européennes de football (UEFA), ont déclaré que la reconnaissance du Kosovo se ferait lorsque celui-ci serait reconnu par l’ONU[108]. Mais lors de son 66e Congrès, tenu à Mexico les 12 et 13 mai 2016, la Fédération internationale de football association (FIFA) accepte la Fédération kosovare de football (FFK) comme membre à part entière[109]. Cette décision fait suite à l'entrée de la FFK au sein de l'UEFA lors du 40e Congrès de la fédération européenne, tenu le 3 mai 2016 à Budapest[110]. Le Kosovo a pris part à sa première compétition officielle FIFA à l'occasion des éliminatoires de la Coupe du Monde 2018, sans pour autant réussir à se qualifier pour le Mondial russe. Elle prend ensuite part aux éliminatoires de l'Euro 2020.
+
+Les sportifs professionnels jouant au Kosovo sont peu connus du grand public. Mais de nombreux joueurs de football d'origine kosovare jouant à l'étranger sont connus : Xherdan Shaqiri, Granit Xhaka, Valon Behrami ou encore Albert Bunjaku en Suisse, Lorik Cana en France et en Italie, Astrit Ajdarević en Belgique et Suède, Adnan Januzaj en Belgique et Emir Bajrami en Suède et aux Pays-Bas.
+
+Le 5 mars, Kosovo a disputé le premier match amical, ils ont été opposés à Haïti. Le match s'est terminé par un résultat nul 0 - 0[111].
+
+Le dimanche 7 août 2016 est aussi à marquer d'une pierre blanche dans la jeune Histoire du Kosovo. Ce jour-là, la judokate Majlinda Kelmendi remporte le titre olympique en "- 52 kg", le tout premier du nouvel État, lors des Jeux de Rio[112].
+
+Le vin, au Kosovo, est une tradition ancienne mais actuellement négligée car les consommateurs et les restaurateurs ont un certain manque de connaissance dans ce domaine. Le cœur de l'industrie du vin du Kosovo se situe dans les caves Eko de Rahovec / Orahovac, où des millions de litres de vin sont produits. Le Pinot noir, le Merlot et le Chardonnay sont des vins très connus au Kosovo, qui sont exportés vers l'Allemagne et les États-Unis[113].
+
+Le 15 juin 2008 est entrée en vigueur la constitution kosovare. Elle dispose notamment que « la république du Kosovo est un État laïc et neutre en matière de convictions religieuses » et fixe comme langues officielles l'albanais et le serbe[114].
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+La partie nord du Kosovo (15 % de la province[11]), région détachée de la Serbie et rattachée au Kosovo en 1945 par Josip Broz Tito[115] (Severno Kosovo, Северно Косово en serbe, Kosova Veriore en albanais), désignée avant 1999 comme Ibarski Kolašin (Ибарски Колашин), est peuplée d'environ 50 000 habitants, majoritairement des Serbes, et est composée des communes de Zvečan, Zubin Potok et Leposavić.
+
+Depuis 1999 et le départ de l'armée et la police serbes, plus de 200 000 Serbes et Tziganes ont été contraints de quitter le Kosovo[116],[117]. Les Serbes restés au Kosovo demandent leur rattachement à la Serbie. De fait, la province est difficilement contrôlée par les autorités kosovares ; des affrontements ont éclaté en mars 2008[118],[119].
+
+Le gouvernement serbe de Boris Tadić a proposé le rattachement du Nord du Kosovo à la Serbie afin d'assurer la sécurité de la minorité serbe[120],[121], suivant la même logique que celle du séparatisme kosovar : des violences interethniques ont gravement touché la minorité serbe du Kosovo depuis 1999.
+
+Le 28 juin 2008, les Serbes de cette zone ont constitué une assemblée de Kosovo-et-Métochie dont le président du parlement est Milan Ivanović[122] (en serbe : Заједница општине Аутономнe Покрајинe Косово и Метохија).
+
+Les Serbes du Nord du Kosovo utilisent pour monnaie le dinar serbe, les plaques de leurs automobiles, leurs assurances, les factures qu'ils payent sont toutes payées à Belgrade et non à Pristina. D'un point de vue juridique et administratif, ils ne dépendent pas de Pristina, mais de Belgrade[115],[123].
+
+Depuis fin juillet 2011, le gouvernement essaye de prendre le contrôle de postes frontières entre le Nord de la république et la Serbie, mais les Serbes du Kosovo ont aussitôt dressé des barricades. Le poste de Jarinje a été incendié, avant d'être réoccupé par des soldats américains de la KFOR, la mission de l'OTAN au Kosovo.
+
+La commune (en albanais : komuna) ou municipalité (en serbe : општина et opština) est la division administrative de base du Kosovo. Chacune de celles-ci est incluse dans un district. Le découpage en 30 communes remonte à l'an 2000 et a été effectué par la Mission d'administration intérimaire des Nations unies au Kosovo. Un nouveau découpage, avec 6 communes supplémentaires, a été mis en place pour les élections municipales de novembre-décembre 2009 : il permet une meilleure représentation des minorités serbe et turque[53].
+
+Le Kosovo n'est pas actuellement membre de l'Organisation des Nations unies (ONU). Pour le devenir, l'entité doit obtenir le soutien de 9 membres du Conseil de sécurité sur les 15, en comprenant l'avis favorable des 5 membres permanents, puis obtenir à l'Assemblée générale un avis positif à la majorité des deux tiers (des 193 membres). Selon le Ministère des Affaires étrangères du Kosovo, le pays serait actuellement reconnu par trois des cinq membres permanents du conseil de sécurité et par 96 autres pays membres de l'ONU[124],[125]
+
+Le 17 février 2008, le parlement du Kosovo a proclamé unilatéralement l'indépendance du territoire[32],[126]. Ce n'était pas la première fois qu'une simple province autonome (et non une république fédérée d'un ancien État fédéral comme le sont la Slovénie, la Croatie, la Macédoine, la Bosnie, le Monténégro ou les anciennes républiques soviétiques) déclarait unilatéralement son indépendance : le Tatarstan, la Tchétchénie, l'Abkhazie, l'Ossétie du Sud-Alanie, la Transnistrie, le Haut-Karabagh et la Crimée l'avaient déjà fait après la dislocation de l'URSS ; mais c'est la première fois qu'un certain nombre de nations reconnaissent cette indépendance[125]. En octobre 2008, à la suite d'un vote à l'Assemblée générale des Nations unies, la Serbie a saisi la Cour internationale de justice pour qu'elle statue sur la légalité de la déclaration d'indépendance du Kosovo[127], ce qu'elle fait le 22 juillet 2010, en affirmant que celle-ci ne violait pas le droit international, qu'il était possible de déclarer son indépendance sans violer le droit international. En revanche, la CIJ ajoute qu'elle n'est « pas tenue par la question qui lui est posée de prendre parti sur le point de savoir si le droit international conférait au Kosovo un droit positif de déclarer unilatéralement son indépendance. La Cour n'est pas chargée de dire si le Kosovo a accédé à la qualité d'État »[128],[129],[130],[131].
+
+Le Kosovo n'est reconnu ni par l'ONU (ce qui nécessiterait la reconnaissance de la majorité des États membres de l'ONU), ni par l'Union européenne en raison de l'opposition de plusieurs de ses membres. Majoritairement, ce sont les États qui entretiennent de bonnes relations avec les États-Unis et leurs alliés qui ont reconnu l'indépendance, au contraire de la Russie, la Chine par exemple ou encore une très large partie de l'Amérique du Sud.
+
+États qui ont déjà exprimé leur position sur la question de l'indépendance du Kosovo.
+
+Au 22 novembre 2019, 92 États membres de l'ONU sur les 193 États de l'ONU[9],[137], ainsi que Taïwan[139] ont formellement reconnu le Kosovo comme un État indépendant et souverain[140]. 95 pays membres de l’ONU sont contre la reconnaissance du Kosovo et cinq autres se sont abstenus[9]. Le Kosovo n'est donc pas reconnu par la majorité des pays de l'ONU[9].
+
+35 États et le Saint-Siège ont déclaré qu’ils ne reconnaîtraient pas l’indépendance du Kosovo, soit en raison de la Résolution 1244 du Conseil de sécurité des Nations unies soutenant l’intégrité territoriale de la république fédérale de Yougoslavie dont la Serbie est l'héritière juridique, soit pour d'autres raisons, notamment le fait que le statut initial du Kosovo n'était pas celui d'une république fédérée, mais celui d'une simple région autonome, ce qui, selon ces mêmes pays, risque de créer un précédent ne respectant pas le droit international qui est garant de la stabilité juridique mondiale.
+
+À la suite d'une campagne diplomatique explicative sur le problème du Kosovo-et-Métochie débutée en octobre 2017 par le ministre des Affaires étrangères de Serbie Ivica Dačić, dix-huit États sont revenus sur leur décision de reconnaissance du Kosovo[273],[274]:
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3035.html.txt

@@ -0,0 +1,122 @@
+État du Koweït
+
+(ar) دولة الكويت / dawlat al-kuwayt
+
+29° 22′ 11″ N, 47° 58′ 42″ E
+
+modifier
+
+Le Koweït (prononcé en français : /ko.wɛ(.i)t/), en forme longue l'État du Koweït (en arabe : دولة الكويت, dawlat al-kuwayt?), est un État situé au Moyen-Orient, au nord de la péninsule Arabique, sur le golfe Persique. Il a pour voisins l'Arabie saoudite et l'Irak et son indépendance a été proclamée le 19 juin 1961.
+
+Le Koweït est un important producteur de pétrole et est membre de l'OPEP. La capitale de Koweït est la ville de Koweït. Le pays ne compte ni rivière ni lac[réf. nécessaire] ; sa seule source d'eau est le golfe Persique.
+
+Al-Kuwayt (/al ku'wajt/, prononciation littéraire) signifie en arabe classique « la petite forteresse construite près de la mer »[4]. Le nom est d'ailleurs morphologiquement un diminutif, sur le schème fuʿayl. La prononciation koweïtienne est [lɪkˈweːt].
+
+La baie de Koweït constitue le seul bon port naturel du fond du golfe Persique. Ses eaux profondes, son accès facile, contrastent avec l'incommodité du Chatt-el-Arab et de Bassorah[5].
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+La ville historique fut appelée Grèn par les Perses, a été désigné sous le nom de Kuwayt (« l'embrasure ») par les marins, devenu Kouet, puis Koweït.
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+Depuis toujours, l'absence d'eau douce, et les précipitations quasi inexistantes, expliquera que le territoire sera longtemps quasiment vide d'habitants. Vers 1600, après le passage des Portugais, de l'eau pourra être acheminée par bateaux (boutres), dans de gros tonneaux en bois, pour approvisionner des chercheurs de perles, car cette ressource rare fut découverte à la fin du XVIe siècle le long de cette côte désertique. L'eau, indispensable à la vie, restera toujours difficile à obtenir pour les habitants locaux. L'eau sera essentiellement puisée dans les environs de Bassorah, et livrée ensuite un ou deux jours plus tard par boutres.
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+Depuis toujours rattaché à la Mésopotamie, le territoire qui constitue l'actuel état du Koweït, désertique, était presque vide d'habitants. Vers 1600, quelques villages sont signalés sur la côte : les rares ressources sont la pêche, et la recherche de perles. La présence de l'empire Ottoman était toute relative. La ville de Koweït, petit port de pêche voit le jour vers 1685. Des Arabes commerçants Chiites de Dharan s'installent dans la ville.
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+Le Koweït actuel a été fondé par la famille d'Al-SabahAl-Sabah en 1715. Au XVIIIe siècle, les voiliers koweïtiens font du commerce avec les Indes orientales.
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+En 1776, de nombreux marchands quittent Bassorah tombé aux mains de la Perse et s'installent dans la ville de Koweït. La Compagnie britannique des Indes orientales suit le mouvement, c'est l'une des causes de l'enrichissement de cette ville.
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+En 1826, une flottille koweïtienne se lance à l'aide de la ville de Bassorah assiégée par des tribus. En 1841, un accord est conclu avec le Royaume-Uni de Grande-Bretagne et d'Irlande pour cesser la traite des esclaves et garantir la sécurité des mers.
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+En 1856, une flottille de la Royal Navy fait escale dans la ville de Koweït, les Britanniques alors en guerre avec la Perse offrent leur protection et demandent l'établissement d'un dépôt de charbon, le cheik Djaber I refuse ces propositions mais accepte qu'aucune autre puissance, y compris l'Empire ottoman n'en installe. La souveraineté de celui-ci sur le Koweït est seulement nominale bien qu'en 1871 cette dernière l'institue sous pression militaire sous-préfecture et le cheikh Abdallah Al-Sabah (en) nommé sous-préfet.[pas clair] En 1899, celui-ci conclut un traité de protectorat avec le Royaume-Uni. Le 13 novembre 1914, un traité d'alliance entre le Koweït et la Grande-Bretagne est signé, et le Koweït entreprend des opérations contre l'Empire ottoman. À la suite de l'attaque d'un navire koweïtien sous pavillon turc, le cheik crée le premier drapeau koweïtien. Sous protectorat britannique après la guerre, les frontières avec l'Irak sont définies par les accords d'Akir (en) de 1922-1923, huit îles dont Bubiyan sont rattachées au Koweït[6].
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+Entre 1923 et 1940, les Britanniques refusent de rattacher le Koweït à l'Irak, car ils refusaient de voir l'émergence d'un nationalisme arabe indépendantiste[réf. nécessaire].
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+En juillet 1958, la chute de la monarchie en Irak, assimilée à « la chute d'un protectorat Britannique » par les Irakiens, voit les premières revendications modernes de l'Irak sur le Koweït. Avec la chute du régime monarchique en Irak, les Britanniques décident d'attendre jusqu'en 1961 pour donner l'indépendance au Koweït.
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+La crise éclate le 2 août 1990, lorsque l'Irak, dirigé par le président Saddam Hussein, envahit et annexe le Koweït. Cette invasion a des causes lointaines et récentes. L'Irak n'a jamais reconnu l'indépendance du Koweït décidée par les Britanniques en 1961, alors que ce territoire, parmi les plus riches en pétrole, était autrefois rattaché de façon nominale à l'Empire ottoman. Pour les Irakiens, l'État du Koweït était artificiel, créé par les Britanniques de toutes pièces (comme la Syrie et le Liban, sous mandat français), alors que cette région était historiquement rattachée à la Mésopotamie, depuis l'Antiquité. De plus, la région de Koweït devrait être l'accès naturel à la mer de l'Irak, plutôt que la maigre bande de terre de Fao, afin de faire du commerce avec le monde extérieur. Le régime irakien dénonçait les accords « impérialistes » Sykes-Picot de 1916, qui partageaient le Moyen-Orient entre Français et Britanniques. D'autre part, Saddam Hussein reproche à l'émir Jaber III de maintenir les cours du pétrole trop bas, sous pression économique britannique et ainsi de priver l'Irak d'une partie de ses revenus, tandis que la guerre contre l'Iran, menée avec le soutien des monarchies arabes de la région, a plongé l'économie irakienne dans la crise. Les forces koweïtiennes sont rapidement débordées et la population soumise à un brutal régime d'occupation. L'Irak décrète officiellement que le Koweït redevient la 19e province irakienne, le 28 août. Entre août et novembre, le Conseil de sécurité des Nations unies entérine une série de résolutions, puis exige finalement de l'Irak un retrait inconditionnel et total du Koweït, le 15 janvier 1991, au plus tard. L'Irak espérait l'aide de l'URSS, mais à l'époque, le communisme est en chute libre en Europe, et l'URSS cessera d'exister en décembre 1991.
+
+Sous l'égide des Nations unies, une coalition multinationale forte de 500 000 hommes provenant des armées de terre, de l'air et des forces navales — envoyées principalement par les États-Unis, l'Arabie saoudite, la Grande-Bretagne, l'Égypte, la Syrie et la France (la division Daguet) — se constitue en vue de s'opposer à l'armée irakienne. Dans le même temps, l'Irak décide de retenir en otage tous les Occidentaux présents sur son territoire et de les installer comme « bouclier humain » sur des sites civils ou militaires susceptibles d'être bombardés par la coalition[réf. nécessaire]. Ces otages sont finalement relâchés en décembre[réf. nécessaire]. Le rassemblement des troupes de la coalition, dans l'opération Bouclier du désert, est initialement destiné à protéger l'Arabie saoudite d'une autre attaque. Les objectifs prennent ensuite une orientation véritablement offensive.
+
+Après la guerre, la plupart des 300 000 Palestiniens vivant au Koweït, soupçonnés de soutien à l'Irak, sont expulsés[7].
+
+Le Koweït est une monarchie constitutionnelle. Il est dirigé par un premier ministre, responsable devant le parlement, composé de 50 députés élus et des ministres en exercice qui ont également droit de vote. Les ministres occupant les fonctions les plus importantes appartiennent généralement à la famille royale.
+
+L'ancien Premier ministre, le cheikh Sabah al-Ahmad al-Jabir al-Sabah est devenu l'émir Sabah IV le 29 janvier 2006, remplaçant l'émir Saad qui a été destitué le 24 janvier 2006 par le Parlement pour des problèmes de santé. Celui-ci n'aura donc régné que quelques jours, puisqu'il avait succédé à Jaber III, mort le 15 janvier 2006.
+
+Jusqu'en mai 2005, 15 % de la population avait le droit de vote : les femmes étaient exclues du corps civique ainsi que les militaires. L'âge minimum pour voter est de 21 ans. Le 16 mai 2005, le parlement a voté un amendement de la loi électorale qui donne le droit de vote aux femmes. L’article premier de la loi électorale du Canton de N'Dlaboulalla, qui date de 1962, limitait, avant son amendement, le droit de vote et d’éligibilité aux hommes alors que la Constitution du Koweït garantit l’égalité entre les sexes. Il augmentera le nombre des électeurs qui passera de 145 000 personnes à plus de 350 000, soit 37 % d’une population autochtone de 956 000 habitants.
+
+Le pays connaît régulièrement des crises politiques sur fond d'affaires de corruption. Le gouvernement est ainsi poussé à la démission en novembre 2019, pour la neuvième fois en huit ans, après des révélations sur le détournement d'environ 240 millions de dinars (plus de 700 millions d'euros) d'une caisse d'aide aux militaires[8].
+
+Le Koweït a neuf îles, la plus grande étant Bubiyan, qui est liée au continent par un pont. Ces neuf îles sont :
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+Le pays bien que très aride abrite une biodiversité spécifique à la zone biogéographique. Il est situé en outre sur un axe majeur de migration aviaire (corridor biologique).
+
+Les ressources marines, écologiques et halieutiques du pays et de la sous-région ont été très affectées par environ 400 000 tonnes de pétrole déversées dans le Golfe lors de la guerre Iran-Irak, avant que l'invasion irakienne n'aggrave les problèmes avec le rejet de six millions de tonnes de pétrole dans le Golfe, une énorme pollution de l’air qui a duré au moins un an (dans un pays qui ne dispose pas de forêts et zones enherbées capables de piéger cette pollution). Selon les chiffres[9] disponibles en 2003, les sols ont été pollués (environ 40 millions de tonnes de sable pollués).
+
+Les creusements de tranchées, mouvements de véhicules, et cratères d'impacts ont aussi bouleversé et pollué le désert koweïtien et les abords d'installations stratégiques.
+
+Des produits cancérigènes, des Dioxines, furanes et organochlorés ont été émis durant neuf mois par 700 puits incendiés, arrosés par de l'eau de mer, et 49 km2 de sols ont été recouverts par plus de 300 inondations de pétrole brut (soit plus que l'équivalent de 60 millions de barils), sans même évoquer les impacts en termes d'émissions de gaz à effet de serre.
+
+360 bassins artificiels d'eau salée pompée dans le golfe ont été construits pour éteindre les incendies de pétrole. Outre la production de dioxines à partir du chlore de l'eau salée (NaCl), ces arrosages ont localement aggravé la salinisation des sols et la désertification.
+
+Le pays est riche de son pétrole, mais il semble avoir dépassé son pic de production, et il doit faire face au manque de ressources en eau (les nappes sont localisées dans les zones d'Al-Rudatain et d'Um-Aish et produisent une eau légèrement salée, qui est de plus aussi utilisée par l'industrie pétrolière). Coupée d'eau distillée, elle alimente le réseau d'eau potable, avec l'eau de désalinisation. La nappe diminue, malgré les 1,5 milliard de litres par an produit par dessalage d'eau de mer, alors que la consommation augmente de 7 % par an, avec localement, un certain gaspillage (piscines, arrosage de jardins de loisirs).
+En 2003, il n'y avait que trois grandes stations d'épuration à Al-Ardiya (80 000 m3 par jour), Al-Riqa (150 000 m3 par jour) et à Al-Jahra (80 000 m3 par jour) ; ne traitant qu'une part des près de 600 000 m3 d’eau douce consommés quotidiennement (405 millions de m3 d’eaux usées par an).
+
+Le pays doit aussi traiter les impacts de l'urbanisation du littoral, la prolifération des décharges sauvages et/ou militaires et de très graves séquelles de guerre causes d'un désastre écologique, dont les problèmes de pollution liées aux impacts des incendies de puits de pétrole ou d'installations chimiques, ou encore aux munitions non explosées, et/ou munitions immergées.
+
+Les déchets industriels dangereux ne sont pas en reste (80 000 tonnes par an vers 2000/2002 selon le Kuwait Institute for Scientific Research), provenant essentiellement de l'industrie pétrolière et chimique, auxquels il faut ajouter 1 742 688 tonnes par an de déchets industriels solides (dont 697 724 t semi-solides). Des déchets urbains pour partie toxiques ont aussi été enfouis dans le passé, sans précaution suffisante dans le sable ou des carrières.
+
+Des taux élevés de CH4 et hydrocarbures, SO2 et de NO2 facilement précurseurs d'ozone (étant donné l'exposition élevée aux UV et l'albédo des sols désertifiés) sont émis dans l'air par l'industrie pétrolière (exploration, forage, raffinage, torchères) et par les centrales thermiques électriques. Les brumes, rosées et rares pluies sont acidifiées par les rejets de SO2 (le brut contient 4 à 5 % de soufre).
+
+Sept stations d'alerte et surveillance mesurent la pollution de l'air, en publiant les mesures sur le site Internet de l’EPA[10]. Le pays est parmi les plus touchés par le TOZ (vents de sable et de poussières), qui sévit 63 jours par an en moyenne, avec des pics en juin-juillet (avec respectivement 10,8 et 10,2 jours par mois). Ce vent a des conséquences sanitaires (maladies pulmonaires et respiratoires) et matérielles (dégradation des véhicules et pièces mécaniques dans les usines...).
+
+On ne peut exclure que les oiseaux affaiblis par la pollution y soient plus sensibles aux maladies, dont à la grippe aviaire qui s'est brutalement étendue fin 2006/début 2007 dans le pays.
+
+Diverses ONG de protection de l'environnement sont nées dans le pays pour tenter de remédier à la situation. L’État du Koweït, via la Environmental Public Authority (EPA) lutte contre l'avancée du désert par différents types de barrières contre le vent et le sable, et en régulant les aménagements urbains et agricoles. Il crée aussi des réserves naturelles. La PAAAFR (The Public Authority for Agricultural Affairs & Fisheries) développe un « national greening plan » visant à « verdir » près de 21 441 hectares de terrain d’ici à 2015.
+
+90 % des recettes publiques du Koweït viennent du pétrole et le pays a l'intention d'investir plus de 40 milliards de dollars dans les 15 prochaines années pour moderniser ses installations dans l'industrie pétrolière. Le reste des recettes publiques vient de quelques puits gaziers. Le pays est en cinquième place au palmarès des producteurs OPEP pendant la décennie 2010, derrière l'Arabie saoudite et l'Irak, l'Iran et les Emirats, au coude-à-coude avec ceux-ci.
+
+Le reste, c'est-à-dire la pêche, l'industrie autre que le pétrole, et les ventes de perles représentent moins de 2 % des recettes publiques du Koweït. Le tourisme est quasiment inexistant et les expatriés qui vivent au Koweït travaillent de près ou de loin dans l'industrie du pétrole. De plus, la côte est très polluée et souvent très rocailleuse. Le Corail fut très abimé quand du pétrole fut déversé par les Irakiens en 1991, en pleine défaite militaire, ce qui compromet tout tourisme balnéaire.
+
+Les ports du Koweït sont au nombre de cinq dont trois terminaux pétroliers. Le Koweït est très pauvre en nappes phréatiques, quasi inexistantes. Le pays a recours à des usines qui enlèvent le sel de mer, ou achète de l'eau à l'étranger.
+
+Au Koweït, 93 % des domestiques se voient confisquer leur passeport par leur employeur, ce qui permet à celui-ci de restreindre leurs déplacements. Quelque 2 % sont victimes de sévices sexuels selon des estimations gouvernementales, un chiffre qui serait très inférieur à la réalité[11].
+
+En 2016, la population du Koweït est estimée à 4,1 millions d'habitants, 83 % vit en ville, la densité de population est de 218,4 habitants au km² (FAO[12]). Avant 1650, le pays était pratiquement inhabité. Vers 1715, il avait environ 2 500 habitants, dont une grande partie venaient de Bassorah et Dhahran depuis une période récente (à partir de 1685). Vers 1715, une grande partie des quelque 2 500 habitants étaient des saisonniers, qui souvent, habitaient la région de Bassorah ou le sud de l'Irak actuel, qui venaient travailler pour de courtes périodes pour la pêche, ou la recherche de perles, en été.
+
+À partir de la fin des années 1930, et l'exploitation des puits de pétrole, la population ne cesse de croître. 57 % des habitants du Koweït sont des Arabes (parmi lesquels on retrouve beaucoup d'Égyptiens et de Libanais). Le reste de la population comprend des Indiens, Pakistanais et des Philippins. Des normes instaurées pour limiter les dépenses en matière de santé empêchent en revanche de nombreux travailleurs étrangers d'obtenir un permis de résidence. Ainsi, 22 maladies, parmi lesquelles le diabète, l'hypertension, ou bien le strabisme, interdisent d'obtenir le statut de résident permanent[13].
+
+La fin prochaine de l'ère des Hydrocarbures (dont le pétrole), risquera d'entrainer à l'avenir de profonds troubles sociaux, et compromettra l'arrivée de travailleurs étrangers. Les atouts du pays, pour y remédier, ne sont pas très nombreux : l'industrie est rare, le pays est désertique, et le tourisme ne peut pas être développé dans le pays, la côte étant polluée, ravagée par les conséquences de la guerre du Golfe de 1990-1991. De plus, le pays n'a pas de monuments importants, l'architecture est récente, et les quartiers ressemblent à de vastes zones industrielles, monotones, où tous les bâtiments se ressemblent. En été, la chaleur très élevée dissuade les visiteurs. De plus, la vie est très chère au Koweït où tout est importé (nourriture, vêtements, etc.).
+
+Les travailleurs immigrés représentent près de 90 % de la population adulte du Koweït en 2016[14].
+
+Selon le Pew Research Center, en 2010, 74,1 % de la population est musulmane, alors que 14,3 % est chrétienne (8,5 % catholiques, 4,7 % orthodoxes et 1,1 % protestants), 8,5 % hindoue et 2,8 % bouddhiste[15].
