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fr/2411.html.txt

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+Harry Potter et l'Ordre du Phénix (titre original : Harry Potter and the Order of the Phoenix) est le cinquième tome de la série littéraire Harry Potter créée par J. K. Rowling et centrée sur le personnage du même nom. Il a été publié le 3 décembre 2003 en France.
+
+Quelques semaines après la renaissance de Voldemort, Harry et ses amis Ron et Hermione font leur entrée en 5e année à Poudlard, de plus en plus contrôlé par le ministère qui refuse de croire au retour du mage noir et fait en sorte de discréditer Albus Dumbledore. Dolores Ombrage, sous-secrétaire du ministre et nouveau professeur de défense contre les forces du mal, instaure une forme de régime dictatorial à Poudlard en interdisant aux élèves de s'exercer aux sortilèges de défense, autant que de répandre l'idée du retour de Voldemort. Hermione crée alors « l'armée de Dumbledore », une association d'élèves clandestine dans le but de se préparer aux dangers extérieurs. Les membres de l'Ordre du Phénix de leur côté, sous la direction de Dumbledore, se rassemblent régulièrement à Londres chez Sirius Black, pour organiser la défense du pays et l’éveil des consciences, tout en contrant les mesures instaurées par le ministère.
+
+Lors de la rédaction de cette cinquième histoire, J. K. Rowling avait déjà signé un contrat avec la Warner pour l'adaptation de l'ensemble de sa série[1] (le contrat a été signé le jour de la sortie du premier tome aux États-Unis, en septembre 1998[2],[1]).
+
+Les fans de la série ont attendu trois ans entre la sortie du quatrième livre et celle du cinquième[3],[4]. Avant la publication de L'Ordre du Phénix, 200 millions d'exemplaires des quatre premiers livres avaient déjà été vendus et traduits en 55 langues dans 200 pays[5]. Comme la série était déjà un phénomène mondial, la sortie du livre a engendré de nouveaux enregistrements de pré-commande, avec des milliers de personnes en file d'attente hors des librairies le 20 juin 2003 pour être certains d'obtenir leur copie à minuit[5]. Malgré la haute surveillance, des milliers d'exemplaires ont été volés dans un entrepôt six jours avant sa sortie[6].
+
+L'Ordre du Phénix est publié le 21 juin 2003. Il est le roman le plus imposant de la série, comportant près de 1031 pages dans sa version française de poche et 983 pages dans sa version française brochée.
+
+En un jour, près de 1,8 million d'exemplaires de L'Ordre du Phénix sont vendus. Ses pré-commandes sont dix fois plus élevées que pour le précédent volume, faisant du cinquième tome l’un des plus grands succès de l’histoire de l’édition[7].
+
+Un grand nombre de fans francophones n'attendent pas sa traduction, publiée quant à elle le 3 décembre 2003[8]. Pour la première fois avec L'Ordre du Phénix, un livre anglais figure parmi les meilleures ventes de livres en France[9].
+
+Le roman comporte trente-huit chapitres. Dès le début de l'intrigue, le héros et le lecteur sont plongés dans le contexte du retour de Voldemort, survenu en fin d'année précédente. Tandis qu'Albus Dumbledore reforme un ancien groupe de personnes pour organiser la défense, le ministère de la magie refuse de son côté d'accepter le retour de Voldemort et fait en sorte de discréditer les propos de Harry (témoin direct des événements de l’année précédente) et de Dumbledore, notamment au moyen de médias populaires tels que la Gazette du sorcier.
+
+Harry reçoit en fin d'été une convocation disciplinaire du ministère de la magie pour avoir fait usage de la magie à Little Whinging en présence de son cousin moldu[10]. En attendant l'audience, il passe le reste de ses vacances au Square Grimmaurd avec Sirius Black, Hermione, Remus Lupin et la famille Weasley à l'endroit où est installé le QG[11] de l'Ordre du Phénix, dont les membres tentent d'éveiller les consciences chez les autres sorciers et faire connaître publiquement le retour de Voldemort[12]. Les charges pesant contre Harry durant son audience sont finalement abandonnées, grâce au témoignage de Mrs Figg[13], membre de l'Ordre et voisine des Dursley, et à l'intervention d'Albus Dumbledore.
+
+De retour à Poudlard, les élèves découvrent que Dolores Ombrage, sous-secrétaire d'état du ministre et personne ayant assisté à l'audience de Harry, est le nouveau professeur de défense contre les forces du mal. En cours, cette dernière refuse de laisser ses élèves pratiquer la magie, ne leur faisant étudier que la théorie par la lecture des manuels[14], ce qui révolte Hermione et Harry. Harry reçoit des nombreuses heures de retenue de la part d'Ombrage pour son insubordination, et en particulier lorsqu'il insiste sur le retour de Voldemort[14]. Ombrage trouve le moyen de contrôler l'école et l'autorité de Dumbledore en instaurant des décrets d'éducation[15]. Par ailleurs, Percy Weasley envoie une lettre à son frère Ron, où il lui recommande de suivre Ombrage et d'abandonner Harry. Elle est nommée Grande Inquisitrice de Poudlard par le ministre de la Magie, procède à des inspections des différents professeurs[16] et forme une brigade inquisitoriale avec quelques élèves volontaires (essentiellement de Serpentard) tenus de surveiller et rendre compte du comportement des autres élèves. Hermione a alors l'idée de créer une organisation, nommée « Armée de Dumbledore » (ou « AD ») pour apprendre et surtout pratiquer la défense contre les forces du mal à l'insu de Dolores Ombrage[17]. Elle suggère que Harry soit leur professeur. Une trentaine d'élèves se réunissent ainsi régulièrement dans la Salle sur Demande, où ils peuvent s'entraîner discrètement.
+
+Redoutant la connexion qui existe depuis quatorze ans entre l'esprit de Harry et celui de Voldemort, Dumbledore demande à Severus Rogue de donner des leçons d'occlumancie à Harry, pour lui permettre de fermer son esprit. Mais l'animosité de Harry envers Rogue, et la haine réciproque que ce dernier lui porte, font que leurs leçons demeurent infructueuses. Ombrage découvre en fin d'année l'existence du groupe clandestin[18]. Harry et d'autres membres de l'A.D sont arrêtés et interrogés en présence de Dumbledore, qui endosse alors toute responsabilité[18] ; permettant à Harry et aux autres membres de ne pas se faire renvoyer de Poudlard. Dumbledore est contraint de s'enfuir pour ne pas être détenu à la prison d'Azkaban. Ombrage prend sa place et devient directrice de Poudlard[19].
+
+Harry aperçoit dans son esprit son parrain se faire torturer par Voldemort au ministère[20]. Il tente aussitôt d'avertir l'Ordre. Retenu un temps par Ombrage, il prévient Severus Rogue en dernier recours, par un langage codé[21], que Sirius a été capturé alors que le professeur apparaît dans le bureau d'Ombrage. Rogue, qui devine que Harry s'est fait piéger, fait semblant de ne pas comprendre ses allusions devant Ombrage mais prévient rapidement l'Ordre de ses intentions.
+
+Ron, Hermione, Neville Londubat, Ginny et Luna Lovegood accompagnent Harry au ministère. À la recherche de Sirius, Harry découvre dans l'une des salles une étrange sphère à son nom[22] mais n'a pas le temps de l'étudier davantage car des mangemorts émergent de l'obscurité. Au moment où ils sont pris au piège, Remus Lupin, Sirius, Tonks, Kingsley Shacklebolt et Maugrey, prévenus par Rogue[23], font irruption dans la pièce. Ils se livrent à une bataille contre les mangemorts, au cours de laquelle Bellatrix Lestrange tue Sirius, qui traverse le voile d'une arcade en pierre[24]. Dans le chaos général, la sphère finit par se briser, mais personne ne peut entendre le contenu de la prophétie dans le vacarme[25]. Dumbledore arrive à temps pour neutraliser les mangemorts. Un duel l'oppose à Voldemort et Harry est mis à l'écart du combat. Voldemort et Lestrange prennent la fuite à l'arrivée du ministre de la magie[25]. De retour à Poudlard, Dumbledore fait entendre à Harry le contenu de la prophétie de Sibylle Trelawney, qu'il a lui-même entendu peu avant la naissance du garçon. Cette prophétie désigne Harry comme la seule personne à avoir une chance de vaincre définitivement Voldemort. Après les événements du ministère, le ministre Cornelius Fudge admet le retour de Voldemort et Dumbledore retrouve son poste à Poudlard. La deuxième guerre commence.