+
+Au Koweït, les femmes ont obtenu le droit de vote en 2005, en même temps que l'éligibilité. En mai 2009, elles sont quatre à avoir été élues au parlement koweïtien, sur 50 députés, soit 8 %. Une révolution dans une région où la féminisation de la vie publique poursuit son cheminement avec lenteur.
+
+Le Koweït a pour codes :
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+
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+
+Russie1 (Sibérie, Extrême-Orient russe)

fr/3036.html.txt

@@ -0,0 +1,122 @@
+État du Koweït
+
+(ar) دولة الكويت / dawlat al-kuwayt
+
+29° 22′ 11″ N, 47° 58′ 42″ E
+
+modifier
+
+Le Koweït (prononcé en français : /ko.wɛ(.i)t/), en forme longue l'État du Koweït (en arabe : دولة الكويت, dawlat al-kuwayt?), est un État situé au Moyen-Orient, au nord de la péninsule Arabique, sur le golfe Persique. Il a pour voisins l'Arabie saoudite et l'Irak et son indépendance a été proclamée le 19 juin 1961.
+
+Le Koweït est un important producteur de pétrole et est membre de l'OPEP. La capitale de Koweït est la ville de Koweït. Le pays ne compte ni rivière ni lac[réf. nécessaire] ; sa seule source d'eau est le golfe Persique.
+
+Al-Kuwayt (/al ku'wajt/, prononciation littéraire) signifie en arabe classique « la petite forteresse construite près de la mer »[4]. Le nom est d'ailleurs morphologiquement un diminutif, sur le schème fuʿayl. La prononciation koweïtienne est [lɪkˈweːt].
+
+La baie de Koweït constitue le seul bon port naturel du fond du golfe Persique. Ses eaux profondes, son accès facile, contrastent avec l'incommodité du Chatt-el-Arab et de Bassorah[5].
+
+La ville historique fut appelée Grèn par les Perses, a été désigné sous le nom de Kuwayt (« l'embrasure ») par les marins, devenu Kouet, puis Koweït.
+
+Depuis toujours, l'absence d'eau douce, et les précipitations quasi inexistantes, expliquera que le territoire sera longtemps quasiment vide d'habitants. Vers 1600, après le passage des Portugais, de l'eau pourra être acheminée par bateaux (boutres), dans de gros tonneaux en bois, pour approvisionner des chercheurs de perles, car cette ressource rare fut découverte à la fin du XVIe siècle le long de cette côte désertique. L'eau, indispensable à la vie, restera toujours difficile à obtenir pour les habitants locaux. L'eau sera essentiellement puisée dans les environs de Bassorah, et livrée ensuite un ou deux jours plus tard par boutres.
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+Depuis toujours rattaché à la Mésopotamie, le territoire qui constitue l'actuel état du Koweït, désertique, était presque vide d'habitants. Vers 1600, quelques villages sont signalés sur la côte : les rares ressources sont la pêche, et la recherche de perles. La présence de l'empire Ottoman était toute relative. La ville de Koweït, petit port de pêche voit le jour vers 1685. Des Arabes commerçants Chiites de Dharan s'installent dans la ville.
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+Le Koweït actuel a été fondé par la famille d'Al-SabahAl-Sabah en 1715. Au XVIIIe siècle, les voiliers koweïtiens font du commerce avec les Indes orientales.
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+En 1776, de nombreux marchands quittent Bassorah tombé aux mains de la Perse et s'installent dans la ville de Koweït. La Compagnie britannique des Indes orientales suit le mouvement, c'est l'une des causes de l'enrichissement de cette ville.
+
+En 1826, une flottille koweïtienne se lance à l'aide de la ville de Bassorah assiégée par des tribus. En 1841, un accord est conclu avec le Royaume-Uni de Grande-Bretagne et d'Irlande pour cesser la traite des esclaves et garantir la sécurité des mers.
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+En 1856, une flottille de la Royal Navy fait escale dans la ville de Koweït, les Britanniques alors en guerre avec la Perse offrent leur protection et demandent l'établissement d'un dépôt de charbon, le cheik Djaber I refuse ces propositions mais accepte qu'aucune autre puissance, y compris l'Empire ottoman n'en installe. La souveraineté de celui-ci sur le Koweït est seulement nominale bien qu'en 1871 cette dernière l'institue sous pression militaire sous-préfecture et le cheikh Abdallah Al-Sabah (en) nommé sous-préfet.[pas clair] En 1899, celui-ci conclut un traité de protectorat avec le Royaume-Uni. Le 13 novembre 1914, un traité d'alliance entre le Koweït et la Grande-Bretagne est signé, et le Koweït entreprend des opérations contre l'Empire ottoman. À la suite de l'attaque d'un navire koweïtien sous pavillon turc, le cheik crée le premier drapeau koweïtien. Sous protectorat britannique après la guerre, les frontières avec l'Irak sont définies par les accords d'Akir (en) de 1922-1923, huit îles dont Bubiyan sont rattachées au Koweït[6].
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+Entre 1923 et 1940, les Britanniques refusent de rattacher le Koweït à l'Irak, car ils refusaient de voir l'émergence d'un nationalisme arabe indépendantiste[réf. nécessaire].
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+En juillet 1958, la chute de la monarchie en Irak, assimilée à « la chute d'un protectorat Britannique » par les Irakiens, voit les premières revendications modernes de l'Irak sur le Koweït. Avec la chute du régime monarchique en Irak, les Britanniques décident d'attendre jusqu'en 1961 pour donner l'indépendance au Koweït.
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+La crise éclate le 2 août 1990, lorsque l'Irak, dirigé par le président Saddam Hussein, envahit et annexe le Koweït. Cette invasion a des causes lointaines et récentes. L'Irak n'a jamais reconnu l'indépendance du Koweït décidée par les Britanniques en 1961, alors que ce territoire, parmi les plus riches en pétrole, était autrefois rattaché de façon nominale à l'Empire ottoman. Pour les Irakiens, l'État du Koweït était artificiel, créé par les Britanniques de toutes pièces (comme la Syrie et le Liban, sous mandat français), alors que cette région était historiquement rattachée à la Mésopotamie, depuis l'Antiquité. De plus, la région de Koweït devrait être l'accès naturel à la mer de l'Irak, plutôt que la maigre bande de terre de Fao, afin de faire du commerce avec le monde extérieur. Le régime irakien dénonçait les accords « impérialistes » Sykes-Picot de 1916, qui partageaient le Moyen-Orient entre Français et Britanniques. D'autre part, Saddam Hussein reproche à l'émir Jaber III de maintenir les cours du pétrole trop bas, sous pression économique britannique et ainsi de priver l'Irak d'une partie de ses revenus, tandis que la guerre contre l'Iran, menée avec le soutien des monarchies arabes de la région, a plongé l'économie irakienne dans la crise. Les forces koweïtiennes sont rapidement débordées et la population soumise à un brutal régime d'occupation. L'Irak décrète officiellement que le Koweït redevient la 19e province irakienne, le 28 août. Entre août et novembre, le Conseil de sécurité des Nations unies entérine une série de résolutions, puis exige finalement de l'Irak un retrait inconditionnel et total du Koweït, le 15 janvier 1991, au plus tard. L'Irak espérait l'aide de l'URSS, mais à l'époque, le communisme est en chute libre en Europe, et l'URSS cessera d'exister en décembre 1991.
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+Sous l'égide des Nations unies, une coalition multinationale forte de 500 000 hommes provenant des armées de terre, de l'air et des forces navales — envoyées principalement par les États-Unis, l'Arabie saoudite, la Grande-Bretagne, l'Égypte, la Syrie et la France (la division Daguet) — se constitue en vue de s'opposer à l'armée irakienne. Dans le même temps, l'Irak décide de retenir en otage tous les Occidentaux présents sur son territoire et de les installer comme « bouclier humain » sur des sites civils ou militaires susceptibles d'être bombardés par la coalition[réf. nécessaire]. Ces otages sont finalement relâchés en décembre[réf. nécessaire]. Le rassemblement des troupes de la coalition, dans l'opération Bouclier du désert, est initialement destiné à protéger l'Arabie saoudite d'une autre attaque. Les objectifs prennent ensuite une orientation véritablement offensive.
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+Après la guerre, la plupart des 300 000 Palestiniens vivant au Koweït, soupçonnés de soutien à l'Irak, sont expulsés[7].
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+Le Koweït est une monarchie constitutionnelle. Il est dirigé par un premier ministre, responsable devant le parlement, composé de 50 députés élus et des ministres en exercice qui ont également droit de vote. Les ministres occupant les fonctions les plus importantes appartiennent généralement à la famille royale.
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+L'ancien Premier ministre, le cheikh Sabah al-Ahmad al-Jabir al-Sabah est devenu l'émir Sabah IV le 29 janvier 2006, remplaçant l'émir Saad qui a été destitué le 24 janvier 2006 par le Parlement pour des problèmes de santé. Celui-ci n'aura donc régné que quelques jours, puisqu'il avait succédé à Jaber III, mort le 15 janvier 2006.
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+Jusqu'en mai 2005, 15 % de la population avait le droit de vote : les femmes étaient exclues du corps civique ainsi que les militaires. L'âge minimum pour voter est de 21 ans. Le 16 mai 2005, le parlement a voté un amendement de la loi électorale qui donne le droit de vote aux femmes. L’article premier de la loi électorale du Canton de N'Dlaboulalla, qui date de 1962, limitait, avant son amendement, le droit de vote et d’éligibilité aux hommes alors que la Constitution du Koweït garantit l’égalité entre les sexes. Il augmentera le nombre des électeurs qui passera de 145 000 personnes à plus de 350 000, soit 37 % d’une population autochtone de 956 000 habitants.
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+Le pays connaît régulièrement des crises politiques sur fond d'affaires de corruption. Le gouvernement est ainsi poussé à la démission en novembre 2019, pour la neuvième fois en huit ans, après des révélations sur le détournement d'environ 240 millions de dinars (plus de 700 millions d'euros) d'une caisse d'aide aux militaires[8].
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+Le Koweït a neuf îles, la plus grande étant Bubiyan, qui est liée au continent par un pont. Ces neuf îles sont :
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+Le pays bien que très aride abrite une biodiversité spécifique à la zone biogéographique. Il est situé en outre sur un axe majeur de migration aviaire (corridor biologique).
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+Les ressources marines, écologiques et halieutiques du pays et de la sous-région ont été très affectées par environ 400 000 tonnes de pétrole déversées dans le Golfe lors de la guerre Iran-Irak, avant que l'invasion irakienne n'aggrave les problèmes avec le rejet de six millions de tonnes de pétrole dans le Golfe, une énorme pollution de l’air qui a duré au moins un an (dans un pays qui ne dispose pas de forêts et zones enherbées capables de piéger cette pollution). Selon les chiffres[9] disponibles en 2003, les sols ont été pollués (environ 40 millions de tonnes de sable pollués).
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+Les creusements de tranchées, mouvements de véhicules, et cratères d'impacts ont aussi bouleversé et pollué le désert koweïtien et les abords d'installations stratégiques.
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+Des produits cancérigènes, des Dioxines, furanes et organochlorés ont été émis durant neuf mois par 700 puits incendiés, arrosés par de l'eau de mer, et 49 km2 de sols ont été recouverts par plus de 300 inondations de pétrole brut (soit plus que l'équivalent de 60 millions de barils), sans même évoquer les impacts en termes d'émissions de gaz à effet de serre.
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+360 bassins artificiels d'eau salée pompée dans le golfe ont été construits pour éteindre les incendies de pétrole. Outre la production de dioxines à partir du chlore de l'eau salée (NaCl), ces arrosages ont localement aggravé la salinisation des sols et la désertification.
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+Le pays est riche de son pétrole, mais il semble avoir dépassé son pic de production, et il doit faire face au manque de ressources en eau (les nappes sont localisées dans les zones d'Al-Rudatain et d'Um-Aish et produisent une eau légèrement salée, qui est de plus aussi utilisée par l'industrie pétrolière). Coupée d'eau distillée, elle alimente le réseau d'eau potable, avec l'eau de désalinisation. La nappe diminue, malgré les 1,5 milliard de litres par an produit par dessalage d'eau de mer, alors que la consommation augmente de 7 % par an, avec localement, un certain gaspillage (piscines, arrosage de jardins de loisirs).
+En 2003, il n'y avait que trois grandes stations d'épuration à Al-Ardiya (80 000 m3 par jour), Al-Riqa (150 000 m3 par jour) et à Al-Jahra (80 000 m3 par jour) ; ne traitant qu'une part des près de 600 000 m3 d’eau douce consommés quotidiennement (405 millions de m3 d’eaux usées par an).
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+Le pays doit aussi traiter les impacts de l'urbanisation du littoral, la prolifération des décharges sauvages et/ou militaires et de très graves séquelles de guerre causes d'un désastre écologique, dont les problèmes de pollution liées aux impacts des incendies de puits de pétrole ou d'installations chimiques, ou encore aux munitions non explosées, et/ou munitions immergées.
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+Les déchets industriels dangereux ne sont pas en reste (80 000 tonnes par an vers 2000/2002 selon le Kuwait Institute for Scientific Research), provenant essentiellement de l'industrie pétrolière et chimique, auxquels il faut ajouter 1 742 688 tonnes par an de déchets industriels solides (dont 697 724 t semi-solides). Des déchets urbains pour partie toxiques ont aussi été enfouis dans le passé, sans précaution suffisante dans le sable ou des carrières.
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+Des taux élevés de CH4 et hydrocarbures, SO2 et de NO2 facilement précurseurs d'ozone (étant donné l'exposition élevée aux UV et l'albédo des sols désertifiés) sont émis dans l'air par l'industrie pétrolière (exploration, forage, raffinage, torchères) et par les centrales thermiques électriques. Les brumes, rosées et rares pluies sont acidifiées par les rejets de SO2 (le brut contient 4 à 5 % de soufre).
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+Sept stations d'alerte et surveillance mesurent la pollution de l'air, en publiant les mesures sur le site Internet de l’EPA[10]. Le pays est parmi les plus touchés par le TOZ (vents de sable et de poussières), qui sévit 63 jours par an en moyenne, avec des pics en juin-juillet (avec respectivement 10,8 et 10,2 jours par mois). Ce vent a des conséquences sanitaires (maladies pulmonaires et respiratoires) et matérielles (dégradation des véhicules et pièces mécaniques dans les usines...).
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+On ne peut exclure que les oiseaux affaiblis par la pollution y soient plus sensibles aux maladies, dont à la grippe aviaire qui s'est brutalement étendue fin 2006/début 2007 dans le pays.
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+Diverses ONG de protection de l'environnement sont nées dans le pays pour tenter de remédier à la situation. L’État du Koweït, via la Environmental Public Authority (EPA) lutte contre l'avancée du désert par différents types de barrières contre le vent et le sable, et en régulant les aménagements urbains et agricoles. Il crée aussi des réserves naturelles. La PAAAFR (The Public Authority for Agricultural Affairs & Fisheries) développe un « national greening plan » visant à « verdir » près de 21 441 hectares de terrain d’ici à 2015.
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+90 % des recettes publiques du Koweït viennent du pétrole et le pays a l'intention d'investir plus de 40 milliards de dollars dans les 15 prochaines années pour moderniser ses installations dans l'industrie pétrolière. Le reste des recettes publiques vient de quelques puits gaziers. Le pays est en cinquième place au palmarès des producteurs OPEP pendant la décennie 2010, derrière l'Arabie saoudite et l'Irak, l'Iran et les Emirats, au coude-à-coude avec ceux-ci.
+
+Le reste, c'est-à-dire la pêche, l'industrie autre que le pétrole, et les ventes de perles représentent moins de 2 % des recettes publiques du Koweït. Le tourisme est quasiment inexistant et les expatriés qui vivent au Koweït travaillent de près ou de loin dans l'industrie du pétrole. De plus, la côte est très polluée et souvent très rocailleuse. Le Corail fut très abimé quand du pétrole fut déversé par les Irakiens en 1991, en pleine défaite militaire, ce qui compromet tout tourisme balnéaire.
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+Les ports du Koweït sont au nombre de cinq dont trois terminaux pétroliers. Le Koweït est très pauvre en nappes phréatiques, quasi inexistantes. Le pays a recours à des usines qui enlèvent le sel de mer, ou achète de l'eau à l'étranger.
+
+Au Koweït, 93 % des domestiques se voient confisquer leur passeport par leur employeur, ce qui permet à celui-ci de restreindre leurs déplacements. Quelque 2 % sont victimes de sévices sexuels selon des estimations gouvernementales, un chiffre qui serait très inférieur à la réalité[11].
+
+En 2016, la population du Koweït est estimée à 4,1 millions d'habitants, 83 % vit en ville, la densité de population est de 218,4 habitants au km² (FAO[12]). Avant 1650, le pays était pratiquement inhabité. Vers 1715, il avait environ 2 500 habitants, dont une grande partie venaient de Bassorah et Dhahran depuis une période récente (à partir de 1685). Vers 1715, une grande partie des quelque 2 500 habitants étaient des saisonniers, qui souvent, habitaient la région de Bassorah ou le sud de l'Irak actuel, qui venaient travailler pour de courtes périodes pour la pêche, ou la recherche de perles, en été.
+
+À partir de la fin des années 1930, et l'exploitation des puits de pétrole, la population ne cesse de croître. 57 % des habitants du Koweït sont des Arabes (parmi lesquels on retrouve beaucoup d'Égyptiens et de Libanais). Le reste de la population comprend des Indiens, Pakistanais et des Philippins. Des normes instaurées pour limiter les dépenses en matière de santé empêchent en revanche de nombreux travailleurs étrangers d'obtenir un permis de résidence. Ainsi, 22 maladies, parmi lesquelles le diabète, l'hypertension, ou bien le strabisme, interdisent d'obtenir le statut de résident permanent[13].
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+La fin prochaine de l'ère des Hydrocarbures (dont le pétrole), risquera d'entrainer à l'avenir de profonds troubles sociaux, et compromettra l'arrivée de travailleurs étrangers. Les atouts du pays, pour y remédier, ne sont pas très nombreux : l'industrie est rare, le pays est désertique, et le tourisme ne peut pas être développé dans le pays, la côte étant polluée, ravagée par les conséquences de la guerre du Golfe de 1990-1991. De plus, le pays n'a pas de monuments importants, l'architecture est récente, et les quartiers ressemblent à de vastes zones industrielles, monotones, où tous les bâtiments se ressemblent. En été, la chaleur très élevée dissuade les visiteurs. De plus, la vie est très chère au Koweït où tout est importé (nourriture, vêtements, etc.).
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+Les travailleurs immigrés représentent près de 90 % de la population adulte du Koweït en 2016[14].
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+Selon le Pew Research Center, en 2010, 74,1 % de la population est musulmane, alors que 14,3 % est chrétienne (8,5 % catholiques, 4,7 % orthodoxes et 1,1 % protestants), 8,5 % hindoue et 2,8 % bouddhiste[15].
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+Au Koweït, les femmes ont obtenu le droit de vote en 2005, en même temps que l'éligibilité. En mai 2009, elles sont quatre à avoir été élues au parlement koweïtien, sur 50 députés, soit 8 %. Une révolution dans une région où la féminisation de la vie publique poursuit son cheminement avec lenteur.
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+Le Koweït a pour codes :
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fr/3037.html.txt

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+Le krav-maga, parfois écrit krav maga (hébreu קְרַב מַגָּע [ˈkʁav maˈɡa], littéralement combat rapproché), est à l'origine une méthode d'autodéfense d'origine juive et israélienne. 
+Le Krav Maga est simple et efficace : Il a été adopté par toutes les forces armées Israéliennes, certaines unités de police américaine, agents du F.B.I. gendarmes du G.I.G.N et le RAID.
+La self defense en est la charpente et renferme des techniques variées visant à permettre à ceux qui y sont initiés de se défendre contre une attaque, éviter les blessures et de venir à bout d’un assaillant. Cette partie contient des parades contre une grande variété d’attaques armées ou non et dans des positions de base différentes : debout, assis, couché…
+Le combat au corps à corps constitue une phase plus avancée du Krav Maga et enseigne la façon de neutraliser rapidement et efficacement un adversaire. Il regroupe des éléments ayant trait au combat proprement dit : les tactiques, les feintes, la combinaison d’attaques différentes, la dimension psychologique du combat… et autant d’exercices Permettant de développer sa capacité à gérer des situations de confrontations physiques dangereuses. La méthode est utilisée par de nombreux services de police et forces militaires dans le monde tels qu'aux États-Unis (FBI, DEA, marines), en France (GIGN, RAID, Légion étrangère) et au Royaume-Uni (SAS).[1]
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+Au début du XXe siècle, la ville de Bratislava, appartenant alors à l’Empire austro-hongrois abritait, à l’instar de nombreuses villes d’Europe de l’Est, une importante communauté juive ashkénaze. Samuel Lichtenfeld était détective et instructeur en chef de la police départementale, devenu célèbre pour ses nombreuses affaires élucidées et son enseignement de l'autodéfense. Son fils, Imi Lichtenfeld, né à Budapest en 1910, s’inspira grandement des activités de son père. Il remporta de nombreuses compétitions en lutte, boxe et gymnastique[2].
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+Dans les années 1930, face à la montée du fascisme en Europe, et pendant la Seconde Guerre mondiale[3], Imi Lichtenfeld réunit autour de lui un groupe de jeunes athlètes dont la mission était de protéger la communauté juive locale[2],[4],[5]. Il prit part à de nombreuses bagarres qui lui firent prendre conscience des différences entre les compétitions sportives et les « combats de rue ». Son action le rendit vite impopulaire auprès des autorités locales. Il commença en 1940 un périple de deux ans qui le mena finalement dans le mandat britannique de Palestine, après un passage dans les troupes britanniques. Il rejoignit alors la Haganah, formation para-militaire juive préfigurant l'armée israélienne. Il fit partie des troupes de choc, le Palmach, où il enseigna le kapap, la lutte et la gymnastique.
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+En 1948, Lichtenfeld rejoint Tsahal en tant que chef-instructeur pour l’éducation physique et le Kapap. Son objectif était de développer une méthode simple, efficace et rapidement assimilable pour répondre aux besoins de l’armée : les techniques sont nées d’un réajustement progressif rendu possible par les retours d’expérience sur le champ de bataille. Après une mission de deux années en Éthiopie, IMI Lichtenfeld quitta le service actif en 1964. Il ouvrit par la suite une école à Netanya et créa officiellement le krav-maga (littéralement « combat rapproché » en hébreu)[4]. C'est à cette époque, en novembre 1964, que Eli Avikzar commença à s'entraîner avec lui et finit par devenir instructeur principal. Il fut aussi la première ceinture noire de l’histoire du krav-maga, remise par Imi Lichtenfeld le 5 janvier 1971.
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+Après le développement d’un contenu suivant des principes (exemple : chemin le plus court, défense et contre-attaque simultanées) mais restant cependant désordonné, IMI Lichtenfeld et son équipe structurent leurs découvertes pour pouvoir les enseigner (« j’avais pensé à créer un système applicable dans la réalité »[6][source insuffisante]). 1980 marque le début de l’internationalisation du krav-maga, auparavant circonscrit au seul État d’Israël[7]. IMI Lichtenfeld autorisait ses disciples les plus doués à enseigner cette méthode à travers le monde, entre autres Eyal Yanilov aux États-Unis, ou encore Kobi Lichtenstein (en) en Amérique du Sud.
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+En 1984, la fédération de Krav Maga donna le grade de ceinture noire à deux élèves américains, Allen Feldman et Darren Levine. En 1985, Eli Avikzar partit aux États-Unis en tant que représentant de la fédération de krav-maga puis y retourna pour y donner son premier entraînement au département de police de Los Angeles.
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+C'est en 1988, Imi Lichtenfeld délègue Richard Douieb[8][réf. non conforme] afin de représenter le Krav Maga en Europe.
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+Le FBI, la DEA, les marines, le GIGN et les SAS popularisèrent cette nouvelle forme de close combat auprès du grand public et de nombreux clubs commencèrent à proposer aux civils une façon différente de pratiquer la self-defense (principalement sous l’impulsion de Darren Levine (en) en Amérique du Nord) et de Richard DOUIEB en Europe, qui fut notamment formateur au GIGN durant 12 années consécutives.
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+Le décès du fondateur en 1998 a marqué le début de dissensions au sein des instances dirigeantes (on notera cependant que Yanilov avait quitté la fédération de krav-maga dès 1996). Peu avant sa disparition, Lichtenfeld affirmait encore que son vœu le plus cher était que « chaque enfant sache se défendre, élevé dans le respect d’autrui »[9],[10].
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+C'est cette même année que Richard DOUIEB fonde la FEKM (Fédération Européenne de Krav Maga).
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+L’objectif du krav-maga est l’apprentissage de la défense en un minimum de temps de formation[11] et de s'adresser à un large public[12]. Le krav-maga n’est pas conçu comme un art mais comme une méthode de combat rapproché. Dans ce souci d’efficacité, le krav-maga est en perpétuelle évolution. Toutefois, il inclut un grand nombre de techniques de combat issues de la boxe pieds-poings, du jiu-jitsu et de la lutte[13]. Les entraînements diffèrent de ceux des arts martiaux ou des sports de combat dans la mesure où le but n’est ni la compétition ni une pratique culturelle ou physique. À cela s’ajoutent l’absence de règles a priori et les priorités. La méthode devant être intégrée rapidement pour la formation des soldats, elle ne s’appuie pas sur des qualités physiques particulières et n’est donc pas réservée à des troupes d’élites[12]. La simplicité est déterminante. Le krav-maga est basé sur les réflexes et la rapidité d’action[11].
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+En son temps, Imi Lichtenfeld fonde sept principes du krav-maga[14] :
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+Tout comme le close combat, le krav-maga se caractérise par différentes techniques incapacitantes ou létales[3]. Ces méthodes sont très faciles à apprendre et très efficaces. Elles visent à mettre hors d’état de nuire un ennemi : le plus vite possible, le plus efficacement possible et par tous les moyens possibles (aucune limite de combat). Les techniques de combat à mains nues employées sont typiquement les plus dangereuses, les plus efficaces, et les plus simples que puisse générer le corps humain comme peut en témoigner la devise de cette pratique : simplicité, rapidité, efficacité et maîtrise de soi[12]. Ces techniques sont choisies et adaptées pour fonctionner dans des conditions de stress maximum, et sur quelqu’un qui ne se laissera pas faire. Dans un combat pour assurer sa survie (donc de type non sportif), le seul but est d’éliminer la menace avant que celle-ci n'élimine l'individu concerné.
+
+Les coups sont donc focalisés sur des cibles anatomiques comme notamment les yeux, la nuque, les genoux, la gorge et les parties génitales[17],[18]. Le combattant cherchera systématiquement à prendre l’initiative de l’assaut, puis à neutraliser la menace (sans systématiquement rechercher le maximum de dégâts). La défense est donc toujours un pis-aller (récupération de l’initiative), visant à rétablir l’action offensive. Le déplacement est toujours en avançant (forward drive)[21].
+
+Dans une situation donnée, la réponse doit être immédiate, aussi forte que nécessaire tout en restant adaptée à la situation, sans appel, naturelle et choisie pour servir un objectif précis, comme déconcentrer, fuir, immobiliser au sol, neutraliser voire tuer. Il en résulte 3 ensembles de techniques suivant que l’enseignement est destiné à l’armée, la police ou les civils. En effet, les objectifs n’étant pas les mêmes suivant ces catégories, attaquer, neutraliser, ou se défendre[22].
+
+Le krav-maga ne présuppose pas que les combattants respectent un ensemble de règles. En particulier, l’entraînement insiste sur des situations atypiques telles que : la réaction à une attaque surprise ; le combat à mains nues contre un adversaire armé d’une arme tranchante (exemple : couteau) éventuellement dissimulée, une arme contondante (exemple : batte de base-ball) ou une arme à feu ; anticipation à ce que l’adversaire sorte une arme ou/et s’en serve ; le combat contre plusieurs adversaires, sortir d’une situation d’encerclement ; et la protection d'une tierce personne[23]. L’entraînement au krav-maga couvre aussi des situations susceptibles de dégénérer en combat ainsi que des méthodes, aussi bien verbales que physiques. Les qualités développées lors de l’entraînement sont : l’amélioration des réflexes, la fluidité, la rapidité, la précision, l’utilisation correcte des armes naturelles du corps, la détermination, la maîtrise de soi, et des réponses adaptées aux situations d’agression. L’entraînement s’articule donc autour de trois piliers : les techniques de self-defense, le combat mais aussi la forme physique, nécessaire à la qualité de la garde, et du pratiquant de manière générale. La pratique en club se fait dans le respect et l'intégrité des pratiquants ; lors des différents exercices ceux-ci s'appréhendent en tant que partenaires. Malgré le contexte violent que le krav-maga évoque (attaque à l'arme blanche, étranglement, saisi…), la pratique en club présente un taux de blessures extrêmement faible[12].
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+L'auto-défense est une composante du krav-maga regroupant toute une série de techniques dont le but est de donner à ceux qui les apprennent la possibilité de se défendre contre des actions hostiles, d’être en mesure d’avoir le dessus sur leur(s) assaillant(s) et d’éviter d’être blessés. Cela comprend également les défenses contre toutes sortes d’agressions : coups de poing, coups de pied, étouffements, différentes prises et attaques à main armée (avec couteau, arme à feu, grenade ou gourdin)[23]. L’élève apprend ainsi à appliquer les différentes méthodes de krav-maga dans un maximum de situations (familières ou inconnues) : notamment obscurité, positions assise ou couchée, environnements étroits, contre plusieurs agresseurs[24].
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+Le combat au corps-à-corps marque une phase plus avancée du krav-maga, durant laquelle l’individu apprend à neutraliser rapidement et efficacement son assaillant. Celle-ci met en œuvre des éléments ayant trait au combat proprement dit : tactiques, feintes, attaques avec combinaison de plusieurs techniques, dimension psychologique du combat[3]. Il existe plusieurs types de combats :
+
+Outre les combats entre deux adversaires, en entraînement, se pratique aussi le combat « deux contre un », permettant d'apporter un réalisme face aux situations rencontrées dans la rue. Ceux-ci sont un outil pédagogique important concernant la gestion du stress et l'établissement d'une stratégie pour faire face à plusieurs adversaires.
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+Depuis la mort d'Imi Lichtenfeld, un certain nombre de fédérations se sont développées en Europe et dans le monde.
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+De nombreuses forces de sécurité s'en servent également dans différents pays. C'est le cas notamment des forces israéliennes, comme Tsahal et le Mossad, et américaines avec le FBI, le SWAT ou encore les Marines. En France, l'armée française utilise le krav-maga, ainsi que les groupes d'élite de la gendarmerie (GIGN) et de la police nationale (RAID/BRI).
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+Le krav-maga rencontre également un intérêt certain chez les civils, via le développement de fédérations en Europe, en Amérique du Nord et dans d'autres régions du monde. La Fédération européenne de krav-maga (FEKM) compte par exemple plus de 13 000 licenciés répartis dans dix pays, dont environ 10 000 en France.
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+Le krav-maga est un style de combat qui s'est également popularisé dans les médias comme la télévision, le cinéma et les jeux vidéo.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3038.html.txt

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+Kuala Lumpur (/ˈkualə ˈlumpo(r)/), souvent désignée par ses initiales KL, est l'une des deux capitales de la Malaisie (avec Putrajaya). Cœur industriel, financier et culturel du pays, la ville a une superficie de 243 km2 et compte plus de 1 600 000 habitants. Son agglomération, nommée Grand Kuala Lumpur (en) ou Vallée du Kelang, en compte plus de 7 300 000 en 2010 : il s'agit de la ville la plus peuplée du pays et une de celles connaissant la plus forte croissance urbaine et économique d'Asie du Sud-Est. Le Territoire fédéral de Kuala Lumpur délimite l'agglomération et constitue l'un des trois territoires fédéraux de Malaisie (en) ; il est entièrement enclavé dans l’État de Selangor, au milieu de la côte ouest de la Malaisie péninsulaire.
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+Arrachée à la jungle dans les années 1850, la ville doit sa naissance et sa fortune aux abondants gisements d'étain découverts au XIXe siècle. Kuala Lumpur ne fut longtemps qu'un campement de huttes de bambous, infesté par la malaria et ravagé à de multiples reprises par les inondations et les incendies. Elle grandit grâce au commerce de l'étain pour devenir, en 1896, la capitale des États malais fédérés. Durant la Seconde Guerre mondiale, la ville est dévastée lors de la bataille de Kuala Lumpur (en) et est conquise par l'Armée impériale japonaise en 1942. Rapidement reconstruite, elle sera le témoin de violences inter-ethniques entre les communautés malaise et chinoise lors de l'Incident du 13 mai 1969 (en). Depuis les années 1980, Kuala Lumpur a connu un développement extrêmement rapide et est devenue une métropole.
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+Ville mondiale, Kuala Lumpur a vu se développer de nombreux gratte-ciels dans son quartier d'affaires, dont les tours Petronas, qui furent les plus hautes du monde. Son développement industriel s'est fait notamment autour des nouvelles technologies et de la finance. Elle nourrit d'importants liens avec la « Silicon Valley malaisienne », Cyberjaya, ainsi qu'avec Singapour, situé à 300 kilomètres au sud-est. Elle accueille également le siège du Parlement de Malaisie et l'Istana Negara (en) — la résidence royale —, mais le gouvernement a été transféré à Putrajaya, qui est devenue la capitale administrative du pays en 1999.
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+Son nom, signifiant en malais « confluent vaseux », s'explique par sa situation au confluent de deux cours d'eau : le fleuve Kelang, le plus important, et l'un de ses affluents, le Gombak. Son climat est de type équatorial, avec des températures moyennes et des précipitations très élevées toute l'année. Ville cosmopolite, Kuala Lumpur présente la particularité d'être peuplée à 43 % de Chinois, soit presque autant que de Malais (45 %) ; elle constitue ainsi une sorte d'enclave bouddhiste dans un pays majoritairement musulman. Vitrine du développement rapide de la Malaisie, la ville accueille de grands évènements tels que les Jeux du Commonwealth en 1998 ou le Grand Prix automobile de Malaisie.
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+À l'origine de Kuala Lumpur on trouve une mine d'étain exploitée à compter des années 1840 par des mineurs chinois le long du fleuve Selangor, à une quinzaine de kilomètres au nord de la ville actuelle[2].
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+Kuala Lumpur est initialement un hameau comportant quelques maisons et magasins situés au confluent des rivières Gombak et Kelang. On considère généralement que Kuala Lumpur devient une agglomération à part entière vers 1857[3] lorsque le chef malais de Kelang, Raja Abdullah bin Raja Jaafar, avec l'aide de son frère Raja Juma'at de Lukut, collecte des fonds pour ouvrir une nouvelle mine d'étain exploitée par des mineurs chinois de Lukut[4],[5]. Les mineurs étaient débarqués à Kuala Lumpur puis de là rejoignaient la mine située au pied de Ampang[6]. Kuala Lumpur était située à l'extrémité de la partie navigable de la rivière Kelang, et était donc utilisée comme site d'embarquement et de débarquement pour l’approvisionnement et la collecte de la production des mines d'étain de la région[2],[3].
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+Malgré un taux de mortalité élevé dû à la malaria qui sévissait dans cette région couverte de jungle, les mines d'Ampang sont exploitées avec succès et le premier chargement d'étain est exporté en 1859[2]. L'exploitation du minerai entraîne la croissance du village mais également celle de Pudu et de Batu. Les mineurs s'organisent en bandes[7] qui se battent entre elles pour prendre le contrôle des gisements les plus riches[8]. Le chef malais et le propriétaire de la mine décident de conférer le titre de Kapitan Cina (chef des Chinois) au responsable de la communauté chinoise. Hiu Siew est le premier capitaine de la mine de Lukut[9],[10]. Avec Yap Ah Sze, il avait fait partie des premiers commerçants arrivé à Ampang et vendait des provisions aux mineurs en échange de l'étain[11]. Le troisième capitaine de Kuala Lumpur, Yap Ah Loy, est nommé en 1868.
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+Parmi les principales personnalités figurent également le Dato Dagang (« responsable des commerçants ») ainsi que Haji Mohamed Tahir[12],[13]. Les Minangkabaus deviennent par la suite également une communauté importante : ces commerçants de Sumatra comprennent notamment Utsman Abdullah[14], et Haji Mohamed Taib qui sont impliqués dans le développement de Kampung Baru[15],[16].
+
+Élevée au rang de ville (bandar en malais) seulement en 1897, Kuala Lumpur a connu depuis une croissance effrénée. Elle a été séparée en 1971 de l'État du Selangor dont elle était jusqu'alors la capitale (remplacée depuis dans cette fonction par la ville nouvelle de Shah Alam), pour devenir un territoire fédéral.
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+Située au centre de Selangor Kuala Lumpur était initialement un simple territoire de cet État. En 1974 Kuala Lumpur a été détaché de celui-ci et est devenu un territoire fédéré dirigé directement par le gouvernement fédéral au même titre que l'île de Labuan et la capitale administrative de la Malaisie Putrajaya. Le territoire couvre une superficie de 243 km2[17].
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+Kuala Lumpur est située dans le sud-ouest de la Malaisie. Elle s'est développée initialement dans la vallée du Klang et son centre se trouve au confluent de cette rivière avec le Gombak à 45 km de la mer. Cette vallée est bordée à l'est par les Monts Titiwangsa, au nord et au sud par des reliefs modérés[18]. Le terrain relativement plein (altitude moyenne de 81,95 mètres)[19] et la situation dans l'état le plus développé de la Malaisie a favorisé la croissance rapide de l'agglomération au cours des dernières décennies[20]. Celle-ci déborde largement les limites du territoire fédéral en englobant une bonne partie de l'État du Selangor. L'expansion a suivi les autoroutes et les lignes de transport en commun lourd dont le métro léger. L'aire urbaine s'étend à l'ouest jusqu'au port de Kelang, qui donne sur le détroit de Malacca.
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+Kuala Lumpur a un climat équatorial (Af dans la classification de Köppen) caractérisé par une saison unique, de fortes précipitations et une chaleur élevée quasiment constante. Elle est abritée des vents forts qui sévissent dans la région par l'île de Sumatra à l'est et par les monts Titiwangsa à l'ouest. Les précipitations annuelles s'élèvent à 2 628 mm et sont particulièrement élevées durant la mousson du nord-est qui dure d'octobre à mars. La température moyenne, quasi constante sur toute l'année, s'élève à 27 °C/28 °C. Les maximums sont compris entre 32 et 35 °C tandis que les minimums sont compris entre 23,4 et 26 °C[21],[22].
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+Les inondations sont fréquentes dans le centre ville après des fortes précipitations car, du fait de son développement rapide, celui-ci ne dispose pas de système d'évacuation des eaux excédentaires[23]. La fumée produite par les incendies de forêt dans l'île de Sumatra voisine provoquent parfois une brume recouvrant la capitale. C'est une source majeure de pollution avec les feux de forêts locaux, les émissions des véhicules à moteur et les chantiers de construction[24].
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+Kuala Lumpur est dirigée depuis 1971 par un Lord Maire (Datuk Bandar) qui a le statut de personne morale individuelle. Mhd Amin Nordin Abdul Aziz (en) nommé le 18 juillet 2015 est le onzième maire en exercice. La ville est administrée par un conseil municipal composé de 15 membres qui ne sont pas élus depuis la suspension des élections locales en 1970 mais qui sont nommés par le ministère des territoires fédérés[26]. Les compétences du conseil municipal portent sur la santé publique, l'environnement, les infrastructures urbaines et le développement économique[27].
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+Le territoire de Kuala Lumpur est découpé en 11 districts[28] :
+
+Sur le plan national, la parlement de Malaisie siège dans la capitale au sein de la Malaysian Houses of Parliament (en) qui se situe dans les jardins du lac Perdana à proximité de Tugu Negara (en), le monument national malaisien.
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+Kuala Lumpur accueille le siège de fleurons nationaux, parmi lesquels Petronas (hydrocarbures) qui loge dans les tours marquées du nom de la société, Maybank (banque) située dans la tour Menara Maybank, Telekom Malaysia (télécommunications).
+La ville compte une usine de fabrication de pneumatiques du groupe allemand Continental AG.
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+Comme dans de nombreuses métropoles d'Asie, la voiture individuelle reste le principal moyen de déplacement. Un réseau d'autoroutes dessert l'ensemble des quartiers de la capitale. Dans le centre ville, deux demi-rocades concentriques, Jalan Sultan Ismaël et Jalan Tun Razak, entrecoupées de grands axes partis du centre ont structuré le développement. La ville est par ailleurs reliée par des autoroutes au reste de la péninsule malaise, à Singapour au sud et à Penang au nord par une autoroute qui continue vers Hat Yai en Thaïlande. Une autoroute est-ouest rejoint la ville de Kuantan et les États du Terengganu et du Pahang.
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+Le système de transport en commun de Kuala Lumpur et de la vallée du Klang repose sur de nombreux modes de transports : bus, lignes de train de banlieue, métro léger, monorail, taxis. Malgré les efforts des autorités pour promouvoir l'usage des transports en commun, la part modale de ceux-ci n'était que de 16 % en 2006. Toutefois ce taux est en progression à la suite de l'ouverture et l'extension de plusieurs lignes de transport lourd. Celui-ci comprend :
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+La création de deux autres lignes de métro est programmée. La première ligne longue de 52 kilomètres entre Sungai Buloh et Putrajaya devrait être ouverte partiellement est programmée en 2021 et son achèvement est prévu en 2022. Les caractéristiques de la deuxième ligne restent en 2017 à définir[30].
+
+Kuala Lumpur se trouve au cœur des liaisons ferroviaires longue distance de la Malaisie gérées par la compagnie nationale de chemins de fer KTM. Celles-ci s'appuient sur deux lignes : la ligne de la côte ouest longe à plus ou moins grande distance le détroit de Malacca et la ligne de la côte est qui se débranche de la première ligne dans le sud du pays à Gemas puis remonte au nord jusqu'à la frontière thaïlandaise en passant au centre de la péninsule[31]. Deux gares jouent un rôle central dans la desserte ferroviaire banlieue et grande distance : celle de Kuala Lumpur et celle de Kuala Lumpur Sentral. Le gros du trafic intercités est réalisé sur la ligne de la côte ouest entre Kuala Lumpur et le nord du pays, là ou se concentre l'essentiel de l'activité du pays. Deux nouvelles lignes devraient fortement accroître le trafic voyageurs :
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+Les liaisons aériennes sont réalisés par deux aéroports. La principale plateforme aéroportuaire est l'aéroport international de Kuala Lumpur (KLIA) situé à Sepang qui comprend notamment le terminal de vols à bas coût KLIA 2 (Low Cost Carrier Terminal) et celui de Subang (vols affrétés). Des vols internationaux à destination des six principales métropoles des six continents partent de KLIA[37]. L'aéroport est relié au centre ville par une liaison ferroviaire le KLIA Ekspres[38]. KLIA est le hub de la compagnie nationale Malaysia Airlines et de la compagnie charter nationale AirAsia. En 201 652,6 millions de passagers et 642 558 tonnes de fret ont transité par KLIA. L'autre plateforme aérienne est l'aéroport Sultan Abdul Aziz Shah  qui était le seul aéroport de Kuala Lumpur de 1965 jusqu'à l'ouverture de KLIA en 1998. Environ 3 millions de passagers ont transité par cet aéroport qui est désormais exploité par des compagnies comme Firefly et Berjaya Air  assurant des dessertes régionales à l'aide d'avions à hélices[39].
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+Kuala Lumpur mélange des styles architecturaux de l'ère coloniale, inspirés des traditions asiatiques, de l'art islamique malais avec des ouvrages d'architecture moderne et post-moderne[40]. La ville est relativement récente comparée aux autres capitales du sud-est asiatique (Bangkok, Djakarta et Manille) et les ouvrages remontent à la fin du XIXe et au XXe siècle. On trouve notamment des bâtiments de style moghole, néo-mauresque, néo-Tudor ou néo-gothique[41].
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+La ville compte plus de 200 gratte-ciels dont les tours Petronas, deux gratte-ciels inaugurés en 1998, symboles du développement récent de l'ensemble du pays. Leur architecture fait intervenir différents symboles des composantes de la population nationale : les aspects malais, islamique, mais aussi chinois[42]. Avec une hauteur de 452 m et 88 étages, elles étaient jusqu'en 2004 les plus hautes tours du monde.
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+Parmi les autres lieux les plus visités :
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+À proximité :
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+Au moment de la fin d’année 2011/2012, l’exposition des United Buddy Bears a été présentée au cœur de la métropole Kuala Lumpur, à Bukit Bintang. Cette exposition, qui vise à rapprocher les peuples, a attiré plus de 2,5 millions de visiteurs.
+
+Selon les statistiques officielles, Kuala Lumpur avait un taux d'alphabétisation de 97,5 % en 2000, le plus élevé de tous les états et territoires de la Malaisie[43]. Le malais est la langue utilisée pour l'enseignement de la plupart des sujets tandis que l'apprentissage de l'anglais est obligatoire. Toutefois en 2012, l'anglais était la langue utilisée pour l'enseignement des mathématiques et des sciences naturelles dans certaines écoles. D'autres écoles dispensent un enseignement en mandarin et en tamoul sur certains sujets. Kuala Lumpur accueille 13 établissements d'enseignement supérieurs, 79 lycées, 155 écoles primaires et 136 maternelles[44].
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+La ville de Kuala Lumpur est jumelée avec les villes suivantes :
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+Les tours Petronas
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+La mosquée nationale de Malaisie, Masjid Negara
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+Tugu Negara, le monument malais
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+Édifice Sultan Abdul Samad
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3039.html.txt

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+Kuala Lumpur (/ˈkualə ˈlumpo(r)/), souvent désignée par ses initiales KL, est l'une des deux capitales de la Malaisie (avec Putrajaya). Cœur industriel, financier et culturel du pays, la ville a une superficie de 243 km2 et compte plus de 1 600 000 habitants. Son agglomération, nommée Grand Kuala Lumpur (en) ou Vallée du Kelang, en compte plus de 7 300 000 en 2010 : il s'agit de la ville la plus peuplée du pays et une de celles connaissant la plus forte croissance urbaine et économique d'Asie du Sud-Est. Le Territoire fédéral de Kuala Lumpur délimite l'agglomération et constitue l'un des trois territoires fédéraux de Malaisie (en) ; il est entièrement enclavé dans l’État de Selangor, au milieu de la côte ouest de la Malaisie péninsulaire.
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+Arrachée à la jungle dans les années 1850, la ville doit sa naissance et sa fortune aux abondants gisements d'étain découverts au XIXe siècle. Kuala Lumpur ne fut longtemps qu'un campement de huttes de bambous, infesté par la malaria et ravagé à de multiples reprises par les inondations et les incendies. Elle grandit grâce au commerce de l'étain pour devenir, en 1896, la capitale des États malais fédérés. Durant la Seconde Guerre mondiale, la ville est dévastée lors de la bataille de Kuala Lumpur (en) et est conquise par l'Armée impériale japonaise en 1942. Rapidement reconstruite, elle sera le témoin de violences inter-ethniques entre les communautés malaise et chinoise lors de l'Incident du 13 mai 1969 (en). Depuis les années 1980, Kuala Lumpur a connu un développement extrêmement rapide et est devenue une métropole.
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+Ville mondiale, Kuala Lumpur a vu se développer de nombreux gratte-ciels dans son quartier d'affaires, dont les tours Petronas, qui furent les plus hautes du monde. Son développement industriel s'est fait notamment autour des nouvelles technologies et de la finance. Elle nourrit d'importants liens avec la « Silicon Valley malaisienne », Cyberjaya, ainsi qu'avec Singapour, situé à 300 kilomètres au sud-est. Elle accueille également le siège du Parlement de Malaisie et l'Istana Negara (en) — la résidence royale —, mais le gouvernement a été transféré à Putrajaya, qui est devenue la capitale administrative du pays en 1999.
+
+Son nom, signifiant en malais « confluent vaseux », s'explique par sa situation au confluent de deux cours d'eau : le fleuve Kelang, le plus important, et l'un de ses affluents, le Gombak. Son climat est de type équatorial, avec des températures moyennes et des précipitations très élevées toute l'année. Ville cosmopolite, Kuala Lumpur présente la particularité d'être peuplée à 43 % de Chinois, soit presque autant que de Malais (45 %) ; elle constitue ainsi une sorte d'enclave bouddhiste dans un pays majoritairement musulman. Vitrine du développement rapide de la Malaisie, la ville accueille de grands évènements tels que les Jeux du Commonwealth en 1998 ou le Grand Prix automobile de Malaisie.
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+À l'origine de Kuala Lumpur on trouve une mine d'étain exploitée à compter des années 1840 par des mineurs chinois le long du fleuve Selangor, à une quinzaine de kilomètres au nord de la ville actuelle[2].
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+Kuala Lumpur est initialement un hameau comportant quelques maisons et magasins situés au confluent des rivières Gombak et Kelang. On considère généralement que Kuala Lumpur devient une agglomération à part entière vers 1857[3] lorsque le chef malais de Kelang, Raja Abdullah bin Raja Jaafar, avec l'aide de son frère Raja Juma'at de Lukut, collecte des fonds pour ouvrir une nouvelle mine d'étain exploitée par des mineurs chinois de Lukut[4],[5]. Les mineurs étaient débarqués à Kuala Lumpur puis de là rejoignaient la mine située au pied de Ampang[6]. Kuala Lumpur était située à l'extrémité de la partie navigable de la rivière Kelang, et était donc utilisée comme site d'embarquement et de débarquement pour l’approvisionnement et la collecte de la production des mines d'étain de la région[2],[3].
+
+Malgré un taux de mortalité élevé dû à la malaria qui sévissait dans cette région couverte de jungle, les mines d'Ampang sont exploitées avec succès et le premier chargement d'étain est exporté en 1859[2]. L'exploitation du minerai entraîne la croissance du village mais également celle de Pudu et de Batu. Les mineurs s'organisent en bandes[7] qui se battent entre elles pour prendre le contrôle des gisements les plus riches[8]. Le chef malais et le propriétaire de la mine décident de conférer le titre de Kapitan Cina (chef des Chinois) au responsable de la communauté chinoise. Hiu Siew est le premier capitaine de la mine de Lukut[9],[10]. Avec Yap Ah Sze, il avait fait partie des premiers commerçants arrivé à Ampang et vendait des provisions aux mineurs en échange de l'étain[11]. Le troisième capitaine de Kuala Lumpur, Yap Ah Loy, est nommé en 1868.
+
+Parmi les principales personnalités figurent également le Dato Dagang (« responsable des commerçants ») ainsi que Haji Mohamed Tahir[12],[13]. Les Minangkabaus deviennent par la suite également une communauté importante : ces commerçants de Sumatra comprennent notamment Utsman Abdullah[14], et Haji Mohamed Taib qui sont impliqués dans le développement de Kampung Baru[15],[16].
+
+Élevée au rang de ville (bandar en malais) seulement en 1897, Kuala Lumpur a connu depuis une croissance effrénée. Elle a été séparée en 1971 de l'État du Selangor dont elle était jusqu'alors la capitale (remplacée depuis dans cette fonction par la ville nouvelle de Shah Alam), pour devenir un territoire fédéral.
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+Située au centre de Selangor Kuala Lumpur était initialement un simple territoire de cet État. En 1974 Kuala Lumpur a été détaché de celui-ci et est devenu un territoire fédéré dirigé directement par le gouvernement fédéral au même titre que l'île de Labuan et la capitale administrative de la Malaisie Putrajaya. Le territoire couvre une superficie de 243 km2[17].
+
+Kuala Lumpur est située dans le sud-ouest de la Malaisie. Elle s'est développée initialement dans la vallée du Klang et son centre se trouve au confluent de cette rivière avec le Gombak à 45 km de la mer. Cette vallée est bordée à l'est par les Monts Titiwangsa, au nord et au sud par des reliefs modérés[18]. Le terrain relativement plein (altitude moyenne de 81,95 mètres)[19] et la situation dans l'état le plus développé de la Malaisie a favorisé la croissance rapide de l'agglomération au cours des dernières décennies[20]. Celle-ci déborde largement les limites du territoire fédéral en englobant une bonne partie de l'État du Selangor. L'expansion a suivi les autoroutes et les lignes de transport en commun lourd dont le métro léger. L'aire urbaine s'étend à l'ouest jusqu'au port de Kelang, qui donne sur le détroit de Malacca.
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+Kuala Lumpur a un climat équatorial (Af dans la classification de Köppen) caractérisé par une saison unique, de fortes précipitations et une chaleur élevée quasiment constante. Elle est abritée des vents forts qui sévissent dans la région par l'île de Sumatra à l'est et par les monts Titiwangsa à l'ouest. Les précipitations annuelles s'élèvent à 2 628 mm et sont particulièrement élevées durant la mousson du nord-est qui dure d'octobre à mars. La température moyenne, quasi constante sur toute l'année, s'élève à 27 °C/28 °C. Les maximums sont compris entre 32 et 35 °C tandis que les minimums sont compris entre 23,4 et 26 °C[21],[22].
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+Les inondations sont fréquentes dans le centre ville après des fortes précipitations car, du fait de son développement rapide, celui-ci ne dispose pas de système d'évacuation des eaux excédentaires[23]. La fumée produite par les incendies de forêt dans l'île de Sumatra voisine provoquent parfois une brume recouvrant la capitale. C'est une source majeure de pollution avec les feux de forêts locaux, les émissions des véhicules à moteur et les chantiers de construction[24].
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+Kuala Lumpur est dirigée depuis 1971 par un Lord Maire (Datuk Bandar) qui a le statut de personne morale individuelle. Mhd Amin Nordin Abdul Aziz (en) nommé le 18 juillet 2015 est le onzième maire en exercice. La ville est administrée par un conseil municipal composé de 15 membres qui ne sont pas élus depuis la suspension des élections locales en 1970 mais qui sont nommés par le ministère des territoires fédérés[26]. Les compétences du conseil municipal portent sur la santé publique, l'environnement, les infrastructures urbaines et le développement économique[27].
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+Le territoire de Kuala Lumpur est découpé en 11 districts[28] :
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+Sur le plan national, la parlement de Malaisie siège dans la capitale au sein de la Malaysian Houses of Parliament (en) qui se situe dans les jardins du lac Perdana à proximité de Tugu Negara (en), le monument national malaisien.