+
+En 2004, le livre a été cité par l'American Library Association comme meilleur livre pour les jeunes adultes ainsi que comme livre notable[28],[29]. Il a également reçu la médaille d'or Oppenheim Toy Portfolio 2004 et plusieurs autres récompenses[30].
+
+Le roman a été bien accueilli par les critiques. Deirdre Donahue de USA Today a loué J. K. Rowling pour son imagination[31]. La plupart des critiques négatives concernent la violence contenue dans le roman et les problèmes de moralité qui se produiraient tout au long de l'intrigue[32].
+
+John Leonard du New York Times a fait l'éloge du roman en disant : « L'Ordre du Phénix commence lentement, prend de la vitesse, puis fait du skateboard jusqu'à sa conclusion furieuse... Alors que Harry grandit, Rowling s'améliore »[33]. Cependant, il critique aussi « la tonalité unique de Drago Malefoy » et le côté prévisible de Lord Voldemort[33].
+
+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
+
+Roman principal
+
+Autour de l'adaptation
+
+Liés à l'intrigue de L'Ordre du Phénix :
+
+Personnages : Dolores Ombrage • Ministre de la magie • Kingsley Shacklebolt • Sirius Black • Nymphadora Tonks • Bellatrix Lestrange • Lucius Malefoy • Remus Lupin • Neville Londubat • Luna Lovegood • Mrs Figg • Arthur Weasley • Marietta Edgecombe • Kreattur
+
+Lieux :  Ministère de la magie • Département des mystères • 12, Square Grimmaurd • Salle sur Demande
+
+Organisations : Ordre du Phénix • Armée de Dumbledore • Brigade Inquisitoriale
+
+Objets : Pensine
+
+Sortilèges : Patronus • Legilimancie/Occlumancie • Avada Kedavra
+
+Créatures : Détraqueurs • Sombrals
+
+Autour du roman :
+
+Sur les autres projets Wikimedia :
+
+L'école des sorciers (1997)
+
+La Chambre des secrets (1998)
+
+Le Prisonnier d'Azkaban (1999)
+
+La Coupe de feu (2000)
+
+L'Ordre du Phénix (2003)
+
+Le Prince de sang-mêlé (2005)
+
+Les Reliques de la Mort (2007)
+
+L'Enfant maudit (2016)

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+Harry Potter et l'Ordre du Phénix (titre original : Harry Potter and the Order of the Phoenix) est le cinquième tome de la série littéraire Harry Potter créée par J. K. Rowling et centrée sur le personnage du même nom. Il a été publié le 3 décembre 2003 en France.
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+Quelques semaines après la renaissance de Voldemort, Harry et ses amis Ron et Hermione font leur entrée en 5e année à Poudlard, de plus en plus contrôlé par le ministère qui refuse de croire au retour du mage noir et fait en sorte de discréditer Albus Dumbledore. Dolores Ombrage, sous-secrétaire du ministre et nouveau professeur de défense contre les forces du mal, instaure une forme de régime dictatorial à Poudlard en interdisant aux élèves de s'exercer aux sortilèges de défense, autant que de répandre l'idée du retour de Voldemort. Hermione crée alors « l'armée de Dumbledore », une association d'élèves clandestine dans le but de se préparer aux dangers extérieurs. Les membres de l'Ordre du Phénix de leur côté, sous la direction de Dumbledore, se rassemblent régulièrement à Londres chez Sirius Black, pour organiser la défense du pays et l’éveil des consciences, tout en contrant les mesures instaurées par le ministère.
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+Lors de la rédaction de cette cinquième histoire, J. K. Rowling avait déjà signé un contrat avec la Warner pour l'adaptation de l'ensemble de sa série[1] (le contrat a été signé le jour de la sortie du premier tome aux États-Unis, en septembre 1998[2],[1]).
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+Les fans de la série ont attendu trois ans entre la sortie du quatrième livre et celle du cinquième[3],[4]. Avant la publication de L'Ordre du Phénix, 200 millions d'exemplaires des quatre premiers livres avaient déjà été vendus et traduits en 55 langues dans 200 pays[5]. Comme la série était déjà un phénomène mondial, la sortie du livre a engendré de nouveaux enregistrements de pré-commande, avec des milliers de personnes en file d'attente hors des librairies le 20 juin 2003 pour être certains d'obtenir leur copie à minuit[5]. Malgré la haute surveillance, des milliers d'exemplaires ont été volés dans un entrepôt six jours avant sa sortie[6].
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+L'Ordre du Phénix est publié le 21 juin 2003. Il est le roman le plus imposant de la série, comportant près de 1031 pages dans sa version française de poche et 983 pages dans sa version française brochée.
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+En un jour, près de 1,8 million d'exemplaires de L'Ordre du Phénix sont vendus. Ses pré-commandes sont dix fois plus élevées que pour le précédent volume, faisant du cinquième tome l’un des plus grands succès de l’histoire de l’édition[7].
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+Un grand nombre de fans francophones n'attendent pas sa traduction, publiée quant à elle le 3 décembre 2003[8]. Pour la première fois avec L'Ordre du Phénix, un livre anglais figure parmi les meilleures ventes de livres en France[9].
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+Le roman comporte trente-huit chapitres. Dès le début de l'intrigue, le héros et le lecteur sont plongés dans le contexte du retour de Voldemort, survenu en fin d'année précédente. Tandis qu'Albus Dumbledore reforme un ancien groupe de personnes pour organiser la défense, le ministère de la magie refuse de son côté d'accepter le retour de Voldemort et fait en sorte de discréditer les propos de Harry (témoin direct des événements de l’année précédente) et de Dumbledore, notamment au moyen de médias populaires tels que la Gazette du sorcier.
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+Harry reçoit en fin d'été une convocation disciplinaire du ministère de la magie pour avoir fait usage de la magie à Little Whinging en présence de son cousin moldu[10]. En attendant l'audience, il passe le reste de ses vacances au Square Grimmaurd avec Sirius Black, Hermione, Remus Lupin et la famille Weasley à l'endroit où est installé le QG[11] de l'Ordre du Phénix, dont les membres tentent d'éveiller les consciences chez les autres sorciers et faire connaître publiquement le retour de Voldemort[12]. Les charges pesant contre Harry durant son audience sont finalement abandonnées, grâce au témoignage de Mrs Figg[13], membre de l'Ordre et voisine des Dursley, et à l'intervention d'Albus Dumbledore.
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+De retour à Poudlard, les élèves découvrent que Dolores Ombrage, sous-secrétaire d'état du ministre et personne ayant assisté à l'audience de Harry, est le nouveau professeur de défense contre les forces du mal. En cours, cette dernière refuse de laisser ses élèves pratiquer la magie, ne leur faisant étudier que la théorie par la lecture des manuels[14], ce qui révolte Hermione et Harry. Harry reçoit des nombreuses heures de retenue de la part d'Ombrage pour son insubordination, et en particulier lorsqu'il insiste sur le retour de Voldemort[14]. Ombrage trouve le moyen de contrôler l'école et l'autorité de Dumbledore en instaurant des décrets d'éducation[15]. Par ailleurs, Percy Weasley envoie une lettre à son frère Ron, où il lui recommande de suivre Ombrage et d'abandonner Harry. Elle est nommée Grande Inquisitrice de Poudlard par le ministre de la Magie, procède à des inspections des différents professeurs[16] et forme une brigade inquisitoriale avec quelques élèves volontaires (essentiellement de Serpentard) tenus de surveiller et rendre compte du comportement des autres élèves. Hermione a alors l'idée de créer une organisation, nommée « Armée de Dumbledore » (ou « AD ») pour apprendre et surtout pratiquer la défense contre les forces du mal à l'insu de Dolores Ombrage[17]. Elle suggère que Harry soit leur professeur. Une trentaine d'élèves se réunissent ainsi régulièrement dans la Salle sur Demande, où ils peuvent s'entraîner discrètement.