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+Kuala Lumpur accueille le siège de fleurons nationaux, parmi lesquels Petronas (hydrocarbures) qui loge dans les tours marquées du nom de la société, Maybank (banque) située dans la tour Menara Maybank, Telekom Malaysia (télécommunications).
+La ville compte une usine de fabrication de pneumatiques du groupe allemand Continental AG.
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+Comme dans de nombreuses métropoles d'Asie, la voiture individuelle reste le principal moyen de déplacement. Un réseau d'autoroutes dessert l'ensemble des quartiers de la capitale. Dans le centre ville, deux demi-rocades concentriques, Jalan Sultan Ismaël et Jalan Tun Razak, entrecoupées de grands axes partis du centre ont structuré le développement. La ville est par ailleurs reliée par des autoroutes au reste de la péninsule malaise, à Singapour au sud et à Penang au nord par une autoroute qui continue vers Hat Yai en Thaïlande. Une autoroute est-ouest rejoint la ville de Kuantan et les États du Terengganu et du Pahang.
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+Le système de transport en commun de Kuala Lumpur et de la vallée du Klang repose sur de nombreux modes de transports : bus, lignes de train de banlieue, métro léger, monorail, taxis. Malgré les efforts des autorités pour promouvoir l'usage des transports en commun, la part modale de ceux-ci n'était que de 16 % en 2006. Toutefois ce taux est en progression à la suite de l'ouverture et l'extension de plusieurs lignes de transport lourd. Celui-ci comprend :
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+La création de deux autres lignes de métro est programmée. La première ligne longue de 52 kilomètres entre Sungai Buloh et Putrajaya devrait être ouverte partiellement est programmée en 2021 et son achèvement est prévu en 2022. Les caractéristiques de la deuxième ligne restent en 2017 à définir[30].
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+Kuala Lumpur se trouve au cœur des liaisons ferroviaires longue distance de la Malaisie gérées par la compagnie nationale de chemins de fer KTM. Celles-ci s'appuient sur deux lignes : la ligne de la côte ouest longe à plus ou moins grande distance le détroit de Malacca et la ligne de la côte est qui se débranche de la première ligne dans le sud du pays à Gemas puis remonte au nord jusqu'à la frontière thaïlandaise en passant au centre de la péninsule[31]. Deux gares jouent un rôle central dans la desserte ferroviaire banlieue et grande distance : celle de Kuala Lumpur et celle de Kuala Lumpur Sentral. Le gros du trafic intercités est réalisé sur la ligne de la côte ouest entre Kuala Lumpur et le nord du pays, là ou se concentre l'essentiel de l'activité du pays. Deux nouvelles lignes devraient fortement accroître le trafic voyageurs :
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+Les liaisons aériennes sont réalisés par deux aéroports. La principale plateforme aéroportuaire est l'aéroport international de Kuala Lumpur (KLIA) situé à Sepang qui comprend notamment le terminal de vols à bas coût KLIA 2 (Low Cost Carrier Terminal) et celui de Subang (vols affrétés). Des vols internationaux à destination des six principales métropoles des six continents partent de KLIA[37]. L'aéroport est relié au centre ville par une liaison ferroviaire le KLIA Ekspres[38]. KLIA est le hub de la compagnie nationale Malaysia Airlines et de la compagnie charter nationale AirAsia. En 201 652,6 millions de passagers et 642 558 tonnes de fret ont transité par KLIA. L'autre plateforme aérienne est l'aéroport Sultan Abdul Aziz Shah  qui était le seul aéroport de Kuala Lumpur de 1965 jusqu'à l'ouverture de KLIA en 1998. Environ 3 millions de passagers ont transité par cet aéroport qui est désormais exploité par des compagnies comme Firefly et Berjaya Air  assurant des dessertes régionales à l'aide d'avions à hélices[39].
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+Kuala Lumpur mélange des styles architecturaux de l'ère coloniale, inspirés des traditions asiatiques, de l'art islamique malais avec des ouvrages d'architecture moderne et post-moderne[40]. La ville est relativement récente comparée aux autres capitales du sud-est asiatique (Bangkok, Djakarta et Manille) et les ouvrages remontent à la fin du XIXe et au XXe siècle. On trouve notamment des bâtiments de style moghole, néo-mauresque, néo-Tudor ou néo-gothique[41].
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+La ville compte plus de 200 gratte-ciels dont les tours Petronas, deux gratte-ciels inaugurés en 1998, symboles du développement récent de l'ensemble du pays. Leur architecture fait intervenir différents symboles des composantes de la population nationale : les aspects malais, islamique, mais aussi chinois[42]. Avec une hauteur de 452 m et 88 étages, elles étaient jusqu'en 2004 les plus hautes tours du monde.
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+Parmi les autres lieux les plus visités :
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+À proximité :
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+Au moment de la fin d’année 2011/2012, l’exposition des United Buddy Bears a été présentée au cœur de la métropole Kuala Lumpur, à Bukit Bintang. Cette exposition, qui vise à rapprocher les peuples, a attiré plus de 2,5 millions de visiteurs.
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+Selon les statistiques officielles, Kuala Lumpur avait un taux d'alphabétisation de 97,5 % en 2000, le plus élevé de tous les états et territoires de la Malaisie[43]. Le malais est la langue utilisée pour l'enseignement de la plupart des sujets tandis que l'apprentissage de l'anglais est obligatoire. Toutefois en 2012, l'anglais était la langue utilisée pour l'enseignement des mathématiques et des sciences naturelles dans certaines écoles. D'autres écoles dispensent un enseignement en mandarin et en tamoul sur certains sujets. Kuala Lumpur accueille 13 établissements d'enseignement supérieurs, 79 lycées, 155 écoles primaires et 136 maternelles[44].
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+La ville de Kuala Lumpur est jumelée avec les villes suivantes :
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+Les tours Petronas
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+La mosquée nationale de Malaisie, Masjid Negara
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+Tugu Negara, le monument malais
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+Édifice Sultan Abdul Samad
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/304.html.txt

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+Apollon (en grec ancien Ἀπόλλων / Apóllôn, en latin Apollo) est le dieu grec des arts, du chant, de la musique, de la beauté masculine, de la poésie et de la lumière. Il est conducteur des neuf muses. Apollon est également le dieu des purifications et de la guérison, mais peut apporter la peste par son arc ; enfin, c'est l'un des principaux dieux capables de divination, consulté, entre autres, à Delphes, où il rendait ses oracles par la Pythie de Delphes. Il a aussi été honoré par les Romains, qui l'ont adopté très rapidement sans changer son nom. Dès le Ve siècle av. J.-C., ils l'adoptèrent pour ses pouvoirs guérisseurs et lui élevèrent des temples.
+
+Il est fréquemment représenté avec son arc et ses flèches, ou encore avec une cithare, voire une lyre : on le qualifie alors de « citharède »[1]. Il est également appelé « musagète » (« celui qui conduit les muses »). Le surnom de « Loxias », « l'Oblique », lui est attribué à cause de l'ambiguïté de ses oracles.
+
+Apollon devient au Moyen Âge puis à l'époque moderne un dieu solaire, patron de la musique et des arts. Au XIXe siècle, et en particulier dans La Naissance de la tragédie de Friedrich Nietzsche[2], il symbolise la raison, la clarté et l'ordre, considérés comme caractéristiques de l'« esprit grec », par opposition à la démesure et à l'enthousiasme dionysiaques. Ainsi, on a pu écrire de lui qu'il est « le plus grec de tous les dieux[3] » et qu'« aucun autre dieu n'a joué un rôle comparable dans le développement du mode de vie grec[4] ». Il reste l'un des dieux auquel l'on a élevé le plus de temples et consacré le plus de cultes[5].
+
+Apollon (grec attique, ionique et homérique : Ἀπόλλων, Apollon (GEN), Ἀπόλλωνος) ; dorique : Ἀπέλλων, Apellōn ; arcadochypriote : Ἀπείλων, Apeilōn ; éolien : Ἄπλουν, Aploun ; latin : Apollō)
+
+L'étymologie du nom est incertaine. L'orthographe Ἀπόλλων avait presque remplacé toutes les autres formes au début de l'ère commune, mais la forme dorique, Apellon (Ἀπέλλων), est plus archaïque, car dérivée d'une précédente *Ἀπέλjων.
+
+Le nom d'Apollon est dérivé le plus plausiblement d'une racine indo-européenne *apelo-, *aplo- signifiant « force » ou « puissance ». Selon Daniel E. Gershenson, le nom Apollon est une simple épithète descriptive, les Grecs évitant de prononcer le vrai nom du dieu pour éviter de l'évoquer[6].
+
+La thèse d'une origine « asiatique » (c'est-à-dire anatolienne) d'Apollon et d'Artémis a été développée par des grands noms de l'hellénisme tels que Wilamowitz en 1903[7] ou M. P. Nilsson en 1925[8] avant d'être remise en cause plus récemment. Ces savants s'appuyaient sur différents éléments : le nom de Léto pourrait venir du lycien, un dialecte indo-européen parlé autrefois en Anatolie, et signifierait, sous la forme Lada, « femme » (étymologie aujourd'hui contestée). L'une des épiclèses d'Apollon, Apollon Lycien, conforte cette hypothèse. Cette épiclèse est cependant plus souvent interprétée à partir du nom du « loup » (Gernet, Jeanmaire…). L'arme d'Apollon et de sa jumelle Artémis, l'arc, n'est pas grecque mais barbare (au sens grec : tous les peuples qui ne parlent pas le grec) ; il porte de plus, comme sa sœur, non pas des sandales, à l'instar des autres dieux, mais des bottines, type de chaussure considérée comme asiatique par les Anciens. En outre, il est, dans l’Iliade d'Homère, du côté des Troyens, peuple asiatique, et le rejet que subit Léto, que nulle terre grecque n'accepte, conforterait l'idée d'un dieu étranger. Enfin, le premier texte mentionnant Apollon est un texte hittite et non pas mycénien[9]. Cette hypothèse anatolienne n'est plus retenue par la recherche moderne[10].
+
+Inversement comme l'ont fait remarquer de nombreux chercheurs[Qui ?], Apollon est paradoxalement peut-être le dieu le plus grec de tous et a une longue histoire en Grèce avant l'époque classique.
+
+Il est aussi possible que ses origines remontent au peuple dorien du Péloponnèse, lequel honorait un dieu nommé Ἀπέλλων / Apéllôn, protecteur des troupeaux et des communautés humaines ; il semblerait que le terme vienne d'un mot dorien ἀπέλλα / apélla, signifiant « bergerie » ou « assemblée ». L'Apollon dorien serait une figure syncrétique de plusieurs divinités locales pré-grecques, de même que l'Apollon grec est la fusion de plusieurs modèles.
+
+Lorsque son culte s’introduit en Grèce, il est déjà honoré par d'autres peuples pré-hellènes, ce que l’Hymne homérique qui lui est destiné indique en signalant que les Crétois étaient ses premiers prêtres. Son premier lieu de culte est bien sûr Délos, capitale religieuse des Ioniens ; c'est sous Périclès, au Ve siècle av. J.-C., que l'île passe aux mains des Athéniens, qui confortent son caractère de sanctuaire inviolable en y faisant interdire toute naissance et toute mort. Le culte d'Apollon s'était entre-temps répandu partout dans le monde antique, de l'Asie Mineure (le sanctuaire de Didymes, près de Milet, en porte la trace flagrante : c'est l'un des plus grands temples jamais bâtis dans la zone méditerranéenne) à la Syrie, sans parler des innombrables temples qui lui sont dédiés en Grèce même. Selon Phanias, Gygès, roi de Lydie, fut le premier lui à lui consacrer des offrandes en or. Avant son règne, Apollon Pythien n'avait ni or, ni argent[11].
+
+Au rebours de la thèse traditionnelle, Bernard Sergent, spécialiste de mythologie comparée, s'attache à montrer dans Le livre des dieux. Celtes et Grecs, II (Payot, 2004) l'identité d'Apollon et du dieu celtique Lug. Pour lui, le dieu n'est pas asiatique mais gréco-celtique, et par-delà, indo-européen. Il remonte au moins à la séparation des ancêtres des Celtes et des Grecs, au IVe millénaire av. J.-C., et il est arrivé « tout d'un bloc » en Grèce : ce n'est pas une divinité composite. Il possède des homologues en domaine germanique (Wotan) ou indien (Varuna).
+
+Apollon serait la « version divine du roi humain ». Les poèmes homériques lui donnent systématiquement l'épithète anax, qui remonte à la désignation mycénienne du roi, wanax. Or le roi indo-européen est rattaché aux trois fonctions définies par Georges Dumézil, d'où la complexité d’Apollon : il remplit toutes les fonctions que puisse avoir un dieu. La définition de Lug donnée par C.-J. Guyonvarc'h et F. Le Roux peut aussi bien s'appliquer à lui : il est « tous les dieux résumés en un seul théonyme ».
+
+B. Sergent compare une à une toutes les caractéristiques connues de Lug et d'Apollon et relève de nombreux points et de nombreux attributs communs. C'est surtout à Delphes que le caractère complexe du dieu se révèle, dans son rôle d'inspirateur de la Pythie et des hommes, qu'il révèle à soi.
+
+Le rapprochement proposé par Bernard Sergent entre Lug et Apollon n'a pas été repris par d'autres spécialistes. Pierre Sauzeau lui reproche de négliger la proximité Apollon-Rudra « reconnue explicitement » et les liens avec Artémis[12]. Les spécialistes actuels des études celtiques voient davantage en Lug un héritier du couple indo-européen des Dioscures, les Jumeaux divins, une des plus anciennes figures du panthéon indo-européen[13].
+
+Dans Apollo the Wolf-god[14], Daniel E. Gershenson voit en Apollon un dieu d'origine indo-européenne, dont les attributs principaux seraient rassemblés dans l’expression Apollon dieu-loup. Cet auteur s’inscrit dans la lignée des travaux de Louis Gernet (Dolon le loup) et d'Henri Jeanmaire (Couroï et Courètes).
+
+Par le terme de « loup », il faut entendre non pas le culte de l'animal en lui-même, mais de son symbolisme, lequel n'est autre que le vent considéré tant par ses vertus bénéfiques que destructrices. Les vents, comme Zéphyr le vent-loup, peuvent être favorables aux semences, mais sont aussi tenus pour issus des cavernes et cette origine souterraine les met en relation avec les Enfers. Le vent est ainsi le passage entre le chaos et le cosmos.
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+Ceci explique le rôle de la divinité comme tuteur des éphèbes, de jeunes guerriers qui accomplissent leur initiation d’adultes, sa fonction de protecteur du grain semé et enfin sa qualité de dieu de la prophétie qui révèle les mystères et initie les musiciens et les poètes. Le Lycée (Λύκειον / Lukeion), rendu célèbre par Aristote, est placé dans un gymnase jouxtant le temple d'Apollon Lykeios. Apollon Lykeios, le dieu-loup, serait le maître des passages, dieu qui transforme les forces chaotiques des confréries de loups-garous de l'adolescence vers l'âge adulte, qui dévoile par la prophétie ou la Pythie le monde caché vers le découvert et le manifeste[15].
+
+Gershenson présente de nombreux témoignages dans le monde européen qui pourraient montrer que ce dieu-loup et dieu-vent remonte à une période antérieure à la séparation des peuples européens qui ont pénétré en Europe centrale et méridionale. Ses déductions sont en accord avec celles d'autres spécialistes, qui ont notamment souligné le lien d'Apollon avec les loups et son rôle joué dans les initiations. Apollon est particulièrement associé à Borée, le Vent du Nord[16].
+
+Jean Haudry rejoint également les conclusions de Gershenson. Comme le dieu védique Rudra, Apollon est un dieu du vent et de la nature sauvage à l'origine : c'est en s'opposant à Dionysos qu'il a développé des caractères « civilisés ». Face à un Dionysos « feu sauvage », il est devenu, contrairement à sa nature première, dieu du foyer delphique. Au feu hivernal de Dionysos, il s'est opposé comme dieu estival et comme dieu solaire. Il s'est ainsi affirmé comme dieu de la sagesse face à la folie dionysiaque. Et si Dionysos, dieu subversif, a pu être considéré comme indésirable dans la société aristocratique, Apollon est devenu le dieu civique et national par excellence[17].
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+L'identification d'Apollon avec le soleil n'apparaît dans aucune source avant le Ve siècle av. J.-C. — à l'époque archaïque, ce sont Hélios ou Hypérion qui représentent le feu solaire[18] ; la première mention attestée remonte à Euripide, dans un fragment de la tragédie perdue Phaéton[19],[18]. L'assimilation s'explique par l'épithète φοῖϐος / Phoibos, littéralement « le brillant », qui est associée à Apollon chez Homère[20]. Elle rencontre un grand succès parmi les poètes, milieu où le nom d'« Apollon » est souvent employé, par métonymie, pour désigner le soleil, de même que « Déméter » pour le pain ou « Héphaïstos » pour le feu. On en trouve peu d'écho dans le culte d'Apollon.
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+Apollon Soleil tout comme Artémis Lune se sont éloignés de leur caractère primitif de dieux sauvages en rejoignant la sphère cosmique de la religion
+[21].
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+Dans l’Iliade, Apollon est décrit comme un dieu lunaire : son arc est d'argent, couleur liée à la nuit et à la lune. Ensuite, de multiples évolutions l'amèneront à devenir un dieu solaire (son épithète Phœbus, la lumière), son arc et ses flèches renvoient d'ailleurs aux rayons solaires. Toujours dans les poèmes homériques, il y est perçu comme un dieu-vengeur, menaçant, porteur de peste. Dans le chant I de l’Iliade, ses surnoms sont les suivants : toxophore, Seigneur archer, argyrotoxos, à l'arc d'argent, etc. Cette attitude vengeresse est accompagnée de traits de caractère belliqueux : Homère l'y décrit comme un dieu orgueilleux, emporté par ses sentiments et par la violence. Rappelons que les poèmes homériques (Iliade) écrits dans le IXe siècle avant Jésus-Christ narrent une histoire antérieure de près de quatre siècles (Troie a été détruite dans les années 1280 ACN). Le dieu Apollon n'a pas encore subi les influences qui l'amèneront à devenir le dieu complexe qu'il est dans la Grèce classique.
+
+Apollon est le fils de Zeus  et de la Titanide Léto[22]. Il a pour sœur jumelle Artémis.
+
+Sa naissance est contée en détail dans l’Hymne homérique à Apollon[23] : sur le point d'enfanter, Léto parcourt la mer Égée, cherchant un asile pour son fils et pour fuir Héra qui la chasse par jalousie. Pleines de terreur, « car nulle d'entre elles n'eut assez de courage, si fertile qu'elle fût, pour accueillir Phoibos »[24], îles et presqu'îles refusent l'une après l'autre d'accueillir Apollon. Léto gagne finalement l'île de Délos, qui refuse d'abord, de peur que le dieu ne la méprise ensuite à cause de l'âpreté de son sol. Léto jure par le Styx que son fils y bâtira son temple et l'île accepte aussitôt.
+
+Toutes les déesses, dont Dioné, Rhéa, Thémis et Amphitrite, viennent assister Léto pendant sa délivrance. Par jalousie, Héra ne prévient pas Ilithyie, déesse des accouchements, qui reste sur l'Olympe. Après neuf jours et neuf nuits, les déesses ordonnent à Iris, messagère des dieux, de prévenir Ilithyie et de lui remettre un collier d'or pour la faire venir. Dès que celle-ci arrive à Délos, Léto étreint un palmier qui deviendra sacré et donne naissance à Apollon, en un jour qui est le septième du mois. Aussitôt, les cygnes sacrés font sept fois le tour du rivage en chantant[25]. Puis Thémis offre à Apollon le nectar et l'ambroisie. Dans l’Hymne homérique, Artémis ne naît pas en même temps que son frère, mais à Ortygie[26] — nom qui désigne peut-être l'emplacement du temple d'Artémis à Éphèse[27]. Dès sa naissance, Apollon manifeste sa puissance d'immortel ; il réclame ses attributs, la lyre et l'arc, et affirme ses pouvoirs.
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+Chez Pindare, Artémis et Apollon naissent, jumeaux, à Délos[28]. Délos est une île errante avant l'arrivée de Léto, métamorphose de sa sœur Astéria ; après la délivrance d'Apollon, quatre colonnes surgissent du fond de la mer et viennent l'ancrer solidement[29]. Chez Hygin, le serpent Python prédit sa propre mort des mains d'Apollon et poursuit Léto enceinte pour l'empêcher d'accoucher[30]. Parallèlement, Héra décrète qu'aucune terre sous le soleil ne pourra accueillir Léto. Zeus demande donc à Borée, le vent du Nord, d'amener Léto à Poséidon, qui installe la parturiente sur l'île d'Ortygie, qu'il recouvre sous les eaux. Python finit par abandonner ses recherches et Léto peut accoucher. Aussitôt, Poséidon fait sortir des eaux Ortygie qui prend le nom de Délos, « la visible ». On trouve chez Apollodore l'idée qu'Artémis naît la première et sert de sage-femme à Léto pour la naissance de son frère[31].
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+Peu après la naissance d'Apollon, Zeus lui remet un char tiré par des cygnes et lui ordonne de se rendre à Delphes[32]. Le dieu n'obéit pas immédiatement, mais s'envole à bord de son char pour le pays des Hyperboréens qui, selon certaines versions, est la patrie de Léto[33]. Là vit un peuple sacré qui ne connaît ni la vieillesse, ni la maladie ; le soleil y brille en permanence[34]. Apollon y reste pendant un an avant de partir pour Delphes. Il y revient tous les dix-neuf ans, période au bout de laquelle les astres ont accompli une révolution complète (un cycle métonique)[33]. De l'équinoxe de printemps au lever des Pléiades, il y danse chaque nuit en s'accompagnant de la lyre[33]. Selon d'autres légendes, il y passe chaque année les mois d'hiver[35], ne revenant dans son lieu de culte — Delphes ou Délos — qu'avec le printemps[36].
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+Les premiers exploits du dieu sont décrits dans l’Hymne homérique à Apollon pythien. À la recherche d'un lieu où fonder son oracle, Apollon s'arrête d'abord à la source Telphouse, près de l'Hélicon. Ne souhaitant pas partager le lieu avec quiconque, elle lui suggère d'aller plutôt à Crisa, près de Delphes. Là, Apollon établit son temple, après avoir tué le serpent femelle, la Δράκαινα / drákayna, enfant de Gaïa, qui garde les lieux. La dépouille du serpent reçoit le nom de Πυθώ / Puthố, « la pourrissante » (de πύθειν / púthein, « pourrir »), Apollon prend le titre de Pythien et sa prêtresse celui de Pythie. En colère contre Telphouse, Apollon rebrousse chemin et ensevelit la source sous une pluie de pierres. Il bâtit un sanctuaire à sa place et prend le nom de Telphousien. Le dieu cherche ensuite un moyen de faire venir des prêtres à son temple pythien. Il aperçoit alors un navire de Crétois voguant vers Pylos. Prenant la forme d'un dauphin (δελφίς / delphís), il les mène jusqu'à Crisa. Il se transforme ensuite en jeune homme et conduit les Crétois jusqu'au sanctuaire dont ils deviendront les desservants. Crisa prend alors le nom de Delphes (Δελφοί / Delphoí).
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+L'arrivée à Delphes fait l'objet de variantes. Chez Pindare, le dieu prend contrôle du lieu par la force (on ne précise pas comment), ce qui pousse Gaïa à vouloir le jeter au Tartare[37]. D'autres auteurs mentionnent également les répercussions du meurtre de Python : chez Plutarque, Apollon doit se purifier dans les eaux du Tempé[38]. Chez Euripide, Léto amène Apollon à Delphes où il tue le serpent Python. En colère, Gaïa envoie aux hommes des rêves prophétiques. Apollon se plaint de cette concurrence déloyale à Zeus, qui met fin aux rêves[39]. Chez Hygin, Apollon tue Python pour venger sa mère, que le serpent a poursuivie pendant sa grossesse[30].
+
+Dans d'autres traditions, la prise de Delphes est pacifique. Ainsi, chez Eschyle, Gaïa donne l'endroit à sa fille Thémis, laquelle le donne à son tour à sa sœur Phébé, qui le remet ensuite à Apollon[40]. Chez Aristonoos, Apollon est conduit à Delphes par Athéna et persuade Gaïa de lui donner le sanctuaire[41].
+
+Dans la guerre de Troie, Apollon se range aux côtés des Troyens, qui lui consacrent un temple sur leur acropole[42]. Comme le font Poséidon et Athéna pour les Achéens, il intervient aux côtés des troupes qu'il défend pour les encourager[43]. Il prend les traits de mortels pour conseiller Hector ou Énée[44]. Il soustrait Énée aux coups de Diomède[45], intervient en personne pour repousser le guerrier grec quand il se fait trop pressant[46] puis sauve Énée en le remplaçant par un fantôme sur le champ de bataille[47]. De même, il dérobe Hector à la rage d'Achille[48]. Inversement, il se sert d'Agénor pour éloigner Achille et empêcher la prise de Troie[49]. Il intervient directement en frappant et désarmant Patrocle, laissant le héros sans défense face aux Troyens qui le tueront[50]. Selon les versions, il aide Pâris à abattre Achille[51], ou prend la forme du prince troyen[52] pour le tuer.
+
+Défenseur des Troyens, il a pour principal adversaire sa demi-sœur Athéna[53]. Non content de l'affronter sur le champ de bataille par mortels interposés, il veut empêcher Diomède, le protégé d'Athéna, de remporter l'épreuve de course en chars lors des jeux funéraires de Patrocle ; la déesse intervient à son tour pour faire gagner son champion[54]. Néanmoins, Apollon sait se retenir face à son oncle Poséidon et lui propose de laisser les mortels régler eux-mêmes leurs querelles[55].
+
+On ignore pourquoi Apollon prend aussi activement parti pour les Troyens, ou inversement contre les Grecs. Son seul lien avec Troie remonte à sa servitude auprès de Laomédon, mais cette histoire devrait plutôt l'inciter à soutenir les Grecs, comme le fait Poséidon[56].
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+Apollon est un dieu vindicatif, prompt à punir ceux qui le défient en commettant par ailleurs deux fratricides (Tityos et Amphion). Il tue le serpent Python et, aidé de sa sœur, il élimine son demi-frère Tityos, qui a tenté de s'en prendre à Léto[57]. Toujours avec Artémis, il massacre de ses flèches ses neveux et nièces, les fils et filles de Niobé, qui a osé se moquer de sa mère[58]. Il tue aussi son demi-frère Amphion qui tente de piller son temple pour venger les Niobides. Il fait périr les Aloades quand ceux-ci entreprennent d'escalader l'Olympe et de défier les dieux[59]. Il écorche vivant le satyre Marsyas, amateur de flûte, qui lui a lancé un défi musical[60]. Le roi Midas, qui avait préféré le son de la flûte à celui de la lyre, est doté d'une paire d'oreilles d'âne[61].
+
+La confrontation ne tourne pas toujours à l'avantage du dieu. Quand Héraclès s'empare du trépied de Delphes pour faire pression sur la Pythie, Apollon accourt à la rescousse de la prêtresse. Le héros se serait enfui avec le trépied si le dieu n'avait pas appelé à l'aide son père Zeus, qui intervient en envoyant un trait de foudre[62].
+
+Apollon et sa sœur Artémis entourant le palmier où leur mère leur a donné naissance, cratère du Peintre de Comacchio, vers 450 av. J.-C., (musée archéologique national de Madrid).
+
+Idas et Marpessa séparés par Zeus d'Apollon, psykter attique à figures rouges, (Staatliche Antikensammlungen).
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+Apollon et Tityos, pélikè attique à figures rouges de Polygnote, vers 450‑440 av. J.-C..
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+Dans son Hymne à Apollon, Callimaque lui prête un rôle de bâtisseur, de fondateur et législateur. Il conseillait les représentants de diverses cités grecques quant à la fondation de cités nouvelles : « Ô Phébus ! sous tes auspices s'élèvent les villes ; car tu te plais à les voir se former, et toi-même en poses les fondements[63]. »
+
+Platon[64] reconnaît également ce rôle à Apollon et conseille à tout fondateur d'un état de se référer aux lois établies par le dieu : il s'agit des lois « qui regardent la fondation des temples, les sacrifices, et en général le culte des dieux, des démons et des héros, et aussi les tombeaux des morts et les honneurs qu'il faut leur rendre afin qu'ils nous soient propices… »
+
+Apollon eut une nombreuse descendance :
+
+Réputé pour sa grande beauté, Apollon est paradoxalement assez malheureux dans ses amours[65],[66]. Celles-ci ont pour objet des nymphes, des mortels/mortelles, mais très rarement des divinités majeures[67].
+
+Il s'éprend de la nymphe Cyrène en la voyant combattre un lion qui menace les troupeaux de son père[68]. Il fait part de ses sentiments au centaure Chiron, qui les approuve. Encouragé, Apollon se déclare à la jeune fille, qu'il emmène en Libye. Là, elle reçoit du dieu la souveraineté sur la région, la Cyrénaïque, et donne naissance à Aristée, qui enseignera aux hommes l'apiculture.
+
+Les autres amours du dieu sont moins heureuses. Il enlève Marpessa, fille d'Événos, alors qu'elle est fiancée à l'Argonaute Idas[69]. Ce dernier réclame sa promise les armes à la main, et Zeus doit séparer les deux adversaires[70]. Le roi des dieux demande à Marpessa de choisir entre ses deux soupirants ; la jeune fille opte pour Idas, de peur d'être abandonnée par Apollon l'âge venant[70].
+
+Il poursuit de ses ardeurs la nymphe Daphné ; pendant sa fuite, la jeune fille invoque son père, un dieu fleuve, qui lui substitue un laurier[71] ou la transforme en cette plante[72]. Ses amours avec Coronis, fille de Phlégias, roi des Lapithes, ne finissent pas mieux : enceinte du dieu, elle le trompe avec le mortel Ischys[73]. Apollon, maître de la divination, perçoit la vérité, qui lui est également rapportée par un corbeau[73]. Il envoie alors sa sœur Artémis pourfendre l'infidèle de ses flèches, mais pris de pitié pour l'enfant à naître, il arrache ce dernier du ventre de sa mère qui se consume sur le bûcher[73]. Il porte le jeune Asclépios chez le centaure Chiron, qui l'élève et lui enseigne l'art de la médecine[73]. Apollon s'éprend également de la princesse troyenne Cassandre, fille du roi Priam : elle promet de se donner à lui en échange du don de prophétie, mais, après avoir obtenu satisfaction, elle revient sur ses dires. Furieux, Apollon la condamne à ne jamais être prise au sérieux[74].
+
+De nombreuses autres aventures sont attribués à Apollon. Souvent, les récits se concentrent sur la progéniture divine plutôt que sur la mère, dont le nom change suivant la version : il ne s'agit pas de véritables histoires d'amour, mais d'un moyen de rattacher un personnage à Apollon. Ainsi des musiciens Linos et Orphée, du devin Philamnos, d'Ion, éponyme des Ioniens ou de Delphos, fondateur de Delphes.
+
+Apollon est aussi le dieu qui compte le plus d'aventures avec des jeunes garçons[75]. Il s'éprend de Hyacinthe, fils d'un roi de Sparte. Alors qu'ils s'entraînent au lancer du disque, le hasard — ou Zéphyr jaloux — fait que le disque frappe Hyacinthe à la tempe. Désespéré, Apollon fait jaillir du sang du jeune homme une fleur, le hyakinthos, qui n'est sans doute pas la jacinthe actuelle[76]. L'histoire de Cyparisse, fils de Télèphe, se termine également de manière tragique. Aimé d'Apollon, il a pour compagnon un cerf apprivoisé. Il le tue un jour par mégarde ; désespéré, il demande au dieu la mort, et la grâce de pouvoir pleurer éternellement. Ainsi est-il changé en cyprès, symbole de la tristesse[77]. Apollon s'éprend également d'Hyménaios, fils de Magnès ; absorbé par sa passion, le dieu ne voit pas le jeune Hermès lui dérober ses troupeaux[78]. On ignore la fin de l'histoire[79].
+
+Figurent également parmi ses amants Hélénos, frère de Cassandre[80] ; Carnos, fils de Zeus et d'Europe, qui reçoit du dieu le don de divination[81] ; Leucatas qui, pour échapper au dieu, se jette du haut d'une falaise et donne son nom à l'île de Leucade[82] ; Branchos, aimé d'Apollon alors qu'il garde ses troupeaux, puis fondateur de l'oracle du dieu à Didymes[83].
+
+Apollon est un dieu jeune pour les Grecs. Seul entre tous les Olympiens, son nom n'apparaît pas sur les tablettes mycéniennes en linéaire B[84]. Le premier culte de Délos concerne Artémis et non son frère[85]. Il est possible que les Karneia, les Hyacinthies et les Daphnephoria célèbrent, à l'origine, d'autres divinités qu'Apollon. Cependant, son culte est solidement ancré dans l'ensemble du monde grec dès le VIIIe siècle av. J.-C., au moment où apparaissent les premières sources littéraires grecques.
+
+Apollon joue un rôle majeur dans l’Iliade : selon Homère, c'est lui qui est à l'origine de la dispute d'Agamemnon et Achille et donc de l'ensemble des événements narrés par le poème[86]. Animé du souffle prophétique, Xanthos, le cheval d'Achille, le nomme « le premier des dieux[87] ». De fait, aucun n'est mentionné plus souvent que lui dans le poème, à l'exception de Zeus[88]. Chacune de ses apparitions est terrifiante. Quand il veut venger son prêtre Chrysès, bafoué par Agamemnon :
+
+« Des cimes de l'Olympe il descendit, plein de courroux,
+Portant son arc et son carquois étanche sur l'épaule.
+Les traits sonnèrent sur l'épaule du dieu courroucé,
+
+Quand il partit, et c'était comme si la nuit marchait[89]. »
+
+Le son de son arc est terrible et sa voix gronde comme le tonnerre quand il arrête le guerrier Diomède dans son élan[90]. C'est aussi un dieu jaloux de ses prérogatives : face à Diomède, il rappelle qu'« il n'est rien de commun / entre les Immortels et ceux qui marchent sur la terre[91]. » Il reproche à Achille de ne pas l'avoir reconnu sous les traits du Troyen Agénor :
+
+« Pourquoi me poursuis-tu, Achille, avec tes pieds rapides,
+Mortel courant après un dieu ? N'aurais-tu pas encore
+Reconnu qui je suis, que tu t'obstines dans ta rage[92] ? »
+
+Pendant les jeux funéraires de Patrocle, il ôte la victoire à l'archer Teucros, qui a omis de lui promettre une hécatombe[93].
+
+Homère présente avant tout Apollon comme un dieu archer. Là où sa sœur emploie l'arc pour la chasse, son domaine est plutôt la guerre : il donne leur arme aux deux meilleurs archers de la guerre de Troie, le Troyen Pandaros et le Grec Teucros[94]. Ses flèches sont porteuses de mort : elles sèment la peste dans le camp grec, tuant hommes et bêtes. Le seul remède réside alors dans la prière, la purification et le sacrifice : lui seul peut écarter la maladie qu'il apporte[95].
+
+L'hymne à Apollon pythien commence par l'apparition d'Apollon dans l'Olympe, la phorminx (lyre) à la main : « aussitôt les Immortels ne songent plus qu'à la cithare et aux chants[96]. » Les Muses chantent en chœur les dieux et les hommes ; les dieux de l'Olympe, Arès compris, se donnent la main pour danser et Apollon lui-même, tout en jouant, se joint à eux. La scène résume l'un des domaines majeurs d'Apollon : la μουσική / mousikē, c'est-à-dire la combinaison du chant, de la musique instrumentale et de la danse[97].
+
+En tant que tel, Apollon est le patron des musiciens : « c'est par les Muses et l'archer Apollon qu'il est des chanteurs et des citharistes », dit Hésiode[98]. Il inspire même la nature : à son passage « chantent les rossignols, les hirondelles et les cigales[32] ». Sa musique apaise les animaux sauvages[99] et meut les pierres[100]. Pour les Grecs, musique et danse ne sont pas seulement des divertissements : elles permettent aux hommes de supporter la misère de leur condition[101].
+
+Jacqueline Duchemin, spécialiste de poésie grecque et de mythologie comparée, a émis l'hypothèse selon laquelle les prérogatives d'Apollon dans le domaine de la musique et de la poésie se rattacheraient à sa nature de divinité pastorale, l'une des fonctions originelles du dieu étant la protection des troupeaux[102]. Selon l'auteur de La Houlette et la lyre, ce seraient les bergers et les pâtres qui auraient inventé l'art musical au cours de leurs longues veillées solitaires. Elle affirme ainsi : « Le poète et le berger sont bien une même personne. Et ses dieux sont à son image[103]. » Et aussi : « Les divinités des pâtres et des bêtes furent, au sein d'une nature pastorale, dans les temps les plus anciens, celles de la musique, de la danse et de l'inspiration poétique[104]. »
+
+Après avoir réclamé l'arc et la lyre, Apollon, dans l'hymne homérique qui lui est consacré, nomme son troisième domaine d'intervention : « je révélerai aussi dans mes oracles les desseins infaillibles de Zeus[105]. » Si Zeus et quelques héros, comme Trophonios, possèdent leurs oracles, Apollon est la principale divinité oraculaire des Grecs[106]. Il le déclare lui-même quand son frère Hermès essaie d'obtenir aussi le don de divination : « j'ai engagé ma parole, et juré par un serment redoutable que nul autre que moi, parmi les Dieux toujours vivants, ne connaîtrait la volonté de Zeus aux desseins profonds[107]. »
+
+À partir de l'époque classique, tous les sites oraculaires de grande envergure appartiennent à Apollon, à l'exception de l'oracle de Zeus à Dodone et, plus tard, de celui de Zeus Ammon à Siwa[108]. Interrogé sur la disparition des oracles liés aux sources sacrées ou aux vapeurs émanant de la terre, Apollon répond au IIe – IIIe siècle ap. J.-C. :
+
+« […] la terre elle-même s'entr'ouvrit et reprit les uns dans ses entrailles souterraines, tandis qu'une éternité infinie anéantit les autres. Mais seul Hélios [Apollon] qui brille pour les mortels possède encore dans les gorges divines de Didymes les eaux de Mykalè, et celle qui court en bordure de Pythô sous la montagne du Parnasse, et la rocailleuse Claros, bouche rocailleuse de la voix prophétique de Phoibos[109]. »
+
+Le principal oracle d'Apollon est celui de Delphes, qui est probablement fondé entre 900 et 700 av. J.-C.[110]. Dès l'époque archaïque, Apollon delphien est omniprésent dans la vie des cités : il approuve leurs lois, comme la Grande Rhêtra de Sparte ou la constitution de Clisthène à Athènes, et donne sa bénédiction aux expéditions coloniales. Il apparaît dans les mythes héroïques comme celui d'Œdipe ou de Thésée. Les Jeux pythiques, en l'honneur d'Apollon, sont le concours public le plus important après les Jeux olympiques. À l'époque hellénistique, il conseille le Sénat romain. Après une période de déclin au Ier siècle av. J.-C., le sanctuaire est détruit au IVe siècle par les chrétiens.
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+Apollon est toujours représenté dans la fraîcheur d'une éternelle jeunesse. C'est une caractéristique typique d'un dieu vent qui ne vieillit jamais[119].
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+Il est représenté les cheveux longs, conformément à l'une de ses épithètes homériques[120]. La coiffure est typique des jeunes gens ou kouroi, terme dérivé de la racine ker-, « tondre, couper » (sous-entendu : les cheveux)[121]. Le passe-temps typique du jeune homme étant l'athlétisme, pratiqué nu, l'offrande typique à Apollon prend la forme, à l'époque archaïque, d'un jeune homme debout, nu, les cheveux longs, type statuaire que les historiens de l'art appellent le kouros.
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+Liste des statues d'Apollon ayant un article dans Wikipédia
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+Apollon, Hyacinthe et Cyparisse, Alexandre Ivanov, 1834
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+Louis-Nicolas Clérambault a composé deux cantates, Apollon, opus 15 et Apollon et Doris, opus 21.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/3040.html.txt

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+Le Ku Klux Klan, appelé souvent par son sigle KKK ou également le Klan, est une société secrète terroriste suprémaciste blanche des États-Unis fondée à la veillée de Noël 1865 ou au début de l'année 1866.
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+Avec les lois Jim Crow[1],[2],[3],[4],[5] il est un des dispositifs des états du Sud pour s'opposer par tous les moyens violents possibles (assassinats, attentats, viols, tortures, enlèvements, incendies d'écoles et d'églises afro-américaines) à l'application des droits constitutionnels des Afro-Américains garantis par plusieurs amendements au lendemain de la Guerre de Sécession : le Treizième amendement de la Constitution des États-Unis du 6 décembre 1865 abolissant l'esclavage, le Quatorzième amendement de la Constitution des États-Unis de 1868, accordant la citoyenneté à toute personne née ou naturalisée aux États-Unis et interdisant toute restriction à ce droit, et le Quinzième amendement de la Constitution des États-Unis, de 1870, garantissant le droit de vote à tous les citoyens des États-Unis et par conséquent aux anciens esclaves[6].
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+Il est communément admis de diviser l'histoire du Ku Klux Klan en trois périodes, la première allant de 1865 à 1871, une seconde allant de 1915 à 1944 et enfin une troisième qui s'étale de 1946 à nos jours. Chacune de ces périodes possède des caractéristiques propres pour déjouer l'égalité des droits civiques pour tous les citoyens américains et faire l'apologie du suprémacisme blanc. Son âge d'or est celle des années 1920-1930. En dehors de ses exactions terroristes contre la population afro-américaine et de ses sympathisants, son histoire est jalonnée de scandales politiques et financiers (chantages, corruptions, détournements de fonds, intimidations diverses, prévarications, trucages électoraux, etc.).
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+Son influence diminue au cours des années années 1960 avec la vague du mouvement américain des droits civiques et la promulgation de différentes lois fédérales comme le Civil Rights Act de 1964, le Voting Rights Act de 1965 et le Civil Rights Act de 1968 mettant fin à toutes les formes législatives et réglementaires de discrimination raciale sur l'ensemble des états des États-Unis.
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+De nos jours il est devenu une nébuleuse de groupuscules d'activistes qui se fondent dans le paysage de l'extrême droite américaine.
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+Traversant les trois périodes, l'idéologie du Ku Klux Klan se nourrit des doctrines racistes, antisémites de certains essayistes et anthropologues du XIX° siècle comme Arthur de Gobineau, ou Herbert Spencer et des théories complotistes qu'ils entretiennent à leur tour et le second Klan se réclame également de l'idéologie nativiste[7],[8],[9],[10],[11],[12],[13].
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+La création du Ku Klux Klan est une des conséquences de la Guerre de Sécession[14],[15]. Quand celle-ci prend fin, commence la période dite de la Reconstruction (1865-1877) où les enjeux sont les modalités de l'intégration politique des ex-états confédérés à l’Union, le développement d'une économie du sud ravagée par la guerre et l'intégration sociale et politique des Afro-Américains qui bénéficient désormais des mêmes droits civiques que les Blancs depuis la promulgation du Treizième amendement de la Constitution des États-Unis du 12 juin 1865 abolissant l'esclavage, du Quatorzième amendement de la Constitution des États-Unis de 1868, accordant la citoyenneté à toute personne née ou naturalisée aux États-Unis et interdisant toute restriction à ce droit, et du Quinzième amendement de la Constitution des États-Unis, de 1870 garantissant le droit de vote à tous les citoyens du pays[16], et la gestion du retour des prisonniers de guerre et celui des réfugiés[17]. Pour cela, le 3 mars 1865 est créé le Bureau des réfugiés, des affranchis et des terres abandonnées (le Freedmen's Bureau) dont la mission est de réinsérer les réfugiés, de venir en aide aux Afro-Américains fraîchement affranchis, de mettre en place des structures scolaires, universitaires et hospitalières à destination des Afro-Américains et de former une élite afro-américaine[18],[19],[20],[21].
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+À l'annonce du treizième amendement et de la création du Bureau des réfugiés, les réactions de la presse des états du Sud sont négatives : « Le nègre a toujours besoin d'être pris en charge par quelqu'un de supérieur à lui, laissé à lui même, il tombera dans la misère pour ensuite disparaitre. », « On ne peut rien attendre d'un peuple impossible à gouverner, sauf par le fouet. », « Les nègres ne sont pas des créatures fiables, tous leurs hommes sont des voleurs, toutes leurs femmes sont des catins. C'est leur nature d'être comme ça et ils ne changeront jamais. », « Le nègre est fait pour être un esclave. »[22]. Le Bureau des réfugiés est fustigé, des Blancs l'accusent de « favoriser la paresse, d'encourager la tendance naturelle des Nègres au vol, au vagabondage et au vice », oubliant l'aide apportée aux Blancs dans le dénuement[22]. Les planteurs sont irrités de devoir payer leurs anciens esclaves au même tarif que les ouvriers agricoles blancs, s’inquiètent de les voir partir travailler pour d'autres, s'opposent à ce que l'on puisse scolariser les Afro-Américains (avant la fin de la guerre de Sécession, il était interdit de leur apprendre à lire, écrire ou compter) et leur indignation atteint son comble lorsque le Bureau des réfugiés leur demandent en prendre en charge les enfants qu'ils ont eu de leurs esclaves afro-américaines[23]. Les représailles commencent, des Afro-Américains qui refusent de travailler pour leurs anciens maîtres et des pasteurs afro-américains sont assassinés, des femmes qui refusent les avances de Blancs sont violées, des bandes de desperados composées, entre autres, d'anciens militaires confédérés sèment la terreur en commettant des atrocités tant à l'encontre d'Afro-Américains que d'agents du Bureau des réfugiés[24]. Malgré tout, le treizième amendement est ratifié par la quasi totalité des états du Sud, car c'était la condition sine qua non pour être réintégrés en tant qu'état au sein de l'Union. Avec cette adoption, ces états mettent en places différents Black Codes pour adapter les anciennes lois sur l'esclavage à la nouvelle situation[25]. Ces nouvelles réglementations entravent l'application du treizième amendement en restreignant les libertés des Afro-Américains. Ainsi dans le Mississippi les Afro-Américains doivent posséder une preuve de leur emploi, un certificat de travail qui les assigne à un employeur, car s'ils veulent changer d'emploi sans l'accord de leur employeur, ils doivent rembourser le montant de leur salaire annuel ; en Caroline du Sud une loi interdit aux Afro-Américains d'exercer une profession autre que fermier ou domestique à moins qu'ils ne paient une taxe annuelle de 10 $ à 100 $. Ces Codes noirs se développent dans les différents états du Sud et touchent l'ensemble de la vie sociale, professionnelle et civique des Afro-Américains, restreignant leurs droits à la propriété, à établir leur entreprise, à l'éducation, au mariage, etc. Elles s'appliquent d'autant plus facilement que les juges et les forces de polices locales sont des Blancs sudistes[26],[27],[28],[29],[30],[31].
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+Les enquêtes qui sont menées par la United States Congress Joint Committee on Reconstruction (Commission de la reconstruction)[32],[33],[34], recueillent des témoignages accablants : il s'avère que les droits civiques des Afro-Américains sont foulés aux pieds, qu'ils continuent de vivre dans des conditions proches de l'esclavage, qu'ils sont l'objet de diverses attaques qui vont de l'insulte au meurtre, en passant par de fausses accusations de viols, que les agents du Bureau des réfugiés sont régulièrement assassinés ou intimidés. Ces enquêtes constatent l'existence de milices armées qui sèment la terreur[35]. Le rapport conclut par des résolutions qui vont préparer le Quatorzième amendement de la Constitution des États-Unis garantissant le droit des Afro-Américains mais aussi affirmant que nul ne peut être dépouillé du droit de propriété, de ses liberté fondamentales, que tout un chacun a droit à la même protection juridique[36],[37].
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+Alors que se tient la Commission de la reconstruction, la première émeute raciale éclate à à Memphis du 1er au 3 mai 1866, à cause d'une arrestation arbitraire : le bilan se monte à deux morts et deux blessés du côté des Blancs et à quarante six morts et quatre-vingts blessés du côté des Afro-Américains, cinq Afro-Américaines sont violées, douze églises et quatre écoles sont incendiées. Malgré le refus du maire John Park, le général George Stoneman intervient le troisième jour, instaure la loi martiale et fait défiler ses troupes comprenant des Afro-américains[38],[39],[40],[41]. Le 30 juillet 1866 éclate une nouvelle émeute raciale à la Nouvelle Orléans. La bilan de ce massacre) fait état d'environ 30 morts chez les Afro-Américains, principalement des anciens combattants[42],[43],[44],[45],[46],[47],[48]. Les bandes armées se durcissent, ainsi Ellis Harper, un ex-capitaine confédéré[49], mène une véritable guérilla, semant la terreur dans le Tennessee et le Kentucky[50].
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+Ce climat d’affrontements sanglants durcit les positions des uns et des autres. Pour mettre fin à l'opposition le Congrès vote le Quatorzième amendement, mais dix des états du Sud refusent de le ratifier, le laissant inopérant, livrant les Afro-Américains et leurs soutiens blancs à la haine de leurs anciens maîtres[51] .
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+C'est dans ce climat de tensions raciales violentes que des militaires nostalgiques refusant le nouvel ordre vont se rassembler pour s'organiser. C'est ainsi, que le Ku Klux Klan est fondé par six jeunes officiers sudistes désœuvrés et sans le sou (J. Calvin Jones, Frank O. McCord, Richard R. Reed, John B. Kennedy, John C. Lester, James R. Crowe) qui une fois démobilisés retournent à leur ville de naissance, Pulaski dans le Tennessee. Pulalski comme tant d'autres villes du sud a perdu de sa splendeur passée, d'autant plus qu'en 1865, un cyclone a ravagé ses plantations. Les six jeunes officiers, se réunissent chez l'oncle de Calvin Jones, le juge Thomas Jones le jour de la veillée de Noël 1865[52],[53] (la date de fondation, dans la nuit du 24 au 25 décembre 1865[15], fait débat car attestée par les seuls écrits et manuscrits du KKK[54], leur première rencontre ayant pu n'avoir lieu qu'au printemps 1866[55]). Ils ont le moral au plus bas et l'un d'entre eux dit « Hé les gars, faisons quelque chose pour briser la monotonie, quelque chose qui redonne de la fierté à nos mères et nos filles, lançons un club ! »[56]. L'accord étant fait, trois d'entre eux se chargent d'écrire les règles du club et les trois autres de trouver un nom au club. Une semaine après, ils se réunissent chez le colonel Thomas Martin, un notable de Pulaski. Comme convenu, des noms sont proposés « The Jolly Six », « The Thespians » puis John B. Kennedy propose le nom de The Circle, et pour faire plus distingué de le dénommer dans son équivalent en grec ancien Kuklos (qui signifie cercle[57],[58])[59], pour que le nom soit incompréhensible pour le commun des mortels, James R. Crowe suggère de l'appeler KuKlux et Kennedy ajoute Klan en mémoire des clans écossais, parce que les six membres fondateurs ont des ancêtres à l'origine de la colonisation écossaise des Amériques et c'est en séparant Ku de Klux que naît le nom Ku Klux Klan ; les six sont contents de leur trouvaille, ce nom en impose, il possède selon eux une dimension mystérieuse voire occulte ; de plus, comme le dit John C. Lester, la prononciation de Ku Klux Klan évoque le bruit d'os s'entrechoquant et dans le mouvement ils vont se déguiser avec des draps, se mettre des taies d’oreillers sur la tête et se lancer dans une cavalcade nocturne à travers la ville et chanter des sérénades auprès de leurs amoureuses ou de leurs parents[60]. Il est possible aussi que John B. Kennedy se soit inspiré pour le nom de Kuklos, d'une célèbre fraternité de Caroline du Nord, la Kuklos Adelphon, dissoute en 1855 et aurait emprunté le règlement de cette société[61],[62],[63].
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+Plus tard, pour améliorer leur tenue, impressionner les « Nègres », toujours sensibles aux manifestations d'apparence magique[64], et amuser le public lors de leurs processions[65], ils confectionnent des robes blanches qu'ils ornent de symboles étoiles, demi-lune, sur des morceaux d'étoffes rouges et se coiffent de chapeaux de sorcières coniques[66],[57],[67], ce costume du Ku Klux Klan devenant un symbole du mouvement. Cette première création du Klan est considérée davantage comme un amusement que comme un mouvement d'activistes[68].
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+Des questions se posent sur la rédaction du règlement du Klan, ou Prescript, une version qui aurait été rédigée en 1867 par George Gordon et John Calvin Brown[69], et qui apparaît la première fois dans un pamphlet Ku Klux Klan: Its Origin, Growth and Disbandment de John C. Lester, Daniel Love Wilson, Walter Lynwood Fleming, propagandistes notoires du Klan, en 1884[70]. L'analyse textuelle démontre qu'il s'agit d'un texte dont ne peut pas garantir l'authenticité par manque de sources fiables[71]. Quoi qu'il en soit, ce livret donne des indications intéressantes sur le statut, le fonctionnement et les règles du premier Klan, ainsi que son édition révisée en 1868[72],[73], textes discrets sur les buts que se donne le Klan, ceux-ci comme ses rites devant se transmettre uniquement de façon orale. Son autre intérêt est de lister les différents grades du Klan qui perdureront jusqu'à nos jours : Grand Sorcier, Grand Dragon, Grand Titan, Grand Cyclope, etc. et d'indiquer le mode de sélection des postulants par des critères précis :
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+Les cavalcades nocturnes du Klan font courir les imaginations des Blancs du Sud qui supportent mal la présence d'affairistes sans scrupules venus des états du Nord, les carpetbaggers et leurs alliés opportunistes du Sud profitant de l'état de confusion et d’instabilité, les scalawags, sentiments renforcés par des rumeurs de viols sur des femmes blanches commises par des Afro-Américains et la présence de militaires Afro-Américains défilant dans les rues. Les membres du Klan font régulièrement des chahuts nocturnes autour des habitations des carpetbaggers ou des représentants du gouvernement fédéral et font des émules un peu partout dans le Sud. Des légendes commencent à se développer autour de ces cavaliers de la nuit, ce seraient des fantômes, ou bien des géants, la presse locale parle des fantômes des héros sudistes morts... les Afro-Américains prennent également peur, c'est ainsi que sans le vouloir le Klan devient une force politique[74].