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+Redoutant la connexion qui existe depuis quatorze ans entre l'esprit de Harry et celui de Voldemort, Dumbledore demande à Severus Rogue de donner des leçons d'occlumancie à Harry, pour lui permettre de fermer son esprit. Mais l'animosité de Harry envers Rogue, et la haine réciproque que ce dernier lui porte, font que leurs leçons demeurent infructueuses. Ombrage découvre en fin d'année l'existence du groupe clandestin[18]. Harry et d'autres membres de l'A.D sont arrêtés et interrogés en présence de Dumbledore, qui endosse alors toute responsabilité[18] ; permettant à Harry et aux autres membres de ne pas se faire renvoyer de Poudlard. Dumbledore est contraint de s'enfuir pour ne pas être détenu à la prison d'Azkaban. Ombrage prend sa place et devient directrice de Poudlard[19].
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+Harry aperçoit dans son esprit son parrain se faire torturer par Voldemort au ministère[20]. Il tente aussitôt d'avertir l'Ordre. Retenu un temps par Ombrage, il prévient Severus Rogue en dernier recours, par un langage codé[21], que Sirius a été capturé alors que le professeur apparaît dans le bureau d'Ombrage. Rogue, qui devine que Harry s'est fait piéger, fait semblant de ne pas comprendre ses allusions devant Ombrage mais prévient rapidement l'Ordre de ses intentions.
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+Ron, Hermione, Neville Londubat, Ginny et Luna Lovegood accompagnent Harry au ministère. À la recherche de Sirius, Harry découvre dans l'une des salles une étrange sphère à son nom[22] mais n'a pas le temps de l'étudier davantage car des mangemorts émergent de l'obscurité. Au moment où ils sont pris au piège, Remus Lupin, Sirius, Tonks, Kingsley Shacklebolt et Maugrey, prévenus par Rogue[23], font irruption dans la pièce. Ils se livrent à une bataille contre les mangemorts, au cours de laquelle Bellatrix Lestrange tue Sirius, qui traverse le voile d'une arcade en pierre[24]. Dans le chaos général, la sphère finit par se briser, mais personne ne peut entendre le contenu de la prophétie dans le vacarme[25]. Dumbledore arrive à temps pour neutraliser les mangemorts. Un duel l'oppose à Voldemort et Harry est mis à l'écart du combat. Voldemort et Lestrange prennent la fuite à l'arrivée du ministre de la magie[25]. De retour à Poudlard, Dumbledore fait entendre à Harry le contenu de la prophétie de Sibylle Trelawney, qu'il a lui-même entendu peu avant la naissance du garçon. Cette prophétie désigne Harry comme la seule personne à avoir une chance de vaincre définitivement Voldemort. Après les événements du ministère, le ministre Cornelius Fudge admet le retour de Voldemort et Dumbledore retrouve son poste à Poudlard. La deuxième guerre commence.
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+En 2004, le livre a été cité par l'American Library Association comme meilleur livre pour les jeunes adultes ainsi que comme livre notable[28],[29]. Il a également reçu la médaille d'or Oppenheim Toy Portfolio 2004 et plusieurs autres récompenses[30].
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+Le roman a été bien accueilli par les critiques. Deirdre Donahue de USA Today a loué J. K. Rowling pour son imagination[31]. La plupart des critiques négatives concernent la violence contenue dans le roman et les problèmes de moralité qui se produiraient tout au long de l'intrigue[32].
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+John Leonard du New York Times a fait l'éloge du roman en disant : « L'Ordre du Phénix commence lentement, prend de la vitesse, puis fait du skateboard jusqu'à sa conclusion furieuse... Alors que Harry grandit, Rowling s'améliore »[33]. Cependant, il critique aussi « la tonalité unique de Drago Malefoy » et le côté prévisible de Lord Voldemort[33].
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+Liés à l'intrigue de L'Ordre du Phénix :
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+Personnages : Dolores Ombrage • Ministre de la magie • Kingsley Shacklebolt • Sirius Black • Nymphadora Tonks • Bellatrix Lestrange • Lucius Malefoy • Remus Lupin • Neville Londubat • Luna Lovegood • Mrs Figg • Arthur Weasley • Marietta Edgecombe • Kreattur
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+Organisations : Ordre du Phénix • Armée de Dumbledore • Brigade Inquisitoriale
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+Sortilèges : Patronus • Legilimancie/Occlumancie • Avada Kedavra
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+Créatures : Détraqueurs • Sombrals
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+Autour du roman :
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+L'école des sorciers (1997)
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+Harry Potter et l'Ordre du Phénix (titre original : Harry Potter and the Order of the Phoenix) est le cinquième tome de la série littéraire Harry Potter créée par J. K. Rowling et centrée sur le personnage du même nom. Il a été publié le 3 décembre 2003 en France.
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+Quelques semaines après la renaissance de Voldemort, Harry et ses amis Ron et Hermione font leur entrée en 5e année à Poudlard, de plus en plus contrôlé par le ministère qui refuse de croire au retour du mage noir et fait en sorte de discréditer Albus Dumbledore. Dolores Ombrage, sous-secrétaire du ministre et nouveau professeur de défense contre les forces du mal, instaure une forme de régime dictatorial à Poudlard en interdisant aux élèves de s'exercer aux sortilèges de défense, autant que de répandre l'idée du retour de Voldemort. Hermione crée alors « l'armée de Dumbledore », une association d'élèves clandestine dans le but de se préparer aux dangers extérieurs. Les membres de l'Ordre du Phénix de leur côté, sous la direction de Dumbledore, se rassemblent régulièrement à Londres chez Sirius Black, pour organiser la défense du pays et l’éveil des consciences, tout en contrant les mesures instaurées par le ministère.
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+Lors de la rédaction de cette cinquième histoire, J. K. Rowling avait déjà signé un contrat avec la Warner pour l'adaptation de l'ensemble de sa série[1] (le contrat a été signé le jour de la sortie du premier tome aux États-Unis, en septembre 1998[2],[1]).
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+Les fans de la série ont attendu trois ans entre la sortie du quatrième livre et celle du cinquième[3],[4]. Avant la publication de L'Ordre du Phénix, 200 millions d'exemplaires des quatre premiers livres avaient déjà été vendus et traduits en 55 langues dans 200 pays[5]. Comme la série était déjà un phénomène mondial, la sortie du livre a engendré de nouveaux enregistrements de pré-commande, avec des milliers de personnes en file d'attente hors des librairies le 20 juin 2003 pour être certains d'obtenir leur copie à minuit[5]. Malgré la haute surveillance, des milliers d'exemplaires ont été volés dans un entrepôt six jours avant sa sortie[6].
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+L'Ordre du Phénix est publié le 21 juin 2003. Il est le roman le plus imposant de la série, comportant près de 1031 pages dans sa version française de poche et 983 pages dans sa version française brochée.
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+En un jour, près de 1,8 million d'exemplaires de L'Ordre du Phénix sont vendus. Ses pré-commandes sont dix fois plus élevées que pour le précédent volume, faisant du cinquième tome l’un des plus grands succès de l’histoire de l’édition[7].
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+Un grand nombre de fans francophones n'attendent pas sa traduction, publiée quant à elle le 3 décembre 2003[8]. Pour la première fois avec L'Ordre du Phénix, un livre anglais figure parmi les meilleures ventes de livres en France[9].
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+Le roman comporte trente-huit chapitres. Dès le début de l'intrigue, le héros et le lecteur sont plongés dans le contexte du retour de Voldemort, survenu en fin d'année précédente. Tandis qu'Albus Dumbledore reforme un ancien groupe de personnes pour organiser la défense, le ministère de la magie refuse de son côté d'accepter le retour de Voldemort et fait en sorte de discréditer les propos de Harry (témoin direct des événements de l’année précédente) et de Dumbledore, notamment au moyen de médias populaires tels que la Gazette du sorcier.