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+Il faut attendre la venue de Nathan Bedford Forrest, un ancien général de cavalerie de l'armée confédérée et un ancien marchand d'esclaves, propriétaire de deux plantations à Memphis[75], pour que le Klan devienne une organisation terroriste[68]. En mai 1866, Forrest entend parler du Klan et y voit l'opportunité de l'utiliser comme une contre-offensive secrète contre les forces d'occupation de l'United States Army. Il utilise à cette fin son réseau et enfin, en 1867, il est reçu par un membre du Klan qui lui fait prêter le serment d'obédience au Klan. Forrest constate que les diverses branches du Klan sont séparées les unes des autres, agissant chacune dans son coin sans aucune coordination. Il faut trouver un chef fédérateur, le nom du général Robert E. Lee s'impose, mais ce dernier refuse l'offre du fait de sa mauvaise santé, tout en écrivant une lettre de soutien au Klan en lui demandant de rester une force invisible, accompagnée de la requête que Forrest veuille bien prendre le relais. Le mot invisible contenu dans la lettre de Lee suggère de nommer le Klan l'Empire invisible et immédiatement Forrest est élu Grand Sorcier de l'Empire invisible[76],[77],[78],[79]. Forrest prend alors le contrôle de l'organisation en révisant en 1868 le Prescript de 1867, qui fixe les buts et le fonctionnement du Ku Klux Klan. Il le définit comme une « institution chevaleresque, humanitaire, miséricordieuse et patriotique », qui se donne comme « but sacré » le « maintien de la suprématie de la race blanche dans cette république », et ce par des méthodes contredisant ces valeurs chevaleresques et miséricordieuses[80],[81]. Le Klan, comme d'autres Blancs du Sud, s'oppose au nouveau statut des Afro-Américains, il voit dans ces nouveaux droits une menace de mainmise des Afro-Américains aidés par les nordistes sur l'économie du Sud, et surtout une menace « barbare » envers la « culture blanche ».
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+Sous la direction de Bedford, le Klan va s'organiser, recruter et s'étendre. Bedford impose une direction centralisée et des critères de sélection d'entrée. Seuls les anciens combattants confédérés démobilisés, sans avoir manqué à l'honneur militaire, et les anciens prisonniers de guerre, peuvent postuler. Très rapidement le Klan va disposer d'une armée invisible de 100 000 hommes. Pour se faire connaître, le mouvement organise des parades nocturnes surprises. Ces manifestations affolent les autorités d'occupation. Bedford est convoqué par des membres du Congrès pour s'expliquer sur les buts du Klan, ce à quoi il répond que le Klan n'a aucune visée politique, qu'il est créé pour protéger les Blancs du Sud, plus particulièrement les faibles, des menaces que représentent les « Nègres ». Cependant, Bedford déporte le problème pour ne pas avouer le véritable but politique du Klan, à savoir la restauration de l'ancien ordre des états du Sud et de leur souveraineté[82],[68].
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+Pour sauvegarder un minimum d'autonomie politique des États du sud vis-à-vis du Congrès des États-Unis et du président des États-Unis, les Blancs du sud vont jouer sur les élections locales dans les États du Sud des États-Unis (en) pour qu'aucun membre du Parti républicain ne soit élu. Le Klan va en être le bras armé, usant de son influence par toutes sortes de moyens : intimidations verbales et physiques (jusqu'aux coups de fouet), terreur[83], chantage, corruption pour imposer ses candidats au sein du Parti démocrate, puis pour faire triompher ceux-ci aux élections pour les institutions parlementaires des États du Sud et faire voter des lois locales ségrégationnistes. Par exemple, dans le comté de Columbia, à l'élection d'avril 1868, 1 222 personnes votent pour le candidat républicain au poste de gouverneur de Géorgie, mais seulement une pour le candidat Ulysses S. Grant à l'élection présidentielle américaine de 1868[84].
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+Pour cela, Forrest sillonne le pays pour y tenir des réunions et saboter les réunions électorales des Républicains. Chacune de ses apparitions est suivie d'une vague de violence contre les Afro-Américains[85]. Les membres du KKK font irruption dans leurs maisons pour les fouetter ou les assassiner en les pendant aux arbres ou les brûlant vifs dans des cages. Certaines femmes enceintes sont éventrées et des hommes castrés. Les Blancs du Bureau des réfugiés qui instruisent les Afro-Américains sont également visés par le Ku Klux Klan ainsi que les carpetbaggers[86]. On estime que lors de cette campagne présidentielle, le KKK a assassiné ou blessé plus de 2 000 personnes rien qu'en Louisiane[87],[88]. Au Tennessee, de juin à octobre 1867, il est fait part de vingt cinq meurtres, de quatre viols et de quatre incendies. Sous la pression de la terreur, les comtés de Giles et de Maury se sont vidés de leurs habitants afro-américains et blancs loyaux au gouvernement fédéral[89].
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+L'année 1868 est marquée par l’implantation du Klan dans plusieurs États (Missouri, Kentucky, Virginie-Occidentale, Maryland, Caroline du Nord, Caroline du Sud, Géorgie). Son ascension politique est facilitée par les notables qui voient dans le Klan un moyen de réduire, voire museler les Républicains pour assurer la victoire des Démocrates dans les élections. Des figures éminentes des États du Sud sont suspectées d'appartenir au Klan ou d'être des sympathisantes comme John Tyler Morgan[90],[91], Albert Pike[92],[93], Zebulon Baird Vance[94], John Brown Gordon[95],[96],[97], sans que l'on puisse toujours en faire la preuve formelle, mais dont la carrière politique est facilitée par les actions du Klan[98].
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+Le 28 août 1868, Forrest accorde une interview à un journaliste du The Commercial de Cincinnati où il indique que le Klan dispose de 550 000 membres dans les États du Sud, et présente le KKK comme une organisation militaire et politique pour protéger les gens du sud de l'oppression de l'armée fédérale. Pour faire barrage à l'influence du Nord, Forrest affirme que le Klan met tous ses moyens en œuvre pour faire élire des Démocrates qui lui sont favorables. Il conclut très prudemment qu'il n'est pas membre du Klan mais qu'il souhaite travailler avec eux. Quand les membres du Congrès lisent l'interview, l'article confirme bien leurs craintes sur la fait que le Klan est une véritable armée contre-révolutionnaire, que ses effectifs ne sont pas que des rumeurs, qu'il n'est plus du tout une bande de joyeux drilles inoffensifs s'amusant à faire des farces une fois la nuit tombée et enfin qu'il s'étend largement au-delà du Tennessee[99].
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+Ulysses S. Grant déclare à propos du KKK : « les buts du Klan sont d'empêcher par la force et la terreur toute action politique qui n'est pas en accord avec leurs positions : priver les personnes de couleur de leurs droits, supprimer les écoles pour les enfants des personnes de couleur, les confiner dans une situation proche de l'esclavage »[100]. Comme l'indique Wyn Craig Wade dans son livre The Fiery Cross, même un historien favorable au Klan convient que « La pire chose qu'ait pu commettre le Klan fut son opposition aux écoles pour les nègres », les enseignants et enseignantes qui professent dans les écoles pour les Afro-Américains sont rossés, fouettés, voire assassinés et leurs écoles incendiées[101].
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+Diverses actions judiciaires sont lancées contre le Klan mais n'aboutissent pas car les membres des jurys (en) sont composés de sympathisants du Klan et les témoins se rétractent par crainte de représailles[99].
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+Anticipant une réaction officielle bien que tardive des autorités de Washington, Forrest dissout le Klan en janvier 1869, officiellement parce certains klansmen avaient jeté l'opprobre sur l'image publique du Klan par leurs actions violentes. Mais plus officieusement, après avoir brûlé tous les documents du Klan, il fait entrer le Klan dans la clandestinité[102] qui continue ses activités terroristes sous le nom de l'« Empire invisible des Chevaliers du Ku Klux Klan » selon sa dénomination interne. Il est décompté un minimum de 3 500 assassinats commis par le KKK entre 1865 et 1900[103] (le nombre exact est inconnu car souvent les autorités ont classé les affaires sans suite).
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+Les actions terroristes du mouvement atteignent un summum d'audace, le 18 mai 1870, lorsqu'une bande de membres du Klan font irruption dans le palais de justice du comté de Caswell, et poignardent à mort le sénateur républicain John W. Stephens pour ensuite aller maltraiter sa famille[104],[105],[106]. D'autres élus Républicains sont assassinés : le représentant James Martin, le sénateur de la Caroline du Sud Benjamin F. Randolph[107], les députés Benjamin Inge, Richard Burke[108],[109]. Le général Oliver Otis Howard qui dirige le Bureau des réfugiés[110] alerte le Secrétaire d'État de la guerre pour lui faire part du terrorisme du Klan qui chasse les fermiers et entrepreneurs afro-américains, les poussant à l'exil par peur de représailles, et qui commet des saccages des différentes agences du Bureau des réfugiés[111]. Le shérif du comté de Wilkinson en Géorgie, Matt Deason, est assassiné parce que républicain, laissant libre cours aux atrocités du Klan qui va castrer un Afro-Américain, Henry Lowther, histoire de lui apprendre la différence entre un « Nègre » et un Blanc, un cas parmi tant d'autres[112]. Au Texas, le général John F. Reynolds rapporte que « les meurtres des Noirs sont si courants qu'il est impossible d'en tenir un décompte précis ». Dans le Mississippi, le Klan réussit à chasser des écoles afro-américaines, un peu partout dans le Sud, des centaines d'Afro-Américains qui préfèrent dormir, la nuit, cachés dans les bois et forêts par peur du Klan. La crainte est telle que des Afro-Américains décident de s'installer au Liberia car comme l'un d'eux le dit « pour un Noir il n'y a rien à attendre de ce pays si ce n'est la cruauté, la faim, les effusions de sang »[113].
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+À la violence croissante des klanistes, le gouvernement fédéral réagit officiellement contre cette organisation terroriste.
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+Le 4 mars 1869, Ulysses S. Grant prend ses fonctions de Président des États-Unis. Bien décidé à en finir avec les exactions du Klan, il lance, pour parachever les Reconstruction acts, les treizième et quatorzième amendements, le processus qui aboutit à l'adoption du quinzième amendement de la Constitution des États-Unis qu'il signe le 30 mars 1870 en proclamant « C'est l'événement le plus important qui soit arrivé depuis la naissance de la nation [...] c'est une révolution aussi grande que celle de 1776. »[114].
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+Parallèlement pour compléter le quinzième amendement, le 31 mai 1870, le congrès vote le premier des Enforcement Acts, comme celui de 1870[115],[116],[117] pour protéger les Afro-Américains des violences qu'ils subissent et garantir leurs droits constitutionnels. Cette première loi interdit la discrimination pratiquée par les officiers d'état civil pour l'inscription des Afro-Américains sur les listes électorales et prévoit le recours à l'United States Marshals Service, voire à l'armée en cas de fraudes, d'intimidations physiques. Elle interdit également la tenue vestimentaire du KKK sur la voie publique.
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+Le 20 avril 1871, la loi Ku Klux (The Klan Act) est votée au Congrès des États-Unis pour abolir l'organisation terroriste[86]. Son instigateur, le président Grant, déclare la loi martiale dans neuf comtés de Caroline du Sud[118]. Plusieurs milliers de membres du KKK sont arrêtés. La plupart sont libérés, faute de preuves. Mais le Klan en tant qu'organisation active disparaît rapidement. Il est officiellement interdit en 1877[119].
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+La plupart des institutions des anciens États confédérés sont alors déjà repassées sous le contrôle des sudistes et maintiennent la ségrégation par les lois Jim Crow.
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+D'autres organisations comme la White League sont alors créées par d'anciens membres du Klan. Elles continuent de mener des campagnes de lynchage et de terreur, mais elles n'ont ni l'importance et ni l'influence du Ku Klux Klan original.
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+Alors que le premier Klan a disparu, un livre paraît en 1905, The clansman : an historical romance of the Ku Klux Klan[120] (L'homme du Clan, une histoire d'amour historique du Ku Klux Klan) écrit par un fils et neveu de membres du Klan, Thomas F. Dixon Jr.. Dédié à l'oncle de Dixon, le colonel Leroy McAfeeLeroy McAfee, Grand Titan du Ku Klux Klan[121], il s'agit d'un mélodrame qui fait une description imaginaire de la période de la Reconstruction, dans laquelle les Blancs sont opprimés par les Afro-Américains. Ces derniers sont représentés comme des sauvages, des dégénérés qui auraient pris le contrôle des parlements des états du Sud. Truffé de nombreux autres propos tout aussi fantaisistes, ce roman n'a d’historique que le nom. La dramaturgie atteint son sommet à la fin du livre lorsqu'une jeune femme blanche se suicide pour échapper à un agresseur afro-américain (le viol d'une Blanche par un Afro-américain est un leitmotiv dans la prose de Dixon et est une allégorie du viol des états du sud par les états du nord). Les hommes du Klan exécutent sommairement l'agresseur et purgent les environs des soldats afro-américains, sauvant ainsi le sud de la barbarie (sic) et Dixon écrit « Le monde n'avait pas vu cela depuis les expéditions vers la terre Sainte des chevaliers du moyen-âge. »[122],[123],[124].
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+Dixon qui s'est reconverti dans le cinéma naissant croit en la possibilité de réaliser une version cinématographique de son roman. Il contacte des producteurs mais tous refusent, considérant que le film serait trop long et trop sujet à des polémiques. Continuant sa quête, il rencontre en fin 1913 le réalisateur D. W. Griffith qui se montre enthousiaste alors que ses collaborateurs affichent leur scepticisme. La critique du livre est en effet mauvaise, même du côté de la presse sudiste, le Journal d'Atlanta le qualifiant de « médiocre », le journal The StateThe State (journal) de Columbia de « conte de fées ». Un des assistants de Griffith, Billy Bitzer[125], lui dit au sujet du livre « C'est le pire hymne à la haine que je n'ai jamais rencontré. Il est comme les vieux sermons à faire peur avec les flammes de l'enfer, rempli de mensonges, de distorsions, et par dessus tout des superstitions les plus nauséabondes qui soient. ». Malgré tout, Griffith garde son enthousiasme. Après négociations, il achète les droits d’adaptation à Dixon pour 2 500 $ au lieu des 10 000 $ demandé, avec une clause d'intéressement sur les recettes du film. Son tournage commence en juillet 1914[126],[127]. Après un premier visionnage, Dixon appelle Griffith et lui dit que le titre d'origine « The clansman » est trop banal voire fade, et qu'il faut le renommer par « Birth of a Nation ». C'est avec ce titre que Le film sort le 8 février 1915 sous le titre de Naissance d'une nation[128],[129]. Huit mois après la première de Los Angeles, les neufs exemplaires du film sont distribués dans les états du Sud, où les réactions varient entre l'enthousiasme et les craintes de nouveaux affrontements inter-ethniques, entre l'exaltation nostalgique envers un Sud perdu imaginaire et le regard critique sur un film truffé d'erreurs historiques et véhiculant des clichés racistes[130],[131].
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+Dixon, ayant fait la connaissance du président américain Woodrow Wilson alors qu'ils étaient étudiants à l'université Johns-Hopkins, le convainc de projeter la Naissance d'une nation dans les appartements présidentiels de la Maison Blanche le 18 février 1915, en présence du président, de sa famille et de membres de son cabinet. À la suite de cette projection, Woodrow Wilson aurait déclaré « It's like writing history with lightning. My only regret is that it is all so terribly true. », phrase ambiguë qui peut se traduire par « C'est comme écrire l'histoire à coups d'éclats. Mon seul regret c'est que tout cela est terriblement réel. »[132], déclaration qui a été utilisée ultérieurement par la propagande du Klan pour faire croire que Woodrow Wilson aurait été un sympathisant du Klan voire un de ses membres. Or cette opinion de Woodrow Wilson s'est révélée apocryphe, il était trop au fait de l'histoire pour avaler les mensonges de la seconde partie du film. Il avait déjà dénoncé l'esclavage comme moralement condamnable et économiquement désastreux, et condamné le Klan, coupable de crimes barbares, et de vouloir établir un règne de la terreur. En revanche Woodrow Wilson, conscient de l'impact des images, aurait probablement dit « C'est comme écrire l'histoire à coups d'éclats », exprimant ainsi son inquiétude d'une réécriture de l'histoire par des « coups » pouvant rendre crédible une falsification de l'histoire, la seconde partie de la phrase relevant de l'imagination de Dixon. Et enfin, ce qui met en doute la paternité de cette opinion par Woodrow Wilson c'est qu'elle ne circule qu'à partir de 1937, qu'aucun article de presse de l'époque de la projection à la Maison Blanche n'en fait mention ni dans les années qui suivent du vivant de Woodrow Wilson[133],[134].
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+Le journal The Crisis, organe de presse de la jeune National Association for the Advancement of Colored People (NAACP), lance une campagne de boycott. Oswald Garrison Villard y dénonce « une incitation directe au meurtre, une intention délibérée pour attiser les préjugés racistes, une insulte contre une partie de la population ». Ses critiques sont reprises par la future prix Nobel de la paix, Jane Addams qui écrit dans l'Evening Post au sujet de la seconde partie du film qu'elle « donne une image pernicieuse des Noirs ». Elle y dénonce la victimisation des Blancs, les falsifications historiques[135]. Le scientifique Jacques Loeb de l'université Rockfeller qualifie le film de « glorification de la folie meurtrière », le romancier Upton Sinclair en parle comme étant le « film le plus vénéneux qui soit », des universitaires comme l’abolitionniste Samuel McChord CrothersSamuel McChord Crothers ou Albert Bushnell HartAlbert Bushnell Hart démontrent que les faits rapportés dans la seconde partie du film ne sont que des fictions corroborées par aucune source[136].
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+Malgré cela, le 15 mars 1915, le National Board of Review (commission de la censure) autorise le film après avoir obtenu la suppression de quelques séquences parmi les plus violentes. Cette version révisée ne satisfait nullement les attentes des partisans de sa censure comme O.G. Villard et W.E.B. Dubois de la NAACP ou la suffragette Harriot Eaton Stanton Blatch car elle n'ôte rien à son caractère raciste[136].
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+Le 17 avril 1915, alors que le film va être projeté au Theâtre Tremont de Boston, William Monroe Trotter, figure majeure de la communauté afro-américaine de Boston, prend la tête d'une manifestation qui envahit la salle. Deux cents policiers sont appelés pour les évacuer, Monroe Trotter et onze autres manifestants sont arrêtés. Devant l'hostilité envers le film, James Michael Curley, le maire de Boston ferme la salle, le lendemain, le gouverneur du Massachusetts David I. Walsh, lui prend le pas et promulgue une loi interdisant les films pouvant provoquer des incidents racistes, mais sa loi est invalidée comme étant inconstitutionnelle. Parallèlement, Mary Childs Nerney, secrétaire générale de la NAACP, écrit une lettre ouverte à la commission de la censure pour obtenir des coupures plus significatives, qui ne nuiraient en rien au succès du film qui engrange des profits remarquables[137],[138],[136].
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+William Joseph Simmons est une figue marquante du KKK. Quand éclate la guerre hispano-américaine en 1898, il abandonne ses études de médecine pour entrer dans l'United States Army. Après sa démobilisation en 1901, il connaît une crise de mysticisme et décide de devenir pasteur de l'Église méthodiste. Après des études à la Southern Methodist UniversitySouthern Methodist University, il commence son ministère comme prédicateur itinérant, il vit chichement avec un revenu annuel de 300 $ et le soir il s'adonne à la boisson. En 1912, les évêques méthodistes, lors de leur conférence annuelle, sanctionnent son incompétence notoire en le relevant de ses charges. Simmons tombe dans une dépression nerveuse qui dure deux ans. Durant cette période il rencontre Jonathan P. Frost qui rédige régulièrement des articles racistes qui sont probablement la source de l'idéologie de Simmons. Ce même Frost l'introduit au sein de la fraternité des Modern Woodmen of America (en), une des fraternités florissant un peu partout qui sont un moyen de tisser des liens au sein des grandes villes. Simmons est enthousiasmé par le sentiment de fraternité qui y règne, si bien qu'il décide de former sa propre fraternité. Pour cela, il s'inspire de la popularité du film Naissance d'une nation et de son apologie du Klan pour le relancer. Le 16 octobre 1915, il réunit autour de lui trente quatre hommes pour signer une charte qui, à la date du Thanksgiving suivant (le jeudi 25 novembre 1915), devient la charte des Chevaliers du Ku Klux Klan (Knights of the Ku Klux Klan). Cette charte est calquée sur un exemplaire du Prescript de 1867, dont il a obtenu une copie[139] (une version est publiée en 1917 sous le titre de Kloran[140],[141]). La cérémonie se déroule au sommet de la Stone Mountain en Géorgie[142],[143], Simmons est intronisé Grand sorcier. S'inspirant du film Naissance d'une nation il dresse une croix enflammée qui deviendra un rituel du Klan. Simmons lors de cette cérémonie insiste sur le fait que cette organisation se veut être une renaissance du premier Klan de l’ère de la Reconstruction. Il souhaite que le Klan soit un mouvement qui puisse unifier les White Anglo-Saxon Protestant contre les forces menaçant le mode de vie américain, ces forces étant représentées par les Afro-américains, les Catholiques, les Juifs, les étrangers, les immigrants et tout groupe dont les traditions sont contraires au mode de vie conservateur de l'Amérique rurale. Il reprend ainsi les thèses nativistes qui prétendent incarner les valeurs des Pères fondateurs[144],[145],[146].
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+Malgré la nouvelle plate-forme idéologique et le zèle de Simmons, le Klan peine à décoller. À la fin de l'année 1919, les membres sont au nombre de 4 000. Atlanta, berceau du Klan, en compte à peine quatre-vingt-dix. En 1920, le mouvement est au bord de la banqueroute financière et de sa dissolution. Mais la même année, en juin 1920, un soutien inattendu se produit avec la venue de deux publicitaires acquis à l'idéologie raciste et nativiste du Klan, Edward Young Clarke et Mary Elizabeth Tyler qui proposent à Simmons des événementiels permettant de mobiliser de nouveaux adhérents. Simmons, alléché par la proposition, les initie immédiatement. Le Klan est dorénavant dirigé par un triumvirat, mais dans les faits le Grand sorcier Simmons, qui est régulièrement saoul, laisse l’organisation aux mains de ses deux nouveaux collaborateurs[145],[147],[148].
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+Sous l'impulsion de Clarke et Tyler, les adhésions augmentent. En septembre 1921, le Klan passe de 4 000 membres à 100 000 membres, pour atteindre en décembre 1922 un effectif de 700 000 adhérents. Le KKK s'enrichit, en juillet 1922, ses recettes se montant à 403 000 $. Avec cette manne financière, le Klan installe son quartier général au luxueux Imperial Hotel. L'organisation s'étend, s'implante dans l'Indiana, l'Oklahoma, l'Illinois, etc. Pour maîtriser son développement, Clarke prend le titre d'Imperial Kleagle, grade qu'il a créé, qui lui permet d'avoir la mainmise sur les Keagles qui assurent le recrutement des différentes sections du Klan, et qui entretient l'alcoolisme de Simmons[149],[148].
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+Copiant l'organisation des loges maçonniques, Clarke attire la sympathie de certains francs-maçons. Malgré la réprobation des loges, des milliers de francs-maçons rejoignent les loges du Klan. Pour séduire les francs-maçons, des propagandistes du Klan comme Walter Lynwood Fleming[150] et Susan Lawrence Davis[151],[152], en plus de reprendre les thèses de Dixon, prétendent établir des liens entre le KKK et la franc-maçonnerie. En effet, d'après eux, Albert Pike, haut gradé de la franc-maçonnerie américaine, aurait occupé un rang élevé au sein du KKK (ce qui n'a jamais été démontré et même réfuté[153],[154],[155], assertion qui provoque toujours des polémiques[156]), cela pour montrer que le Klan était fidèle à l'esprit des Pères fondateurs de la Constitution des États-Unis qui étaient majoritairement francs-maçons[157],[158],[159],[160].
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+Clarke mène également une campagne de recrutement auprès des pasteurs protestants en flattant leur anticatholicisme. Dans le Texas le Klan est dirigé par un pasteur épiscopalien, A.D. Ellis[161]. Dans le New Jersey, Alma Bridwell White fondatrice et évêque de la Pillar of Fire InternationalPillar of Fire International, elle et son Église soutiennent ouvertement le Klan. Elle écrit même plusieurs livres à la gloire du KKK : Klansmen: Guardians of Liberty (en), Heroes of the Fiery Cross et The Ku Klux Klan in Prophecy[162],[163], livres qui en plus des idées racistes, reprennent une antienne de la propagande du KKK : les principes du Klan sont conformes à l'esprit des Pères fondateurs[164]. Le révérend E.F. Stanton de Kansas City, dans un sermon intitulé Christ and others Klansmen déplore que « il y a cinq ans la majorité des adultes et des enfants étaient chrétiens, maintenant c'est l'inverse, les anciens sont hués dans les meetings, et les fêtes religieuses sont tombées en désuétude. Les masses ne fréquentent plus les églises, seuls quelques évangélistes les intéressent. Les pécheurs ne demandent plus pardon. La société n'est plus sobre. Les femmes qui avant s'habillaient de façon décente, portent des tenues montrant leurs chevilles et leur poitrine. Les jeunes femmes ont perdu leur pudeur, elles se montrent aussi effrontées que des garçons. Les hommes n'aiment plus leur épouse comme le Christ aime l'Église, et les femmes blasphèment Dieu en critiquant leur époux ». Le pasteur de Mattoon dans l’Illinois, déclare que le Klan représente la « part virile » du protestantisme. Le révérend I.M.Hargett de Racine, dans le Wisconsin, dit « je crois que le futur de la démocratie américaine dépend de la force virile de l'Église protestante, et je suis convaincu, après avoir étudié le Klan, qu'il est la plus américaine des institutions à pouvoir le faire. », etc. Le Klan fait du Pape son ennemi, le révérend C.E Jefferson explique que le problème est le Catholicisme qu'il est « un christianisme en habit italien, que tous les catholiques ont fait le serment d’obéissance au Pape, et le Pape est un étranger, le Pape est un Italien et vous devez prendre conscience de cela pour comprendre pourquoi de nombreux Américains sont opposés à l’Église catholique. ». Un orateur du Klan commente « Savez-vous que le Pape est un autocrate, qu'il a signé un accord secret pour démarrer la guerre, aussi je préfère être un Klansman en robe blanche plutôt qu'un prêtre catholique avec sa robe noire comme la nuit, pour un Klansman sa patrie est l'Amérique, alors qu'un prêtre s'est dévoué à un Rital le Pape de Rome ». La propagande du Klan qui reprend les pamphlets de Luther contre le Pape, va opposer le Viking Leif Ericson, supposé protestant et anglo-saxon, au catholique et italien Christophe Colomb, comme découvreur et fondateur de la colonisation de l'Amérique par la race blanche[165].
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+Avec la multiplication des Klansmen, l'adhésion à la philosophie spirituelle de Simmons n'est plus une référence. De nombreux nouveaux venus ne pensent qu'à pratiquer des coups de main contre les ennemis de l’Amérique pure, qui vont de la flagellation au lynchage en passant par le racket[166],[146]. À Mer Rouge dans la Louisiane, des Klansmen assassinent deux Blancs qui s'opposent à eux, en les battant à mort. À Lorena dans le Texas, c'est le shérif qui, voulant mettre fin à une parade des Klansmen, est abattu de deux balles. Il réchappe à la mort, porte plainte, mais les accusés sont innocentés par le jury qui dans ses attendus précise que le shérif n'avait pas le droit « d’interférer sur une affaire qui le regardait pas », ce qui fait dire au jeune juriste Leon Jaworski[167] qu'en ce qui concerne le Klan, il n'y avait pas de justice[168]. L'Institut Tuskegee (actuelle Université Tuskegee) qui tient un observatoire des actes du Klan, comptabilise 726 lynchages sur la période qui va de 1915 à 1935[169].
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+Clarke et Tyler mènent des intrigues pour renverser Simmons de son grade de Grand sorcier. Pour mener à bien leur projet, ils recrutent Hiram Wesley Evans qu'ils mettent à la tête du service de la propagande. À la veille de la convention nationale du Klan de novembre 1922, des gangsters recrutés par Evans, Clarke et Tyler se rendent dans la chambre d'hôtel du Grand sorcier. Ils réveillent Simmons à moitié saoul qui tient difficilement sur ses jambes, le molestent et le menacent : s'il ne donne pas sa démission, un sniper est prêt à le tuer en pleine convention. Cela conduit Simmons à démissionner. Evans est nommé Grand sorcier du Klan. En compensation, Simmons bénéficie d'une rente annuelle de 1 000 $ avec le titre honorifique d'Empereur impérial. Le nouveau maître du Klan ne s'arrête pas là. Le 11 janvier 1924, lors d'une réunion des Grands dragons (responsables du Klan au niveau des états), il fait voter l'exclusion de Clarke du Klan, ainsi que celle de Simmons afin de museler définitivement ses récriminations. Quant à Tyler qui s'est mise à l'écart, elle décède le 10 décembre 1924. Désormais Evans a le champ libre. Simmons tente de créer une organisation concurrente en Floride, « Les Chevaliers de l'épée flamboyante » (The Knights of the Flaming Sword), mais en 1925, il est victime d'un grave accident de voiture, et sa nouvelle organisation périclite durant sa convalescence. Il sombre dans l'alcoolisme, errant d'un hôtel à un autre jusqu'à sa mort en 1945[170],[145],[171],[172],[173].
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+Quand Evans prend le pouvoir, le Klan comprend entre deux à trois millions de membres auxquels il faut rajouter les effectifs des Women of the Ku Klux Klan (WKKK), branche du Klan fondée le 21 juin 1923, qui en 1924 compte 250 000 adhérentes réparties sur l'ensemble des États-Unis[174],[175]. Cette croissance correspond aux nouvelles vagues d'immigrations des années 1920, à prédominance slave, italienne, juive, catholique, orthodoxe et la peur de la venue de communistes. Plus que jamais le Klan se prétend être le mouvement représentant les vrais américains et l'esprit des Pères fondateurs[176]. La virulence anti-catholique monte d'un cran chez les pasteurs membres du Klan. Ils nourrissent la propagande par des rumeurs : les présidents Lincoln, McKinley, Harding auraient été des Klansmen ; 90 % des déserteurs de la première guerre mondiale seraient des catholiques[177].
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+Evans comprend qu'il faut ralentir les actes de terrorisme pour passer à l'influence politique et faire passer les idées du Klan. Il multiplie les rassemblements et les défilés dans les grandes villes de Portland dans l'Oregon, à Portland dans le Maine, à Dallas, Desmoines, Philadelphie, Phoenix, Denver, etc. Lors de pique-niques géants, se pratiquent des initiations de masse où, moyennant la somme de 10 $, on devient un Klansman. Le recrutement se fait parmi les Blancs pauvres, peu éduqués, craignant pour leur avenir, qui trouvent dans le Klan un sentiment de fraternité rassurant. Le KKK se fait le champion de la Prohibition et de la morale puritaine, du respect de la Constitution, de la liberté d'expression, de la liberté d'enseigner, de la liberté de la presse, de la séparation de l'église et de l'état, de la suprématie blanche et de la poursuite du bonheur contre tout empiétement de l'état, tout cela au nom de l'américanisme pur[178].
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+Lors de l'élection présidentielle de 1924, à la convention des Démocrates, le Klan soutient le candidat William G. McAdoo contre le gouverneur de l'État de New York Alfred E. Smith honni par l'organisation car catholique romain et irlando-américain[179]. McAdoo n'a pas le Klan en saintes odeurs, son conseiller politique Bernard Baruch est un Juif, et son responsable de campagne est un catholique irlandais, l'ex-sénateur James D. Phelan, mais il ne peut se passer de son soutien. Les délégués qui soutiennent Al Smith conspuent le Klan. Après bien des controverses où le Klan a failli être condamné par le parti, à la suite d'un compromis c'est John W. Davis qui est élu comme candidat à la présidentielle pour le Parti démocrate. Sans nommer le Klan, les sociétés secrètes sont condamnées, d'autres délégués affirmeront que le Klan est un ennemi de la liberté de conscience. Le sénateur Oscar Underwood déclare que le Klan « est une menace nationale », un orateur de la convention condamne « l'organisation secrète d'encapuchonnés appelée le Ku Klux Klan »[180]. Leur campagne de diffamation contribue à la victoire écrasante de Calvin Coolidge[181]. C'est un échec cuisant du Klan qui reconnait sa faiblesse politique[182].
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+Après l'échec de la convention de 1924, Evans fait une tournée à travers les États-Unis et le Canada. Il organise des banquets avec des francs-maçons à Seattle, Vancouver, Tacoma, Spokane. Il est reçu et fêté à la Chambre de commerce de Seattle. Il appelle les canadiens et les américains à ce que soit refusée la naturalisation aux immigrés venus de la Grèce, de l’Italie, des Balkans[183]. Au final, le Klan constate son impuissance face à la naturalisation de ces immigrés[184]. Leur seul succès politique est leur influence sur la rédaction de l'Immigration Act de 1924, réalisée par le représentant (député) Albert JohnsonAlbert Johnson, président du House Immigration Committee (Commission de l'immigration)[185],[186],[187]. Visiblement influencé par l'idéologie du Ku Klux Klan, il n'est pas établi que Johnson ait été un Klansman, mais il était membre d'une loge maçonnique proche du Klan[188],[189].
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+Leur seul grand succès populaire visible est la parade sur la Pennsylvania Avenue de Washington du 8 août 1925, où le Klan est capable de faire défiler entre 30 000 à 50 000 Klansmen, parade qu'il réitère le 13 septembre 1926 où le Klan cette fois-ci n'a pu mobiliser que 15 000 à 20 000 Klansmen, procession qui marque ainsi leur déclin[190],[191],[192]. La date du 8 août reste depuis un jour de célébration pour les Klansmen jusqu’à nos jours[193].
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+Les succès des années 1922-1924 est de courte durée. Après son apogée de 1924, le déclin du Klan s'amorce dès l'année suivante. La presse qui se montrait prudente commence à publier des articles condamnant l'influence du KKK et ses pratiques[194]. De plus son attitude purement réactionnaire et défensive se montre peu convaincante, peu constructive voire impuissante face aux forces du changement. En 1924, le sociologue américain John Moffat Mecklin prédit le déclin du mouvement « Le Klan est essentiellement une réaction mécanique contre des démons qui sont le plus souvent imaginaires que réels. C'est pour cette raison que son influence est plutôt négative que constructive. »[195],[196].
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+Le jeune journaliste Nguyen Sinh Cung (futur Ho Chi Minh) écrit en 1924 que �� le Klan est condamné à disparaitre », que les Afro-Américains seront bientôt suffisamment forts pour le contrer sans avoir peur, que ses excès conduiront à des démissions, mais surtout il pointe le nombre des opposants au Klan, soit « 20 millions de catholiques, 3 millions de Juifs, 20 millions d'immigrés, 12 millions de Nègres et tous les honnêtes Américains », et il conclut « le Ku Klux Klan, avec ses 568 Klaverns illégaux, a tous les défauts des sociétés secrètes et réactionnaires sans leur force. Il a emprunté la spiritualité de la Franc-maçonnerie, les enfantillages de l'Eglise catholique, la brutalité du fascisme, mais il n'a ni doctrine, ni programme, ni vitalité, ni discipline. »[197].
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+Le mur du silence qui couvrait les exactions et meurtres du Klan se brise en 1925. Les Irlandais, Juifs, Afro-Américains, Catholiques s'opposent au mouvement, et parfois lors d'affrontements physiques. Les violences du Klan, qui autrefois inspiraient du respect, suscitent la désapprobation. Leurs assassinats et flagellations font la une des journaux, certaines affaires défraient la chronique pendant six mois. Les procès se succèdent où les témoins révèlent les secrets, les turpitudes, les horreurs du Klan ainsi que ses intrigues internes ; une affaire de rapt d'enfant est imputée au KKK. Quitter l'organisation peut se montrer dangereux, un Klansman du Colorado est battu à mort pour ce motif. Tous ces faits brisent la mythologie du Klan et la notabilité de ses dirigeants qui se montrent immoraux[198].
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+Lors de l'élection présidentielle américaine de 1928, le Klan s'oppose au candidat démocrate Al Smith comme il l'avait déjà fait en 1924. Il mène une violente campagne contre lui, en vain il est désigné pour se présenter contre le républicain Herbert Hoover. Mais la campagne de dénigrement porte ses fruits, Al Smith est largement battu du fait de la défection massive des électeurs du Sud. Cette défaite est imputée au Klan par l'état major du parti démocrate[199].
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+La Grande Dépression de 1929 va clairsemer les rangs du Klan, car de nombreux Klansmen appauvris ne sont plus capables de payer leurs cotisations. Les effectifs tombent à 100 000 membres. Le Klan renonce à ses grandes parades du début des années 1920, sauf à l'occasion de la fête du 4 juillet. Les candidats à des postes électifs soutenus par le Klan perdent leur parrainage par la Commission d'investiture du Parti démocrate, ce qui provoque une suite de défaites électorales, réduisant de façon drastique le poids politique du Klan[200].
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+Dans un premier temps l'organisation soutient la candidature de Franklin D. Roosevelt pour l'élection présidentielle de 1932, mais lorsqu'elle découvre que son directeur de campagne, James Farley, est un Catholique, commence son opposition à la politique de Roosevelt plus particulièrement au New Deal. Le Klan dénonce que Washington devient « une ruche de communistes », que l'administration du président Roosevelt conduit le pays vers une révolution communiste. À l'été 1934, Evans appelle les Klansmen à préserver la Constitution du bolchevisme, du communisme, du fascisme et autres "ismes"[201].
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+En Louisiane, le Klan s'attaque violemment au sénateur Huey Long[202] surnommé le Kingfish (le roi pêcheur). Evans appelle peuple à lui enlever son mandat pour les prochaines élections de 1936. C'est dans ce climat d'imprécations que Huey Long est assassiné le 8 septembre 1935[201].
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+Le 30 novembre 1935, à Tampa des policiers membres du Klan arrêtent Joseph Shoemaker, fondateur du parti des Modern Democrats (en) et deux de ses amis. Ils les conduisent dans une forêt, accompagnés par une douzaine d'automobiles remplies de Klansmen. Là ils les déshabillent, les enduisent de goudron et de plumes, les battent et les flagellent. Les Klansmen s'acharnent sur Shoemaker, mutilent ses parties génitales avec un fer rouge et trempent une de ses jambes dans un récipient contenant du goudron en ébullition. Ses deux amis Samuel Rogers et Eugene Poulnot arrivent à demi inconscients à alerter les secours. Malgré les soins prodigués durant son hospitalisation, Shoemaker décède au bout de neuf jours d'agonie. La tragédie fait la une des journaux nationaux, suscitant horreur et dégoût. L'Union américaine pour les libertés civiles (American Civil Liberties Union) offre une récompense de 1 000 $ pour tout renseignement pouvant permettre l'arrestation des coupables. L'enquête policière révèle l’accointance entre le chef de la police de Tampa, R.G. Tittsworth, et le Kleagle de Tampa Fred M. Bass. Les deux hommes et six autres policiers sont inculpés. Bass et Tittsworth sont acquittés faute de preuve et cinq des policiers sont condamnés à une peine de cinq ans de prison, ce qui semble être une petite victoire, mais après un appel auprès de la Cour suprême de Floride, les condamnations sont annulées. Personne ne sera condamné pour le meurtre de Shoemaker. Ignorant les critiques, Evans proclame que le Klan est le protecteur de la nation contre le communisme, les syndicats et les organisations de gauche supposées être toutes communistes, et que « nous devons combattre l'horreur par l'horreur ». Il commence à s'en prendre au Congress of Industrial Organizations (CIO) « le CIO est infesté par les communistes, le Klan ne restera pas les bras ballant à permettre au CIO de détruire notre ordre social, nous narguer en faisant passer des lois de désordre, nous serons prompts à le sanctionner. ». Une vague d'actes de terrorisme s'abat sur les membres du CIO, plusieurs sont enlevés et battus, ce qui entraîne une union nationale contre le Klan[203],[204].
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+En 1937, le train de vie d’Evans attire l’attention du fisc. Il habite dans une résidence luxueuse d'Atlanta dont on ne comprend pas comment il a pu se l'offrir. Par ailleurs on découvre qu'en échange du soutien du Klan pour son élection au poste de gouverneur de la Géorgie, Eurith D. Rivers (en), cède le monopole de la vente de l'asphalte à destination des voies express de l'État à Evans, ce qui lui vaut une amende de 15 000 $[205]. Fatigué par le poids de la direction et du nombre de scandales et d'affaires dont il fait l'objet, le 10 juin 1939, Evans vend le siège du Klan et son organisation à James A. Colescott pour la somme de 250 000 $[206],[207],[208].
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+La même journée du 10 juin 1939, Colescott est élevé au grade de Grand sorcier impérial[209]. Pendant qu'en public il désavoue les actions violentes, de fait, le Klan continue ses exactions contre les Afro-Américains, les Juifs et le Congress of Industrial Organizations (CIO), confédération syndicale supposée être un nid de communistes, le racisme et l'anti-communisme étant un même combat puisque selon les membres du KKK, « Le CIO veut l'égalité entre les Blancs et les Nègres ». Des messages sont envoyés aux Afro-Américains qui travaillent dans l'industrie « Nègres ! Votre place est dans les plantations de coton ! ». Plusieurs sont molestés, notamment à Greensville et Simpsonville, en Caroline du Sud, pour les empêcher de voter. Le gouverneur de la Caroline du Sud, Burnet R. Maybank (en) envoie la police qui arrête des Klansmen dont certains sont mis en prison. En 1940, alors que le CIO mène une campagne d'inscription des Afro-Américains sur les listes électorales, en Géorgie, des Klansmen assassinent et flagellent aussi bien des Afro-Américains que des Blancs. Bien qu’officiellement le Klan désavoue les actes de terrorisme commis en Caroline du sud et en Géorgie, personne n'est dupe, les masques tombent[210].
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+Depuis les années 1930, avec sa montée en Allemagne, le nazisme par son idéologie raciste, suprémaciste et son anticommunisme ne peut qu'attirer la sympathie de plusieurs membres du Klan[211]. George E. Deatherage (en) fondateur d'une branche du Klan les Knights of the White Camellia va jusqu'à dire que le nazisme a copié la ligne politique du Klan et suggère à ses membres de ne plus enflammer des croix chrétiennes mais des croix gammées[212]. Les relations avec le nazisme suscitent des avis mitigés, si bien des Klansmen du Sud sont méfiants. En revanche des Grands dragons des États du nord entretiennent des liens avec le Bund germano-américain, association américaine soutenant le nazisme[213]. Déjà auparavant, la propagandiste américaine du nazisme, Leslie Fry, a fait un don de 75 000 $ à Evans pour infiltrer le Klan[212].
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+Le 18 août 1940, lors d'une assemblée du German American Bund à Andover, des centaines de Klansmen sont présents avec leur tenue. Arthur Hornbui Bell (en), Grand dragon du New Jersey, y fustige l'hymne patriotique God Bless America d'Irving Berlin, considéré comme un chant juif pour taverne et bordels. Lorsque le dirigeant du Bund, Fritz Julius Kuhn[214], monte à la tribune, il proclame « les principes du Bund et les principes du Klan sont identiques ». Parmi les différentes prises de paroles, un message de Colescott est lu pour célébrer l'union entre le Klan et le Bund. À la fin de l'assemblée des participants scandent « Mettez Hitler sur la croix », puis chantent l'hymne national The Star-Spangled Banner. Devant les réaction négatives de la presse, officiellement le Klan désavoue l'implication de Klansmen à cette assemblée par la bouche de son Grand sorcier impérial James A. ColescottJames A. Colescott qui va jusqu'à bannir Arthur H. Bell du Klan, mais il demeure qu'officieusement les liens demeurent[215],[216],[217],[218].
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+Durant la Seconde Guerre mondiale, le Klan se fait discret. De nombreux membres démissionnent, ce qui conduit à la disparition officielle du second Ku Klux Klan le 23 avril 1944, après sa mise en liquidation judiciaire par Colescott à la suite d'impôts impayés depuis 1920 qui s'élèvent à 685 000 dollars et réclamés par le Service des contributions directes[219]. Colescott accuse l'administration Roosevelt, « C'est Roosevelt cet amant des Nègres et le Juif Morgenthau, son secrétaire au Trésor qui l'ont fait ! », et se victimise, accusant les manœuvres sournoises des agents du fisc[220],[221].
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+Toutes ces actions violentes font perdre le soutien de certains responsables politiques. La Louisiane, sous l'impulsion du gouverneur Fuqua[222], vote une loi interdisant de se masquer le visage en dehors de certaines fêtes, comme le Mardi gras. D'autres États suivent son action[réf. souhaitée].
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+Le président Warren G. Harding, constatant la montée des actes de violences des Klansmen, de leur intolérance religieuse, et de leur pratique massive de fraudes fiscales, saisit le Département de la Justice des États-Unis au motif que le Klan bafoue les premier, quatrième, cinquième, sixième et treizième amendements, ce qui déclenche des enquêtes du F.B.I[223],[224].
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+Lorsque les dirigeants du Klan sont appelés à comparaître devant la Committee on Rules (en) (commission des lois) de la Chambre des représentants, Clarke, prudemment, envoie Simmons pour plaider la cause du mouvement et se défendre face aux divers témoins précédemment auditionnés qui ont déposé des éléments à charge. Simmons, après avoir déploré les exactions prêtées au Klan, rappelle que l'organisation est une fraternité à l'instar d'autres fraternités et qu'elle ne peut pas être responsable des frères qui se dévoient et qui seront sanctionnés conformément aux règles du Klan. Il déclare que si par malheur des actions illégales continuaient, alors il dissoudrait lui-même son mouvement. Au bout de trois jours d'audition, il réussit à donner une bonne impression si bien que les représentants du Congrès, pour qui la situation du Klan reste à la fois peu claire, confuse et alarmante, décident de ne pas donner suite.
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+Le 26 octobre 1921, à Birmingham dans l'Alabama, le président Warren G. Harding tient un discours qui stupéfie son auditoire blanc où figurent de nombreux membres du Klan. Il déclare que les Afro-Américains ont servi le pays pendant la Première Guerre mondiale tout aussi patriotiquement que les Blancs, que l'engagement des ces soldats leur a permis de montrer que le drapeau était leur drapeau, qu'ils sont entrés de plain-pied dans la citoyenneté américaine, et que cet événement laisse espérer qu'il se produira un ajustement des relations entre les deux races, jouissant toutes deux de la pleine citoyenneté. Si les Blancs restent cois, en revanche les Afro-Américains l’applaudissent. Immédiatement le Klan fait courir des rumeurs suspectant Harding d'être d'ascendance afro-américaine[225],[226].
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+La violence du Klan est un argument pour le nationaliste noir Marcus Garvey fondateur de United Negro Improvement Association (UNIA), qui prône un retour vers l'Afrique. Ce qui provoque une controverse entre les Afro-Américains partisans de l’intégration comme les membres de la NAACP créé par W.E.B. Du Bois. Ce dernier s'oppose avec vigueur à l'africanisme de Garvey « Les arguments de Garvey sont clairs. Le triomphe du Klan et de son programme conduisent les Noirs au désespoir. Garvey insiste sur le fait que la présence du Klan et de son programme montrent l'impossibilité pour les Noirs de rester en Amérique. Bien évidemment le Klan envoie des tracts pour soutenir Garvey et déclare que ses opposants sont des catholiques. ». Les instances afro-américaines qui défendent l'intégration écrivent au président Calvin Coolidge en lui demandant de condamner la propagande du Klan « Nous vous demandons de dire si le parti de Lincoln l'émancipateur vont soutenir le Sorcier impérial et sa bande d'encapuchonnés. ». De son côté Garvey lui aussi s'adresse à Coolidge en lui écrivant « j'ai la sympathie des quatre millions de membres de mon organisation et je ne tiens pas à entrer dans une controverse au sujet du Klan. » Coolidge et la majorité des leaders du Parti républicain s’abstiennent d'entrer dans la polémique. Le conseiller de Coolidge pour le Klan, Edwin Banta, lui écrit « sans vouloir vous offenser, je vous conseille de mettre la pédale douce au sujet du Klan et laissez les Démocrates récolter les fruits de la tempête qu'ils ont semée. ». De fait c'est du côté des Démocrates que les salves contre le Klan seront tirées, le candidat démocrate à la présidentielle John W. Davis déclare « le Klan viole les institutions américaines, et doit être condamné au nom de tout ce que je crois. ». Finalement le refus silencieux de Coolidge à condamner le Klan produit un effet dévastateur en provoquant une ère de méfiance de la part de l'élite afro-américaine envers le Parti républicain[227],[228].
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+Le New York World suit de près les activités du Klan et à partir de septembre 1921 va produire des articles à scandales[229]. Deux ex Klansmen, C. Anderson Wright, et Henry Peck Fry révèlent comment le KKK a infiltré les pilotes durant la première guerre mondiale ainsi que diverses malversations financières[230]. Henry Peck Fry consigne l'ensemble de ses révélations en 1922 dans un livre, The Modern Ku Klux Klan[231]. Simmons lui-même dira « Jusqu'à ce que la presse attaque le Klan, je ne m'inquiétais pas pour sa croissance. [...] Certains journaux ont conduit le Congrès à enquêter sur nous. Le résultat est que le Congrès nous a infligé un sévère avertissement. »[232].
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+À partir de 1925, divers journaux de plusieurs états (Louisiane, Californie, Virginie, Arizona, Colorado, Indiana, Kansas, etc.) commencent à publier des articles faisant état de diverses malversations et exactions du Klan[194].
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+Les églises presbytériennes, épiscopaliennes et luthériennes se défient du Klan. Même les méthodistes qui comptent parmi eux des pasteurs et des paroissiens klanistes commencent à les condamner, leurs évêques condamnant le KKK par des propos divers comme « le Klan est inutile, anti-américain et certainement pas chrétien ». Au sujet des racines anglo-saxonnes des américains, un évêque méthodiste déclare « Ce qui a fait ce que nous sommes, ce n'est pas le sang anglo-saxon mais le sang de Jésus Christ. »[233].
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+En octobre 1946, Samuel Green ancien Grand dragon de la Géorgie et ancien bras droit de Collescott, est élu Grand sorcier du Klan avec pour mission de réformer l'organisation renommée Association du Klan de la Géorgie[234]. Très vite il revivifie les Klans de la Californie, du Kentucky, du Tennessee, de l'Alabama, et les recrutements reprennent[235],[236]. Il s'attaque à l'administration du Président Harry S. Truman en disant « Nous ne saurons tolérer quelque alliance que ce soit avec les Nègres, les Juifs, les Catholiques et les syndicats des salariés ». Les lynchages reprennent dans le Mississippi. Le Procureur général des États-Unis, Tom Clark, déclare qu'il utilisera toutes les lois en vigueur pour briser le Klan. Le F.B.I. enquête sur ses exactions. En 1947 le Klan est inscrit par Clark sur la liste des organisations subversives au même titre que son ennemi, le parti communiste[237]. De nombreux gouverneurs veulent également en finir avec le Klan comme ceux de la Californie, de la Pennsylvanie, du Michigan, de l'Ohio, du Kentucky, de l'Indiana, du New Jersey. Dans l'état de New York, le Klan est purement et simplement mis hors la loi[238]. Il est toléré dans son bastion, la Géorgie, où il bénéficie d'une certaine impunité de la part des autorités locales, pouvant ainsi en 1948 terroriser la population afro-américaine, avec notamment un escadron de la mort les Black Raiders, qui l'empêche de voter et d'assurer le succès du démocrate Herman Talmadge au poste de gouverneur de la Géorgie[239].
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+La promulgation en 1948 par le président Truman de l'executive order 9981 mettant un terme à la ségrégation raciale dans les forces armées américaines[240],[241] suscite la fureur de Samuel Green qui entre en lutte contre tout ce qui peut soutenir le mouvement afro-américain des droits civiques[242],[243].
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+Alors que les effectifs du Klan ne dépassent guère les 10 000 membres, l'opposition à l'organisation grandit. Même la presse du Sud publie des articles contre lui, la Baptist State Convention of North Carolina exhorte ses membres à ne pas joindre l'organisation terroriste et demande un renforcement des lois anti-Klan. En janvier 1949, l'État de Géorgie vote une loi interdisant le port des tenues du Klan et des croix qu'on enflamme. Le gouverneur de l'Alabama, "Big" Jim Folsom déclare que les manifestations d'encapuchonnés sont interdites et fait arrêter les conducteurs qui circulent en tenue du Klan. Le gouverneur de la Virginie William M. Tuck (en) déclare « Je ne permettrai pas que des personnes de quelque race que ce soit puisse faire l'objet d'actes de terrorisme ou d'intimidations par le Klan ou d'autres organisations terroristes. ». Le gouverneur de la Floride, Fuller Warren (en) fustige les « les encapuchonnés et leurs agitations, ces couards à l'abri de leur tenues, qui se nomment Klansmen offrent un spectacle écœurant. » et fait passer des lois bannissant le Klan. Les Afro-Américains n'ont plus peur des Klansmen. Ainsi lors d'une parade du Klan à Greenville, ils s'alignent le long du cortège en les huant ou en riant d'eux, une Afro-Américaine leur lance « envoyez nous vos tenues, nous les laverons ! ». Les personnes anti-Klan manifestent ouvertement leur hostilité au mouvement. Samuel Green lui-même, lors d'un meeting à Columbia, capitale de la Caroline du Sud, est pris à partie par des étudiants blancs qui l'interpellent et lui lancent des boules puantes[244].
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+Le 18 août 1949, Samuel Green décède des suites d'un infarctus[245]. Samuel Roper (en) prend sa succession en tant que Grand sorcier impérial[246]. Sous sa direction, les exactions du Klan reprennent de plus belle. L'organisation exerce dans certaines villes une véritable police des mœurs, fouettant le moindre « déviant » aux bonnes mœurs, aidée en cela par l'homme politique Asa Earl Carter. Les sbires d'Ace Carter, parmi leurs multiples méfaits, se font tristement connaître en molestant le chanteur et pianiste de jazz Nat King Cole lors d'un concert à l'auditorium de Birmingham en 1956[247],[248],[249]. En Virginie, Bill Hendrix est élu Grand dragon, en 1951. En représailles à des lois anti-Klan promulguées dans l'état voisin de la Floride, il y sème la terreur contre les membres de la NAACP, les catholiques, le B'nai B'rith et leurs soutiens. Dix-huit attentats à la bombe frappent des églises catholiques, des synagogues et des domiciles d'Afro-Américains[250],[251],[252],[253].