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+Harry reçoit en fin d'été une convocation disciplinaire du ministère de la magie pour avoir fait usage de la magie à Little Whinging en présence de son cousin moldu[10]. En attendant l'audience, il passe le reste de ses vacances au Square Grimmaurd avec Sirius Black, Hermione, Remus Lupin et la famille Weasley à l'endroit où est installé le QG[11] de l'Ordre du Phénix, dont les membres tentent d'éveiller les consciences chez les autres sorciers et faire connaître publiquement le retour de Voldemort[12]. Les charges pesant contre Harry durant son audience sont finalement abandonnées, grâce au témoignage de Mrs Figg[13], membre de l'Ordre et voisine des Dursley, et à l'intervention d'Albus Dumbledore.
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+De retour à Poudlard, les élèves découvrent que Dolores Ombrage, sous-secrétaire d'état du ministre et personne ayant assisté à l'audience de Harry, est le nouveau professeur de défense contre les forces du mal. En cours, cette dernière refuse de laisser ses élèves pratiquer la magie, ne leur faisant étudier que la théorie par la lecture des manuels[14], ce qui révolte Hermione et Harry. Harry reçoit des nombreuses heures de retenue de la part d'Ombrage pour son insubordination, et en particulier lorsqu'il insiste sur le retour de Voldemort[14]. Ombrage trouve le moyen de contrôler l'école et l'autorité de Dumbledore en instaurant des décrets d'éducation[15]. Par ailleurs, Percy Weasley envoie une lettre à son frère Ron, où il lui recommande de suivre Ombrage et d'abandonner Harry. Elle est nommée Grande Inquisitrice de Poudlard par le ministre de la Magie, procède à des inspections des différents professeurs[16] et forme une brigade inquisitoriale avec quelques élèves volontaires (essentiellement de Serpentard) tenus de surveiller et rendre compte du comportement des autres élèves. Hermione a alors l'idée de créer une organisation, nommée « Armée de Dumbledore » (ou « AD ») pour apprendre et surtout pratiquer la défense contre les forces du mal à l'insu de Dolores Ombrage[17]. Elle suggère que Harry soit leur professeur. Une trentaine d'élèves se réunissent ainsi régulièrement dans la Salle sur Demande, où ils peuvent s'entraîner discrètement.
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+Redoutant la connexion qui existe depuis quatorze ans entre l'esprit de Harry et celui de Voldemort, Dumbledore demande à Severus Rogue de donner des leçons d'occlumancie à Harry, pour lui permettre de fermer son esprit. Mais l'animosité de Harry envers Rogue, et la haine réciproque que ce dernier lui porte, font que leurs leçons demeurent infructueuses. Ombrage découvre en fin d'année l'existence du groupe clandestin[18]. Harry et d'autres membres de l'A.D sont arrêtés et interrogés en présence de Dumbledore, qui endosse alors toute responsabilité[18] ; permettant à Harry et aux autres membres de ne pas se faire renvoyer de Poudlard. Dumbledore est contraint de s'enfuir pour ne pas être détenu à la prison d'Azkaban. Ombrage prend sa place et devient directrice de Poudlard[19].
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+Harry aperçoit dans son esprit son parrain se faire torturer par Voldemort au ministère[20]. Il tente aussitôt d'avertir l'Ordre. Retenu un temps par Ombrage, il prévient Severus Rogue en dernier recours, par un langage codé[21], que Sirius a été capturé alors que le professeur apparaît dans le bureau d'Ombrage. Rogue, qui devine que Harry s'est fait piéger, fait semblant de ne pas comprendre ses allusions devant Ombrage mais prévient rapidement l'Ordre de ses intentions.
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+Ron, Hermione, Neville Londubat, Ginny et Luna Lovegood accompagnent Harry au ministère. À la recherche de Sirius, Harry découvre dans l'une des salles une étrange sphère à son nom[22] mais n'a pas le temps de l'étudier davantage car des mangemorts émergent de l'obscurité. Au moment où ils sont pris au piège, Remus Lupin, Sirius, Tonks, Kingsley Shacklebolt et Maugrey, prévenus par Rogue[23], font irruption dans la pièce. Ils se livrent à une bataille contre les mangemorts, au cours de laquelle Bellatrix Lestrange tue Sirius, qui traverse le voile d'une arcade en pierre[24]. Dans le chaos général, la sphère finit par se briser, mais personne ne peut entendre le contenu de la prophétie dans le vacarme[25]. Dumbledore arrive à temps pour neutraliser les mangemorts. Un duel l'oppose à Voldemort et Harry est mis à l'écart du combat. Voldemort et Lestrange prennent la fuite à l'arrivée du ministre de la magie[25]. De retour à Poudlard, Dumbledore fait entendre à Harry le contenu de la prophétie de Sibylle Trelawney, qu'il a lui-même entendu peu avant la naissance du garçon. Cette prophétie désigne Harry comme la seule personne à avoir une chance de vaincre définitivement Voldemort. Après les événements du ministère, le ministre Cornelius Fudge admet le retour de Voldemort et Dumbledore retrouve son poste à Poudlard. La deuxième guerre commence.
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+En 2004, le livre a été cité par l'American Library Association comme meilleur livre pour les jeunes adultes ainsi que comme livre notable[28],[29]. Il a également reçu la médaille d'or Oppenheim Toy Portfolio 2004 et plusieurs autres récompenses[30].
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+Le roman a été bien accueilli par les critiques. Deirdre Donahue de USA Today a loué J. K. Rowling pour son imagination[31]. La plupart des critiques négatives concernent la violence contenue dans le roman et les problèmes de moralité qui se produiraient tout au long de l'intrigue[32].
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+John Leonard du New York Times a fait l'éloge du roman en disant : « L'Ordre du Phénix commence lentement, prend de la vitesse, puis fait du skateboard jusqu'à sa conclusion furieuse... Alors que Harry grandit, Rowling s'améliore »[33]. Cependant, il critique aussi « la tonalité unique de Drago Malefoy » et le côté prévisible de Lord Voldemort[33].
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+Liés à l'intrigue de L'Ordre du Phénix :
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+Personnages : Dolores Ombrage • Ministre de la magie • Kingsley Shacklebolt • Sirius Black • Nymphadora Tonks • Bellatrix Lestrange • Lucius Malefoy • Remus Lupin • Neville Londubat • Luna Lovegood • Mrs Figg • Arthur Weasley • Marietta Edgecombe • Kreattur
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+Lieux :  Ministère de la magie • Département des mystères • 12, Square Grimmaurd • Salle sur Demande
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+Organisations : Ordre du Phénix • Armée de Dumbledore • Brigade Inquisitoriale
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+Objets : Pensine
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+Sortilèges : Patronus • Legilimancie/Occlumancie • Avada Kedavra
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+Créatures : Détraqueurs • Sombrals
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+L'école des sorciers (1997)
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+La Coupe de feu (2000)
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+L'Ordre du Phénix (2003)
+
+Le Prince de sang-mêlé (2005)
+
+Les Reliques de la Mort (2007)
+
+L'Enfant maudit (2016)

fr/2414.html.txt

@@ -0,0 +1,73 @@
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+Harry Potter et l'Ordre du Phénix (titre original : Harry Potter and the Order of the Phoenix) est le cinquième tome de la série littéraire Harry Potter créée par J. K. Rowling et centrée sur le personnage du même nom. Il a été publié le 3 décembre 2003 en France.
+
+Quelques semaines après la renaissance de Voldemort, Harry et ses amis Ron et Hermione font leur entrée en 5e année à Poudlard, de plus en plus contrôlé par le ministère qui refuse de croire au retour du mage noir et fait en sorte de discréditer Albus Dumbledore. Dolores Ombrage, sous-secrétaire du ministre et nouveau professeur de défense contre les forces du mal, instaure une forme de régime dictatorial à Poudlard en interdisant aux élèves de s'exercer aux sortilèges de défense, autant que de répandre l'idée du retour de Voldemort. Hermione crée alors « l'armée de Dumbledore », une association d'élèves clandestine dans le but de se préparer aux dangers extérieurs. Les membres de l'Ordre du Phénix de leur côté, sous la direction de Dumbledore, se rassemblent régulièrement à Londres chez Sirius Black, pour organiser la défense du pays et l’éveil des consciences, tout en contrant les mesures instaurées par le ministère.
+
+Lors de la rédaction de cette cinquième histoire, J. K. Rowling avait déjà signé un contrat avec la Warner pour l'adaptation de l'ensemble de sa série[1] (le contrat a été signé le jour de la sortie du premier tome aux États-Unis, en septembre 1998[2],[1]).
+
+Les fans de la série ont attendu trois ans entre la sortie du quatrième livre et celle du cinquième[3],[4]. Avant la publication de L'Ordre du Phénix, 200 millions d'exemplaires des quatre premiers livres avaient déjà été vendus et traduits en 55 langues dans 200 pays[5]. Comme la série était déjà un phénomène mondial, la sortie du livre a engendré de nouveaux enregistrements de pré-commande, avec des milliers de personnes en file d'attente hors des librairies le 20 juin 2003 pour être certains d'obtenir leur copie à minuit[5]. Malgré la haute surveillance, des milliers d'exemplaires ont été volés dans un entrepôt six jours avant sa sortie[6].
+
+L'Ordre du Phénix est publié le 21 juin 2003. Il est le roman le plus imposant de la série, comportant près de 1031 pages dans sa version française de poche et 983 pages dans sa version française brochée.
+
+En un jour, près de 1,8 million d'exemplaires de L'Ordre du Phénix sont vendus. Ses pré-commandes sont dix fois plus élevées que pour le précédent volume, faisant du cinquième tome l’un des plus grands succès de l’histoire de l’édition[7].
+
+Un grand nombre de fans francophones n'attendent pas sa traduction, publiée quant à elle le 3 décembre 2003[8]. Pour la première fois avec L'Ordre du Phénix, un livre anglais figure parmi les meilleures ventes de livres en France[9].
+
+Le roman comporte trente-huit chapitres. Dès le début de l'intrigue, le héros et le lecteur sont plongés dans le contexte du retour de Voldemort, survenu en fin d'année précédente. Tandis qu'Albus Dumbledore reforme un ancien groupe de personnes pour organiser la défense, le ministère de la magie refuse de son côté d'accepter le retour de Voldemort et fait en sorte de discréditer les propos de Harry (témoin direct des événements de l’année précédente) et de Dumbledore, notamment au moyen de médias populaires tels que la Gazette du sorcier.
+
+Harry reçoit en fin d'été une convocation disciplinaire du ministère de la magie pour avoir fait usage de la magie à Little Whinging en présence de son cousin moldu[10]. En attendant l'audience, il passe le reste de ses vacances au Square Grimmaurd avec Sirius Black, Hermione, Remus Lupin et la famille Weasley à l'endroit où est installé le QG[11] de l'Ordre du Phénix, dont les membres tentent d'éveiller les consciences chez les autres sorciers et faire connaître publiquement le retour de Voldemort[12]. Les charges pesant contre Harry durant son audience sont finalement abandonnées, grâce au témoignage de Mrs Figg[13], membre de l'Ordre et voisine des Dursley, et à l'intervention d'Albus Dumbledore.
+
+De retour à Poudlard, les élèves découvrent que Dolores Ombrage, sous-secrétaire d'état du ministre et personne ayant assisté à l'audience de Harry, est le nouveau professeur de défense contre les forces du mal. En cours, cette dernière refuse de laisser ses élèves pratiquer la magie, ne leur faisant étudier que la théorie par la lecture des manuels[14], ce qui révolte Hermione et Harry. Harry reçoit des nombreuses heures de retenue de la part d'Ombrage pour son insubordination, et en particulier lorsqu'il insiste sur le retour de Voldemort[14]. Ombrage trouve le moyen de contrôler l'école et l'autorité de Dumbledore en instaurant des décrets d'éducation[15]. Par ailleurs, Percy Weasley envoie une lettre à son frère Ron, où il lui recommande de suivre Ombrage et d'abandonner Harry. Elle est nommée Grande Inquisitrice de Poudlard par le ministre de la Magie, procède à des inspections des différents professeurs[16] et forme une brigade inquisitoriale avec quelques élèves volontaires (essentiellement de Serpentard) tenus de surveiller et rendre compte du comportement des autres élèves. Hermione a alors l'idée de créer une organisation, nommée « Armée de Dumbledore » (ou « AD ») pour apprendre et surtout pratiquer la défense contre les forces du mal à l'insu de Dolores Ombrage[17]. Elle suggère que Harry soit leur professeur. Une trentaine d'élèves se réunissent ainsi régulièrement dans la Salle sur Demande, où ils peuvent s'entraîner discrètement.
+
+Redoutant la connexion qui existe depuis quatorze ans entre l'esprit de Harry et celui de Voldemort, Dumbledore demande à Severus Rogue de donner des leçons d'occlumancie à Harry, pour lui permettre de fermer son esprit. Mais l'animosité de Harry envers Rogue, et la haine réciproque que ce dernier lui porte, font que leurs leçons demeurent infructueuses. Ombrage découvre en fin d'année l'existence du groupe clandestin[18]. Harry et d'autres membres de l'A.D sont arrêtés et interrogés en présence de Dumbledore, qui endosse alors toute responsabilité[18] ; permettant à Harry et aux autres membres de ne pas se faire renvoyer de Poudlard. Dumbledore est contraint de s'enfuir pour ne pas être détenu à la prison d'Azkaban. Ombrage prend sa place et devient directrice de Poudlard[19].
+
+Harry aperçoit dans son esprit son parrain se faire torturer par Voldemort au ministère[20]. Il tente aussitôt d'avertir l'Ordre. Retenu un temps par Ombrage, il prévient Severus Rogue en dernier recours, par un langage codé[21], que Sirius a été capturé alors que le professeur apparaît dans le bureau d'Ombrage. Rogue, qui devine que Harry s'est fait piéger, fait semblant de ne pas comprendre ses allusions devant Ombrage mais prévient rapidement l'Ordre de ses intentions.
+
+Ron, Hermione, Neville Londubat, Ginny et Luna Lovegood accompagnent Harry au ministère. À la recherche de Sirius, Harry découvre dans l'une des salles une étrange sphère à son nom[22] mais n'a pas le temps de l'étudier davantage car des mangemorts émergent de l'obscurité. Au moment où ils sont pris au piège, Remus Lupin, Sirius, Tonks, Kingsley Shacklebolt et Maugrey, prévenus par Rogue[23], font irruption dans la pièce. Ils se livrent à une bataille contre les mangemorts, au cours de laquelle Bellatrix Lestrange tue Sirius, qui traverse le voile d'une arcade en pierre[24]. Dans le chaos général, la sphère finit par se briser, mais personne ne peut entendre le contenu de la prophétie dans le vacarme[25]. Dumbledore arrive à temps pour neutraliser les mangemorts. Un duel l'oppose à Voldemort et Harry est mis à l'écart du combat. Voldemort et Lestrange prennent la fuite à l'arrivée du ministre de la magie[25]. De retour à Poudlard, Dumbledore fait entendre à Harry le contenu de la prophétie de Sibylle Trelawney, qu'il a lui-même entendu peu avant la naissance du garçon. Cette prophétie désigne Harry comme la seule personne à avoir une chance de vaincre définitivement Voldemort. Après les événements du ministère, le ministre Cornelius Fudge admet le retour de Voldemort et Dumbledore retrouve son poste à Poudlard. La deuxième guerre commence.
+
+En 2004, le livre a été cité par l'American Library Association comme meilleur livre pour les jeunes adultes ainsi que comme livre notable[28],[29]. Il a également reçu la médaille d'or Oppenheim Toy Portfolio 2004 et plusieurs autres récompenses[30].
+
+Le roman a été bien accueilli par les critiques. Deirdre Donahue de USA Today a loué J. K. Rowling pour son imagination[31]. La plupart des critiques négatives concernent la violence contenue dans le roman et les problèmes de moralité qui se produiraient tout au long de l'intrigue[32].