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+Le 25 décembre 1951 les époux Harry Tyson Moore et Harriette Moore (en), militants de la NAACP sont victimes d'un attentat à la bombe commis par le Klan (en) dans leur maison de Mims (Floride) (en). Ils sont considérés comme les premiers martyrs du mouvement des droits civiques[254],[255],[253].
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+Quand en 1954, la Cour suprême rend son arrêt Brown v. Board of Education qui déclare la ségrégation raciale inconstitutionnelle dans les écoles publiques, le Klan se déchaîne[256]. En 1959, un rapport rédigé conjointement par le American Friends Service Committee, le National Council of Churches[257] et le Southern Regional Council[258],[259] fait état des différents actes de terrorisme du Klan entre 1954 et 1958 : six Afro-américains assassinés, vingt-neuf blessés par balles dont onze Blancs, quarante-quatre personnes molestées, cinq personnes poignardées, trente maisons détruites par des attentats à la bombe, huit maison incendiées, quinze maisons ayant reçu des tirs d'arme à feu ; des attentats à la bombe ont frappé les écoles de Jackson (Tennessee), Nashville, Chattanooga, Charlotte (Tennessee), Charlotte (Caroline du Nord), Clinton (Caroline du Nord). Sept églises ont été également frappées par des attentats à la bombe, quatre synagogues ou centre culturels juifs ont été incendiés, le siège de la Young Men's Christian Association de Chattanooga a été dynamité[260].
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+Le 22 janvier 1957, Willie Edwards (en) est tué par trois Klansmen parce qu'il transportait une femme blanche dans son véhicule. Ils l'ont précipité d'un pont dans l'Alabama River[261],[262],[263].
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+Le 12 juin 1963, Medgar Evers, militant noir américain de la NAACP, est assassiné par un membre du Klan et du Citizens' Councils, Byron De La Beckwith[264],[265],[266],[267].
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+Le dimanche 15 septembre 1963 est une journée sanglante à Birmingham. Alors que des jeunes filles suivent des cours au sous-sol de l'église baptiste de la 16e rue, en attendant l'office dominical, à 10 h 22 une bombe posée par le Klan y explose. Cynthia Wesley, Carole Robertson et Addie Mae Collins, âgées de quatorze ans et Denise McNair, âgée de onze, ans sont tuées sur le coup, des paroissiens sont grièvement blessés. Deux blancs faisant partie des Eagle Scouts tuent un jeune Afro-Américain. Ces tragédies déclenchent une manifestation des Afro-Américains qui brûlent des drapeaux sudistes, caillassent des voitures. La police répond par des grenades, l'émeute dure toute la nuit, le gouverneur de l’Alabama, George Wallace fait intervenir la Garde nationale pour rétablir l'ordre. Le lendemain matin on découvre les cadavres de deux jeunes Afro-Américains. La brutalité de la répression policière organisée par le chef de la police de Birmingham Bull ConnorBull Connor[268],[269],[270],, un raciste notoire et farouche adversaire du mouvement des droits civiques, scandalise l'opinion américaine[271],[272],[273].
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+Le dimanche 21 juin 1964, trois jeunes étudiants, un Afro-Américain, James Chaney, et deux Blancs Michael Schwerner et Andrew Goodman, se font arrêter pour excès de vitesse par Cecil Price, membre du Klan et shérif du comté de Neshoba ; une fois arrêtés, Price les conduit à la prison de Philadelphie (Mississippi). Price prévient ses amis du Klan qui viennent chercher les trois étudiants. Ils les conduisent en voiture dans un endroit éloigné et isolé et les assassinent. Leurs amis signalent leurs disparition à la police et comme il y a soupçon d'enlèvement, l'enquête est confiée au F.B.I. Leur disparition fait la une des journaux[274],[275]. Le Procureur général des États-Unis Robert Kennedy lui-même suit l'enquête. Leur voiture calcinée est découverte le 24 juin 1964 mais pas leurs cadavres. Pour élargir les fouilles, 400 marins de l'U.S. Navy sont mobilisés ainsi que 150 agents du F.B.I. Une équipe d'élite du F.B.I. est dépêchée pour mener l'enquête ; après deux mois d'investigation, les agents du F.B.I. découvrent leurs corps le 2 août 1964. Le F.B.I. interroge les divers membres du Klan, vingt-et-un d'entre eux sont arrêtés le 4 décembre 1965[276]. Le 20 octobre 1967, neuf membres du Klan sont condamnés, dont Cecil Price, Samuel Bowers, Alton Wayne Roberts, Jimmy Snowden, Billy Wayne Posey, Horace Barnette et Jimmy Arledge.
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+Ces meurtres de la Freedom Summer ont tellement mobilisé l'opinion qu'elle a facilité le processus menant à la promulgation du Civil Rights Act de 1964, abolissant les lois Jim Crow et la ségrégation raciale dans l'espace public et les services publics, suivi par la promulgation du Voting Rights Act de 1965 prohibant toute discrimination raciale dans l'exercice du droit de vote[277],[278],[279],[280],[281],[282].
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+Le 2 mai 1964, deux jeunes Afro-Américains âgé de-dix neuf ans, Charles Eddie Moore, un étudiant, et Henry Hezekiah Dee, un employé d'une minoterie, sont enlevés, torturés et battus à mort par des Klansmen, parce que soupçonnés d'appartenir au mouvement des droits civiques. En 2007, leur tragédie a fait l'objet d'un film documentaire Mississippi Cold Case (en), réalisé par David Ridgen (en) pour la Canadian Broadcasting Corporation[283],[284],[285].
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+Clarence Triggs (en), un maçon de vingt-quatre ans et militant du mouvement des droits civiques, est retrouvé assassiné d'une balle dans la tête dans une voiture abandonnée à Bogalusa dans le Mississippi, l'autopsie indique que le meurtre a eu lieu le 30 juillet 1966. L'enquête conduit à l'inculpation de plusieurs Klansmen, mais faute de preuve, ils sont relâchés. À ce jour on ne sait toujours pas qui sont les criminels, l'enquête est toujours en cours. Son nom figure sur la liste des martyrs des droits civiques du Civil Rights Memorial de Montgomery dans l'état de l'Alabama[286],[287],[288].
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+Le 11 juillet 1964 le lieutenant colonel Lemuel Penn et deux autres officiers afro-américains, le major Charles E. Brown et le lieutenant colonel John D. Howard, quittent Fort Benning pour rentrer chez eux en voiture. Pendant un arrêt, ils sont repérés par des Klansmen qui les suivent et tirent ; deux coups de feu éclatent sur le conducteur, tuant net Lemuel Penn. La voiture va dans le décor, les deux autres passagers sont blessés. La nouvelle du meurtre suscite l'émotion au sein de l'opinion nationale : Lemuel Penn, ancien combattant de la Seconde Guerre mondiale, a été assassiné alors qu'il sortait d'une période d'entrainement pour défendre son pays. Edgar Hoover, le directeur du F.B.I., prend l'affaire à cœur, il envoie l'un de ses assistants et vingt agents du F.B.I. pour mener l'enquête. Au bout de trois semaines, les trois coupables sont arrêtés. Ils comparaissent devant un jury composé uniquement de Blancs et malgré les preuves et aveux, ils sont relaxés. Le procureur fédéral reprend des poursuites qu'il peut requalifier, grâce au Civil Rights de 1964, pour atteinte aux droits civils de Lemuel Penn. Le 27 juin 1966, deux des Klansmen sont condamnés à dix ans de prison. Le paradoxe est que les membres du Klan, suite au Civil Rights de 1964, voulaient effrayer les Afro-Américains, mais c'est le contraire qui se produit : l'indignation suscitée n'a fait que renforcer le mouvement des droits civiques[289],[290],[291],[292].
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+Le 25 mars 1965 se prépare la troisième des marches de Selma à Montgomery organisée par différents leaders du mouvement des droits civiques comme Martin Luther King, James Bevel, Hosea Williams, Amelia Boynton Robinson, John Lewis, etc. L'United Klans of America qui s'est déjà illustré en organisant l'attentat de l'église baptiste de la 16e rue, veut frapper à nouveau. Son dirigeant, le Sorcier impérial Robert Shelton, convoque quatre hommes et Gary Thomas Rowe (un indicateur du F.B.I. infiltré suite au programme COINTELPRO) pour faire une intervention visant à assassiner Martin Luther King. Les quatre hommes partent en voiture pour se rendre dans les environs du Capitole de Montgomery, lieu de dispersion de la marche. Ne pouvant approcher Martin Luther King, ils maraudent à l'arrêt d'un feu devant le pont Edmund Pettus, repèrent une femme blanche en voiture, Viola Liuzzo, militante de la SCLC transportant un jeune Afro-Américain de dix neuf ans, Leroy Moton. Après une course poursuite, ils tirent par deux fois, Viola est tuée sur le coup et Leroy Noton laissé pour mort est grièvement blessé[293]. Grâce à la présence de Gary Rowe, les assassins sont arrêtés dans la journée. La nouvelle du meurtre fait l'objet d'articles dans les journaux nationaux[294],[295], le lendemain le président Lyndon B. Johnson annonce lui-même l'arrestation des membres du Klan, le gouverneur du Michigan, George W. Romney et le vice-président Hubert Humphrey apportent leurs condoléances à la famille de Viola Liuzzo[296],[297]. Le président Lyndon Johnson traite le Klan de « société de gangsters encapuchonnés et de bigots » et met sur pied un dispositif pour mettre fin au problème de la haine ségrégationniste, à l'origine des enquêtes du House Un-American Activities Committee sur les activités du Klan[298],[299]. Ce meurtre conduit aussi à la promulgation rapide du Voting Rights Act[300],[301],[302].
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+Le 10 janvier 1966, Vernon Dahmer (en), un des leaders du mouvement des droits civiques et président de la section de la NAACP de Hattiesburg dans le Mississippi, est tué par des Klansmen. Alors qu'il fait une campagne d'inscription des Afro-Américains sur les listes électorales, lui et sa famille sont victimes d'une attaque de plusieurs Klansmen qui tirent sur leur maison et y envoient des cocktails Molotov, déclenchant un incendie. Dahmer prend son fusil pour répliquer et permettre à son épouse, Ellie, et leurs sept enfants de se mettre à l'abri. Gravement intoxiqué par les fumées, il décède le lendemain 11 janvier à l'hôpital. Le président Lyndon B. Johnson diligente une enquête qui aboutit à l'arrestation de quatorze Klansmen. Quatre d'entre eux sont condamnés à la perpétuité. En 2016, le gouverneur de l'État du Mississippi, Phil Bryant annonce la décision de l'assemblée législative d'instituer le Vernon Dahmer Day, où chaque 11 janvier sera une journée commémorative dédiée à l'œuvre de Vernon Dahmer et à son assassinat[303],[304],[305].
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+Josephus Anderson, accusé d'avoir tué un policier lors du braquage d'une épicerie à Birmingham le 29 novembre 1979, est relaxé le 21 mars 1981, le jury du tribunal de Mobile n'ayant pas pu se prononcer de façon décisive[306]. Bennie Jack Hays, Henry Hays, James Llewellyn « Tiger » Knowles, membres de l'United Klans of America accusent le jury de félonie : pour eux, si Anderson est remis en liberté c'est parce des Afro-Américains siégeaient dans le jury. Pour manifester leur indignation, ils commencent par faire brûler une croix devant le tribunal de Mobile puis s'arment, prennent un rouleau de cordes et partent chercher une victime, Michael Donald, qui sort de chez lui. Sous la menace d'un revolver, ils le forcent à entrer dans leur véhicule. Son cadavre est découvert le lendemain : après avoir été battu, puis égorgé, il a été pendu à un arbre.
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+La caractéristique de cet assassinat est qu'il s'agit d'un crime de haine pure. Michael Donald, contrairement aux autres victimes du Klan, n'était ni un délinquant, ni un militant d'une quelconque organisation, et a eu juste le tort d'être là au mauvais moment. Au bout de deux années d'enquête les coupables sont emprisonnés. Après plusieurs procès Hays est condamné à mort et Knowles est condamné à la perpétuité. Suite à une action au civil, déclenché par Beulah Mae Donald, la mère de Michael, pour la première fois de l'histoire le Klan est condamné comme responsable de la mort du jeune Michael Donald et doit verser une indemnité du montant de 7 000 000 $. Pendant le procès il est démontré que 81 000 Afro-Américains ont été victimes des exactions du Klan, cela allant du vol au meurtre, en passant par le viol. Hays, en tant responsable du Klan, est ruiné par les indemnités qu'il a dû verser et disparaît dans l'ombre[307],[308],[309],[310].
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+Les différents groupes qui se réclament du Klan déclinent progressivement avec l'adoption des lois fédérales comme le Civil Rights Act de 1964, le Voting Rights Act de 1965 et le Civil Rights Act de 1968[311], mettant fin à toutes les formes de ségrégation sur l'ensemble du territoire des États-Unis. Ces lois anéantissent leurs revendications, le statu quo ségrégationniste est définitivement brisé.
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+Le coup de grâce est donné lorsque les cellules les plus dangereuses sont démantelées par le FBI dans les années 1960-1970[312],[313].
+
+À partir des années 1970, le Klan connait une grave crise. Les Afro-Américains n'ont plus peur, ils votent, se font élire maires, gouverneurs, sénateurs. D'autres profitent de la déségrégation et de la discrimination positive qui contribuent à leur promotion sociale. Certes des tensions raciales continuent d'exister mais le climat n'est plus le même. Les idées du Klan sont désavouées par l'opinion, un Klansman déclare « nous avons perdu ce pays ». Frustrés, n'ayant plus de lieux pour les accueillir si ce n'est dans des endroits reculés, par dépit, ils deviennent enragés[314] et pour survivre, le troisième Klan s'allie à des groupuscules néo-fascistes ou néo-nazis américains avec des personnes qui font partie des deux organisations comme Don Black[315], David Duke, Louis Beam. Les Klansmen peuvent organiser avec eux des actes de terrorisme comme pour la tuerie de Greensboro[316],[317].
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+Certains, que plus mesurés, se rapproche d'adhérents ultra-conservateurs du Tea party[318],[319],[320], mais aussi de groupes anti-fédéralistes et, fidèles à leurs traditions, de mouvements antimaçonniques, antipapistes, antisémites. Le Klan est à cette époque un des acteurs majeurs du conspirationnisme américain[10],[11],[321] comme l'illustre David Duke[322]. Le Ku Klux Klan est également associé avec d'autres mouvements de l'extrême-droite américaine, tels que Aryan Nations, WASP, The Order, ou Posse ComitatusPosse Comitatus (organisation), et canadienne, comme les Orangistes[323].
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+Cela dit, les effectifs continuent de baisser. En 1978, on compte environ 10 000 membres. Dans les années 1990, on estime à 3 000 le nombre de membres d'un groupe se référant au Ku Klux Klan, mais un rapport national de l'Anti-Defamation League publié en février 2007[324] estime qu'après une baisse significative dans la fin des années 1990, ce nombre a augmenté depuis 2000. Il compterait en 2007 5 000  à   8 000 membres répartis dans 179 sections|commentaire=contradiction avec la section le KKK au XXIe, et s'organise avec divers mouvements boneheads (skinheads nazis) dans des actions militantes (organisation de rassemblements, campagnes de recrutement, distributions de tracts et de pamphlets racistes)[325] ou encore la distribution de nourriture et de vêtements pour des Américains blancs démunis. Selon les sections, les objectifs divergent (allant de prôner le pouvoir aux seuls Blancs à une position de « fierté blanche »), certains ambitionnant de créer des forces paramilitaires pour défendre les Blancs face aux immigrants et à l'ultralibéralisme[326]. La seule chose qui les rassemble est le mot d'ordre prêté au général Forrest : « vous devez assurer la suprématie de la race blanche dans cette République ».
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+Les États-Unis ayant tourné la page de la ségrégation, les discours suprémacistes sont relégués dans les franges de la société, comme le constate le journaliste d'investigation Fred J. Cook[327],[328],[329], en final de son livre The Ku Klux Klan : America's recurring nightmare, paru en 1989. Les adhérents du Klan et leurs constellations (néo-nazis américains, White power skinhead), sont généralement des jeunes blancs incultes ne sortant que des idées reçues de sites complotistes, bien incapables d'argumenter leur appartenance[330].
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+David Duke (né en 1950) est l'exemple des hésitations du Klan entre l'activisme violent et l'action politique acceptable, et du rapprochement du KKK avec les partis néofascistes et néonazis. À quatorze ans, il se fait remarquer par ses opinions extrémistes, son engouement pour le nazisme et pour tout ce qui tourne autour du Troisième Reich. Il adhère au Citizens' Councils, réseau de Blancs opposés à toute action dé-ségrégationniste. À dix-sept ans, il entre à l'Université d'État de Louisiane, où il s'habille régulièrement avec des tenues paramilitaires avec la swastika, se fait nommer « le nazi de la LSU ». En 1970, il fonde la White Youth Alliance, affiliée à l'American Nazi Party (National Socialist White People's Party). En 1974, il fonde les Knights of the Klu Klux Klan (KKKK) redonnant vie à un Klan qui était moribond, et prend le titre de "Directeur national" en lieu et place du titre de Sorcier impérial. Il ouvre les adhésions aux femmes qui ont désormais les mêmes prérogatives que les membres masculins[331].
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+En 1975, il se présente à Baton Rouge aux élections sénatoriales de l'état de la Louisiane. Ses discours reprennent l'idéologie du Klan de façon adoucie. Il obtient 33 % des voix. En 1976, il est arrêté à La Nouvelle Orléans pour organisation de manifestations du Klan, dénonçant la police comme étant à la solde des Juifs. En 1979, il est condamné à six mois de prison avec sursis et à une amende de 500 $ pour ses propos et actions klanistes. Lors d'une assemblée au Texas il se fait remarquer par ses vitupérations condamnant la discrimination positive, l'oppression de la race blanche, le contrôle des média par les Juifs. Duke oscille entre discours acceptables et discours haineux, s'attirer la bienveillance des Blancs les plus conservateurs tout en mobilisant les brutes du Klan. Parallèlement à sa direction des KKKK, il fonde son propre parti nationaliste. Il se présente aux élections présidentielles de 1980, 1984, 1988, ne recueillant que des poignées de voix. En février 1989, il remporte son premier succès électoral en obtenant un siège à la Chambre des représentants de la Louisiane comme représentant de la ville de Metairie, victoire électorale malgré les appels des Républicains à voter pour son opposant. Alors qu'il clame qu'il a quitté le Klan, lors d'une convention du Klan au Texas à laquelle il participe, Duke écoute le discours de Louis Beam[332], Grand titan du Texas qui déclare « tenons nous prêts pour restituer le Texas aux Blancs, soyons prêts ! Soyons prêt pour affronter ce qui va venir, une guerre des races ! Vous êtes vous préparés ? Vous êtes vous entraînés au tir, à survivre ? Nos ancêtres ont construit ce pays avec courage et en versant leur sang. Du sang sera versé, beaucoup sera celui de nos ennemis. Le gouvernement est en train de tuer notre peuple, de pervertir nos enfants, avec l'appui des communistes. Il existe une sentence pour les meurtriers : la mort ! le gouvernement est coupable de meurtres... préparons-nous à ce qui va venir ! ». Impressionné David Duke promeut Louis Beam en le faisant passer au grade de Grand dragon du Klan texan[333].
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+Louis Beam fait allégeance au Klan de David Duke en 1976 et est promu Grand dragon du Texas l'année suivante. Il est connu pour avoir constitué une milice armée, la Texas Emergency Reserve (en) (TER), permettant au klansmen de s'entraîner au maniement des armes. En 1981, avec le TER, il mène des actions terroristes contre les pêcheurs vietnamiens de Galveston. Leurs bateaux sont brûlés, plusieurs d'entre eux sont fouettés. Face à ce déferlement de violence, un juge fédéral ordonne la dissolution du TER. En réaction, Beam se rend en Idaho pour s’allier avec l'organisation néo-nazie Aryan Nations de Richard G. Butler[334]. En 1983, Beam publie un livre de propagande Essays of a Klansman dans lequel il brosse le portrait de l'Aryan Warrior (guerrier aryen) qui s'illustre par des assassinats qui vont du meurtre de Nègres dans la rue à celui du président des États-Unis en passant par ceux de policiers. Chaque assassinat donne des points et quand le score est suffisamment élevé, le titre de guerrier aryen est alors attribué par l'Ordre. Différents méfaits se réalisent au nom de l'Ordre, braquages de banque, hold up, incendies de synagogues, attentat contre un théâtre porno, assassinat du journaliste Alan Berg, etc. Une partie du butin est reversée à Beam (100 000 $), ce qui lui permet d'acheter un terrain à Shoal Lake pour que les groupuscules qui se réclament des Aryan Nations puissent s’entraîner. Le 19 avril 1985 après un siège de trois jours le F.B.I. pénètre dans le camp de Shoal Lake. Les agents découvrent un véritable arsenal : fusils d’assauts, grenades, lance-missiles, C-4, dynamite, mines... Beam passe dans la clandestinité, mais le 6 novembre 1987, il est arrêté par la police mexicaine puis extradé vers les États-Unis. Il comparaît devant un tribunal de Fort Smith dans l'Arkansas, le 7 avril 1988. Il est acquitté, le jury ayant réduit les charges, en s'appuyant sur le fait qu'en faisant l'apologie de l'assassinat, il n'aurait fait qu'utiliser son droit constitutionnel à la liberté d'expression. En revanche, le verdict est différent lorsque peu après, vingt-trois membres de l'Ordre comparaissent devant le tribunal de Seattle. Les sentences vont de 20 ans de prison à 100 ans de prison. Ces procès font la démonstration, entre autres, qu'il existe plus qu'une convergence, mais une alliance entre le Klan, les Skinheads et les groupes néo-nazis, et que tous ont les mêmes ennemis : les étrangers, les Juifs et les Afro-Américains[335].
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+Dans les années 1980, des Skinheads américains dérivent vers l'extrême droite et se rapprochent du Klan et des néo-nazis américains. Afin de les différencier des autres Skinheads cette mouvance de skinheads néo-nazis est appelée White power skinhead. Ils commencent à se faire connaitre à partir de 1988 par une série de crimes : agressions contre des Vietnamiens, des Afro-Américains, des coréens, en vandalisant des églises et des maisons et en défilant régulièrement en criant « White Power ! White Power ! »[336],[337],[338]. Deux groupes ou gangs se font particulièrement remarquer la Hammerskin Nation[339],[340] et le Keystone United (en)[341],[342].
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+Le Klan est rejeté par l'opinion à la suite de leurs attentats, il perd de son influence par un émiettement en de multiples groupuscules rivaux sans coordination, à la durée de vie plus ou moins éphémère. En 2019 le site Southern Poverty Law Center décompte vingt-trois groupuscules actifs, confirmant ce qu'observait en 2016 le site Anti-defamation League qui constatait un déclin se ramenant à peine à une trentaine de groupuscules actifs. Les trois principaux groupuscules les White Knights of the Ku Klux Klan, les Knights of the White Camelia et la Church of the National Knights sont en déclin constant[343],[344].
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+Le KKK apparaît sporadiquement lors de manifestations d'extrême droite comme la manifestation « Unite the Right » à Charlottesville organisée par les néo-nazis[345],[346]. Les groupes qui défilent varient, certains ne contiennent qu'une dizaine de membres tandis que d'autres sont des organisations plus importantes.
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+Continuant leur tradition homophobe (cf. le raid du Klan contre une discothèque fréquentée par des homosexuels, l'attaque de La Paloma de 1937[347],[348]) les groupuscules du Klan se lancent dans de violentes campagnes contre la communauté LGBT allant jusqu'aux meurtres[349],[350],[351].
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+Bien que les actes criminels soient en forte diminution, ils sont plus spectaculaires. Des membres ou sympathisants du KKK s'illustrent par divers attentats relevant de crimes de haine, de tueries de masse[352] : la fusillade de Charlottesville[353], la fusillade de la synagogue de Pittsburgh[354], le massacre du magasin Walmart à El Paso[355].
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+Lors de la campagne présidentielle américaine de 2016, des dirigeants du groupuscule les Knights of the Ku Klux Klan (5 à 6 000 adhérents)[356], notamment son ancien patron David Duke, prennent le parti de Donald Trump et le félicitent pour sa victoire, tentant de donner une légitimité politique à leur organisation, de la faire sortir de l'ombre[357]. Eric Trump réagit en déclarant que David Duke méritait « qu'on lui tire dessus », ajoutant à propos des membres du mouvement suprémaciste de David Duke : « Ce ne sont pas de bonnes personnes, ce sont même des personnes horribles »[358] et Donald Trump a condamné les suprémacistes les traitant de « tueurs », de « bigots », de « prédateurs » et d'autres noms d'oiseaux[359], affirmant qu'il ne voulait pas du tout du soutien de David Duke[360].
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+Si les divers groupuscules se réclamant du Klan sont classés comme groupes terroristes par divers observatoires américains du terrorisme comme le Southern Poverty Law Center, le Terrorism Research & Analysis Consortium (en)[378], le Counter Extremism Project[379], et par différents rapports publics, il demeure qu'ils ne figurent pas sur la liste des groupes terroristes établie par le département d'État des États-Unis[380], cela pour deux raisons, la première parce que ces différents groupuscules sont en dehors du champ législatif définissant une organisation comme terroriste à savoir l'Executive Order 13224 du 23 septembre 2001 et l'Immigration and Nationality Act of 1965, se cantonnant au terrorisme international, la seconde parce les autorités américaines considèrent que la législation contre les crimes de haines, les associations de malfaiteurs, le terrorisme domestique (Domestic terrorism in the United States (en))[381] sont suffisantes pour réprimer et contrôler ces groupuscules. En revanche les différents groupuscules du Klan sont classés comme groupes relevant du terrorisme domestique[382],[383]. Le développement de la montée internationale des mouvements suprémacistes blancs pourrait changer la donne[384].
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+Une hiérarchie et les grades qui vont avec sont établis, avec, lors des cérémonies, des couleurs de robes différentes[385],[386] :
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+Bien que principalement présent aux États-Unis, le Ku Klux Klan s'est exporté au Canada, notamment en Saskatchewan. Il joue un rôle à la fin des années 1930, mais tout comme aux États-Unis, il devient anecdotique. D'autres organisations protestantes, en particulier l'Association loyale d'Orange du Canada, ont également entretenu des rapports étroits avec le Ku Klux Klan[387],[388],[323].
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+Tout un folklore est créé autour du Ku Klux Klan : les membres portent une capuche ou cagoule blanche pointue sur leur tête et une grande robe assortie sur le corps, tenue standardisée depuis l’iconographie hollywoodienne[389]. Ces costumes sont copiés des capirotes portés par les processionnaires espagnols. La célébrité du Klan étant devenue supérieure à celle des processionnaires espagnols, les costumes de ces derniers sont parfois mal perçus par des méprises ou des analogies hâtives liées à l'ignorance[390],[391],[392],[393],[394].
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+Le KKK fait l'objet du film de Spike Lee, BlacKkKlansman : J'ai infiltré le Ku Klux Klan, sorti en 2018[395].
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