+
+John Leonard du New York Times a fait l'éloge du roman en disant : « L'Ordre du Phénix commence lentement, prend de la vitesse, puis fait du skateboard jusqu'à sa conclusion furieuse... Alors que Harry grandit, Rowling s'améliore »[33]. Cependant, il critique aussi « la tonalité unique de Drago Malefoy » et le côté prévisible de Lord Voldemort[33].
+
+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
+
+Roman principal
+
+Autour de l'adaptation
+
+Liés à l'intrigue de L'Ordre du Phénix :
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+Personnages : Dolores Ombrage • Ministre de la magie • Kingsley Shacklebolt • Sirius Black • Nymphadora Tonks • Bellatrix Lestrange • Lucius Malefoy • Remus Lupin • Neville Londubat • Luna Lovegood • Mrs Figg • Arthur Weasley • Marietta Edgecombe • Kreattur
+
+Lieux :  Ministère de la magie • Département des mystères • 12, Square Grimmaurd • Salle sur Demande
+
+Organisations : Ordre du Phénix • Armée de Dumbledore • Brigade Inquisitoriale
+
+Objets : Pensine
+
+Sortilèges : Patronus • Legilimancie/Occlumancie • Avada Kedavra
+
+Créatures : Détraqueurs • Sombrals
+
+Autour du roman :
+
+Sur les autres projets Wikimedia :
+
+L'école des sorciers (1997)
+
+La Chambre des secrets (1998)
+
+Le Prisonnier d'Azkaban (1999)
+
+La Coupe de feu (2000)
+
+L'Ordre du Phénix (2003)
+
+Le Prince de sang-mêlé (2005)
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+Les Reliques de la Mort (2007)
+
+L'Enfant maudit (2016)

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+Harry Potter et l'Ordre du Phénix (titre original : Harry Potter and the Order of the Phoenix) est le cinquième tome de la série littéraire Harry Potter créée par J. K. Rowling et centrée sur le personnage du même nom. Il a été publié le 3 décembre 2003 en France.
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+Quelques semaines après la renaissance de Voldemort, Harry et ses amis Ron et Hermione font leur entrée en 5e année à Poudlard, de plus en plus contrôlé par le ministère qui refuse de croire au retour du mage noir et fait en sorte de discréditer Albus Dumbledore. Dolores Ombrage, sous-secrétaire du ministre et nouveau professeur de défense contre les forces du mal, instaure une forme de régime dictatorial à Poudlard en interdisant aux élèves de s'exercer aux sortilèges de défense, autant que de répandre l'idée du retour de Voldemort. Hermione crée alors « l'armée de Dumbledore », une association d'élèves clandestine dans le but de se préparer aux dangers extérieurs. Les membres de l'Ordre du Phénix de leur côté, sous la direction de Dumbledore, se rassemblent régulièrement à Londres chez Sirius Black, pour organiser la défense du pays et l’éveil des consciences, tout en contrant les mesures instaurées par le ministère.
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+Lors de la rédaction de cette cinquième histoire, J. K. Rowling avait déjà signé un contrat avec la Warner pour l'adaptation de l'ensemble de sa série[1] (le contrat a été signé le jour de la sortie du premier tome aux États-Unis, en septembre 1998[2],[1]).
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+Les fans de la série ont attendu trois ans entre la sortie du quatrième livre et celle du cinquième[3],[4]. Avant la publication de L'Ordre du Phénix, 200 millions d'exemplaires des quatre premiers livres avaient déjà été vendus et traduits en 55 langues dans 200 pays[5]. Comme la série était déjà un phénomène mondial, la sortie du livre a engendré de nouveaux enregistrements de pré-commande, avec des milliers de personnes en file d'attente hors des librairies le 20 juin 2003 pour être certains d'obtenir leur copie à minuit[5]. Malgré la haute surveillance, des milliers d'exemplaires ont été volés dans un entrepôt six jours avant sa sortie[6].
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+L'Ordre du Phénix est publié le 21 juin 2003. Il est le roman le plus imposant de la série, comportant près de 1031 pages dans sa version française de poche et 983 pages dans sa version française brochée.
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+En un jour, près de 1,8 million d'exemplaires de L'Ordre du Phénix sont vendus. Ses pré-commandes sont dix fois plus élevées que pour le précédent volume, faisant du cinquième tome l’un des plus grands succès de l’histoire de l’édition[7].
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+Un grand nombre de fans francophones n'attendent pas sa traduction, publiée quant à elle le 3 décembre 2003[8]. Pour la première fois avec L'Ordre du Phénix, un livre anglais figure parmi les meilleures ventes de livres en France[9].
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+Le roman comporte trente-huit chapitres. Dès le début de l'intrigue, le héros et le lecteur sont plongés dans le contexte du retour de Voldemort, survenu en fin d'année précédente. Tandis qu'Albus Dumbledore reforme un ancien groupe de personnes pour organiser la défense, le ministère de la magie refuse de son côté d'accepter le retour de Voldemort et fait en sorte de discréditer les propos de Harry (témoin direct des événements de l’année précédente) et de Dumbledore, notamment au moyen de médias populaires tels que la Gazette du sorcier.
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+Harry reçoit en fin d'été une convocation disciplinaire du ministère de la magie pour avoir fait usage de la magie à Little Whinging en présence de son cousin moldu[10]. En attendant l'audience, il passe le reste de ses vacances au Square Grimmaurd avec Sirius Black, Hermione, Remus Lupin et la famille Weasley à l'endroit où est installé le QG[11] de l'Ordre du Phénix, dont les membres tentent d'éveiller les consciences chez les autres sorciers et faire connaître publiquement le retour de Voldemort[12]. Les charges pesant contre Harry durant son audience sont finalement abandonnées, grâce au témoignage de Mrs Figg[13], membre de l'Ordre et voisine des Dursley, et à l'intervention d'Albus Dumbledore.
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+De retour à Poudlard, les élèves découvrent que Dolores Ombrage, sous-secrétaire d'état du ministre et personne ayant assisté à l'audience de Harry, est le nouveau professeur de défense contre les forces du mal. En cours, cette dernière refuse de laisser ses élèves pratiquer la magie, ne leur faisant étudier que la théorie par la lecture des manuels[14], ce qui révolte Hermione et Harry. Harry reçoit des nombreuses heures de retenue de la part d'Ombrage pour son insubordination, et en particulier lorsqu'il insiste sur le retour de Voldemort[14]. Ombrage trouve le moyen de contrôler l'école et l'autorité de Dumbledore en instaurant des décrets d'éducation[15]. Par ailleurs, Percy Weasley envoie une lettre à son frère Ron, où il lui recommande de suivre Ombrage et d'abandonner Harry. Elle est nommée Grande Inquisitrice de Poudlard par le ministre de la Magie, procède à des inspections des différents professeurs[16] et forme une brigade inquisitoriale avec quelques élèves volontaires (essentiellement de Serpentard) tenus de surveiller et rendre compte du comportement des autres élèves. Hermione a alors l'idée de créer une organisation, nommée « Armée de Dumbledore » (ou « AD ») pour apprendre et surtout pratiquer la défense contre les forces du mal à l'insu de Dolores Ombrage[17]. Elle suggère que Harry soit leur professeur. Une trentaine d'élèves se réunissent ainsi régulièrement dans la Salle sur Demande, où ils peuvent s'entraîner discrètement.
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+Redoutant la connexion qui existe depuis quatorze ans entre l'esprit de Harry et celui de Voldemort, Dumbledore demande à Severus Rogue de donner des leçons d'occlumancie à Harry, pour lui permettre de fermer son esprit. Mais l'animosité de Harry envers Rogue, et la haine réciproque que ce dernier lui porte, font que leurs leçons demeurent infructueuses. Ombrage découvre en fin d'année l'existence du groupe clandestin[18]. Harry et d'autres membres de l'A.D sont arrêtés et interrogés en présence de Dumbledore, qui endosse alors toute responsabilité[18] ; permettant à Harry et aux autres membres de ne pas se faire renvoyer de Poudlard. Dumbledore est contraint de s'enfuir pour ne pas être détenu à la prison d'Azkaban. Ombrage prend sa place et devient directrice de Poudlard[19].
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+Harry aperçoit dans son esprit son parrain se faire torturer par Voldemort au ministère[20]. Il tente aussitôt d'avertir l'Ordre. Retenu un temps par Ombrage, il prévient Severus Rogue en dernier recours, par un langage codé[21], que Sirius a été capturé alors que le professeur apparaît dans le bureau d'Ombrage. Rogue, qui devine que Harry s'est fait piéger, fait semblant de ne pas comprendre ses allusions devant Ombrage mais prévient rapidement l'Ordre de ses intentions.
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+Ron, Hermione, Neville Londubat, Ginny et Luna Lovegood accompagnent Harry au ministère. À la recherche de Sirius, Harry découvre dans l'une des salles une étrange sphère à son nom[22] mais n'a pas le temps de l'étudier davantage car des mangemorts émergent de l'obscurité. Au moment où ils sont pris au piège, Remus Lupin, Sirius, Tonks, Kingsley Shacklebolt et Maugrey, prévenus par Rogue[23], font irruption dans la pièce. Ils se livrent à une bataille contre les mangemorts, au cours de laquelle Bellatrix Lestrange tue Sirius, qui traverse le voile d'une arcade en pierre[24]. Dans le chaos général, la sphère finit par se briser, mais personne ne peut entendre le contenu de la prophétie dans le vacarme[25]. Dumbledore arrive à temps pour neutraliser les mangemorts. Un duel l'oppose à Voldemort et Harry est mis à l'écart du combat. Voldemort et Lestrange prennent la fuite à l'arrivée du ministre de la magie[25]. De retour à Poudlard, Dumbledore fait entendre à Harry le contenu de la prophétie de Sibylle Trelawney, qu'il a lui-même entendu peu avant la naissance du garçon. Cette prophétie désigne Harry comme la seule personne à avoir une chance de vaincre définitivement Voldemort. Après les événements du ministère, le ministre Cornelius Fudge admet le retour de Voldemort et Dumbledore retrouve son poste à Poudlard. La deuxième guerre commence.
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+En 2004, le livre a été cité par l'American Library Association comme meilleur livre pour les jeunes adultes ainsi que comme livre notable[28],[29]. Il a également reçu la médaille d'or Oppenheim Toy Portfolio 2004 et plusieurs autres récompenses[30].
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+Le roman a été bien accueilli par les critiques. Deirdre Donahue de USA Today a loué J. K. Rowling pour son imagination[31]. La plupart des critiques négatives concernent la violence contenue dans le roman et les problèmes de moralité qui se produiraient tout au long de l'intrigue[32].
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+John Leonard du New York Times a fait l'éloge du roman en disant : « L'Ordre du Phénix commence lentement, prend de la vitesse, puis fait du skateboard jusqu'à sa conclusion furieuse... Alors que Harry grandit, Rowling s'améliore »[33]. Cependant, il critique aussi « la tonalité unique de Drago Malefoy » et le côté prévisible de Lord Voldemort[33].
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
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+Roman principal
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+Autour de l'adaptation
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+Liés à l'intrigue de L'Ordre du Phénix :
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+Personnages : Dolores Ombrage • Ministre de la magie • Kingsley Shacklebolt • Sirius Black • Nymphadora Tonks • Bellatrix Lestrange • Lucius Malefoy • Remus Lupin • Neville Londubat • Luna Lovegood • Mrs Figg • Arthur Weasley • Marietta Edgecombe • Kreattur
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+Lieux :  Ministère de la magie • Département des mystères • 12, Square Grimmaurd • Salle sur Demande
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+Organisations : Ordre du Phénix • Armée de Dumbledore • Brigade Inquisitoriale
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+Objets : Pensine
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+Sortilèges : Patronus • Legilimancie/Occlumancie • Avada Kedavra
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+Créatures : Détraqueurs • Sombrals
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+L'école des sorciers (1997)
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+La Chambre des secrets (1998)
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+Le Prisonnier d'Azkaban (1999)
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+Harry James Potter [ʔaʁi d͡ʒɛms pɔtœʁ][a] (en anglais : [ˈhæɹi d͡ʒeɪmz ˈpɒtə][b]) est le personnage principal de la série littéraire Harry Potter écrite par l'écrivain J. K. Rowling.
+
+Le personnage est interprété par Daniel Radcliffe au cinéma et par Jamie Parker dans la pièce de théâtre Harry Potter et l'enfant maudit (2016).
+
+Le personnage de Harry Potter a été décrit par de nombreux critiques, lecteurs et publics comme une icône culturelle fictive et l'un des plus grands personnages littéraires et cinématographiques de tous les temps.
+
+Au début de la série, Harry Potter est décrit comme assez frêle et chétif, dû à sa malnutrition chez les Dursley. Il est assez petit pour son âge, avec des genoux noueux[3]. À quinze ans, il est décrit comme étant pâle et légèrement maladif, comme une personne ayant « beaucoup grandi en peu de temps », et son apparence est négligée en dehors des périodes scolaires[4]. Il a les mêmes cheveux noirs en bataille que son père[5],[3] et les yeux vert émeraude et en forme d'amande de sa mère[6]. Il porte des lunettes rondes[3] à monture noire et une fine cicatrice en forme d'éclair sur le front, souvent cachée par ses mèches.
+
+Harry est assez timide et plutôt modeste[7]. Il reconnaît très volontiers la difficulté, voire l'incapacité, d'affronter ses peurs et son principal ennemi sans l'aide précieuse de ses amis, en particulier celle de Ron et d'Hermione. Comme d'autres élèves de la maison Gryffondor à laquelle il appartient, Harry sait faire preuve de courage et de discernement, même si ses sentiments l'emportent quelquefois sur sa sagesse (comme Hermione le lui rappelle souvent). Il peut aussi lui arriver quelquefois de perdre patience et de faire exploser sa colère, notamment en cinquième année, alors qu'il est tenu volontairement à l'écart des événements majeurs par les membres de l'Ordre du Phénix[8], et après la mort de son parrain, alors qu'il est retenu dans le bureau de Dumbledore[9]. Bien que ce dernier soit considéré comme mentor et figure de bienveillance, il arrive à plusieurs reprises que Harry et Dumbledore en viennent à hausser le ton[10].
+
+Sa baguette renferme une plume de Fumseck, le phénix d'Albus Dumbledore, comme celle de son ennemi Voldemort. Harry Potter est aussi un très bon joueur de Quidditch, un sport très populaire chez les sorciers, ce qu'il tient de son père. Il joue d'ailleurs au poste d'attrapeur dans l'équipe de Gryffondor, sa maison à l'école des sorciers, pendant presque toute sa scolarité. Entré en première année dans l'équipe, il est le plus jeune attrapeur depuis un siècle.
+
+La famille Potter a également pour ancêtre Ignotus Peverell, le premier propriétaire de la Cape d'Invisibilité, faisant de Harry et Voldemort des parents très éloignés reliés par les Peverell[11].
+
+Sibylle Trelawney, avant de devenir professeur de divination à Poudlard, établit en 1980 une prophétie devant Albus Dumbledore, selon laquelle un enfant né fin juillet aura le pouvoir de vaincre le mage noir Voldemort[9] :
+
+« Celui qui a le pouvoir de vaincre le Seigneur des Ténèbres approche... il naîtra de ceux qui l'ont par trois fois défié, il sera né lorsque mourra le septième mois... et le Seigneur des Ténèbres le marquera comme son égal, mais il aura un pouvoir que le Seigneur des Ténèbres ignore... et l'un devra mourir de la main de l'autre car aucun ne peut vivre tant que l'autre survit... »
+
+Severus Rogue, alors Mangemort, entend la première partie de la prophétie et la divulgue à son maître Voldemort[10], ignorant qu'elle pourrait désigner Harry Potter, et indirectement Lily Potter, la personne dont il est secrètement amoureux depuis son enfance et mère du bébé[12].
+
+Harry Potter naissant le 31 juillet 1980, Voldemort est convaincu que la prophétie le désigne, alors que Neville Londubat, né à la même période, pouvait aussi bien être concerné[9]. Néanmoins, Voldemort se sentant davantage menacé par un enfant de sang-mêlé (comme lui-même), désigne Harry comme sa principale menace. En tentant de le tuer en même temps que James et Lily Potter, Voldemort le désigne involontairement comme son égal[9], c'est-à-dire celui qui devient en conséquence de cet acte la seule personne à pouvoir le vaincre définitivement.
+
+Harry prend connaissance du contenu de cette prophétie seulement à la fin de sa cinquième année, par le biais du professeur Dumbledore[9].
+
+Harry James Potter naît le 31 juillet 1980[13], dans le village de Godric's Hollow[14]. Il manque de mourir à l'âge de quinze mois, lorsque Lord Voldemort, ayant eu connaissance d'une partie de la prophétie de Trelawney, lui jette le sortilège impardonnable de l'Avada Kedavra auquel personne n'a jamais survécu jusque-là. Dans Harry Potter à l'école des sorciers, il est indiqué que Harry ne garde de cette attaque qu'une cicatrice en forme d'éclair sur le front. Le sort du mage noir se retourne contre lui-même, le réduisant à un être sans corps, plus faible encore qu'un fantôme mais néanmoins capable d'utiliser son pouvoir de possession.
+
+La puissance de l'amour de Lily Potter, se sacrifiant pour son fils, provoque le « miracle » ; une forme de magie extrêmement puissante que Voldemort était incapable de prévoir et de comprendre[15]. Cette magie a deux conséquences. La première est une protection physique empêchant Lord Voldemort de toucher Harry sans subir une douleur extrêmement vive. Cela sauvera celui-ci en première année. Cette protection est active jusqu'à la quatrième année d'étude de Harry lorsque, à la fin du Tournoi des Trois Sorciers, le Seigneur des ténèbres reprend corps en utilisant, entre autres, le sang de son ennemi, Harry, brisant cette protection. Cependant, une deuxième protection est induite de ce sacrifice, restant active jusqu'à la majorité de Harry (17 ans chez les sorciers), à la condition qu'il soit accueilli par une personne de son sang. Ainsi, tant qu'il se trouve dans la demeure de la-dite personne, Voldemort ne peut l’atteindre et lui faire du mal. Cette magie reste valable uniquement si Harry retourne à cette demeure au moins une fois par an.Albus Dumbledore, conscient de ce pouvoir, dépose la nuit du meurtre des Potter leur enfant sur le pas de la porte du n° 4, Privet Drive, chez son oncle et sa tante moldus, seuls membres de sa famille encore vivants[16]. Les Dursley obéissent à contrecœur à la demande de Dumbledore, mais mènent la vie dure à Harry, lui donnant à réaliser de nombreuses tâches ingrates et le considérant comme l'enfant de la honte[3], tandis que leur fils Dudley, un gros garçon dodu gâté par ses parents, fait de son cousin son souffre-douleur[3]. Peu avant son onzième anniversaire, Harry reçoit une lettre de Poudlard, l'école de magie et de sorcellerie, l'invitant à s'y présenter pour la rentrée des classes. Malgré les réticences des Dursley[17], Harry, guidé par le demi-géant Hagrid, parvient à se rendre sur le chemin de Traverse pour acquérir ses fournitures scolaires et à se rendre à Poudlard[1].
+
+À bord du Poudlard Express entre King's Cross et Pré-au-Lard, Harry fait la connaissance de Ron Weasley, avec qui il se lie immédiatement[18], et Hermione Granger, une sorcière d'origine moldue autoritaire et très attachée aux règles, que les deux garçons ne portent tout d'abord pas dans leur cœur[18]. Ils sont tous les trois envoyés dans la maison Gryffondor[19]. Rapidement, Harry suscite l'intérêt, puis l'antipathie du professeur Rogue[20], ainsi que de Drago Malefoy, un élève de Serpentard, rencontré plus tôt sur le chemin de Traverse. Plus tard dans l'année, Harry, Ron et Hermione comprennent que la pierre philosophale de Nicolas Flamel est gardée à Poudlard et pensent que Voldemort cherche à s'en emparer par l'intermédiaire de Severus Rogue, ce qui est faux[21]. Avec l'aide de Ron et Hermione, Harry parvient à empêcher Voldemort de récupérer la pierre grâce au miroir du Riséd qui a été ensorcelé par Dumbledore[15].
+
+Dans Harry Potter et la Chambre des secrets, Harry entend une voix mystérieuse et menaçante à travers les murs du château[22], qui coïncide avec plusieurs agressions successives, visant les élèves d'origine moldue[23]. Un message déposé sur l'un des murs indique que la Chambre des secrets, une pièce du château à l'existence controversée, aurait été rouverte[24]. Tout laisse à penser que le coupable n'est autre que l'héritier de Salazar Serpentard, le co-fondateur de l'école qui aurait créé cette fameuse Chambre pour y cacher un monstre destiné à débarrasser l'école des élèves moldus qu'il ne jugeait pas dignes d'apprendre la magie[25]. Pour sa faculté de parler Fourchelang, Harry est désigné par les autres élèves comme le descendant de Serpentard (possédant ce même talent)[26]. En parallèle, Harry découvre un mystérieux journal intime lui permettant de converser avec son propriétaire, un certain Tom Elvis Jedusor, qui lui relate la précédente ouverture de la Chambre et ses conséquences[27]. Tandis qu'Hermione est elle aussi agressée[28], Harry et Ron découvrent, grâce à ses recherches, que le monstre est un basilic, un serpent gigantesque[29]. Harry et Ron trouvent l'entrée de la Chambre dans les toilettes de Mimi Geignarde[29] et Harry sauve Ginny Weasley du « souvenir » de Jedusor (conservé dans son journal) qui exerçait une forte emprise sur elle et permettait à Jedusor (Voldemort) de puiser son énergie[30]. Harry parvient à tuer le Basilic réveillé par Jedusor et transperce le journal intime avec l'un de ses crochets[30]. Il détruit ainsi le souvenir de Voldemort et son emprise sur Ginny. Il vient également de détruire, sans le savoir encore, le premier horcruxe de Voldemort[31].
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+À l'été 1993, dans Harry Potter et le Prisonnier d'Azkaban, Sirius Black (accusé d'avoir livré les parents de Harry à Voldemort et tué Peter Pettigrow), s'évade de prison dans le but probable de retrouver Harry et le tuer[32]. À Poudlard, le garçon découvre son nouveau professeur de défense contre les forces du mal, le professeur Lupin, qui prouve rapidement ses compétences et sa bonté[33]. Il se montre particulièrement protecteur envers Harry, et lui avoue avoir été l'un des meilleurs amis de son père[34], tout comme l'était Sirius Black. Ensemble, ils formaient un trio inséparable, suivi de Peter Pettigrow, durant leur propre scolarité[35]. Grâce à la Carte du Maraudeur et au professeur Lupin, Harry comprend que le véritable traître des Potter est Pettigrow (dont le nom apparaît sur la carte alors qu'il est censé être mort), et que Black — son parrain — est par conséquent innocent[36]. Harry et Hermione parviennent à convaincre Dumbledore de l'innocence de Sirius et réussissent à le sauver du baiser du Détraqueur grâce au Retourneur de Temps d'Hermione[37]. Cependant la fuite de Pettigrow empêche de prouver officiellement son innocence.
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+L'année relatée dans Harry Potter et la Coupe de feu est marquée par le retour du « Tournoi des Trois Sorciers »[38]. En plus des trois candidats habituels, la Coupe de Feu choisit en 1994 un quatrième participant : Harry lui-même[39]. Celui-ci est donc contraint d'affronter les trois grandes épreuves : subtiliser un œuf d'or à un dragon[40], nager sous l'eau pendant une heure pour récupérer un trésor qui lui est cher[41] — en l'occurrence son ami Ron — et s'emparer du trophée caché dans un labyrinthe rempli de créatures dangereuses et de sortilèges[42]. Grâce à l'aide du « faux » professeur Maugrey et d'Hermione, Harry arrive à attraper le trophée dans le labyrinthe en même temps que Cedric Diggory, le second champion de Poudlard. Mais le trophée, transformé en Portoloin par un mangemort sous l'apparence de Maugrey[43], les emmène dans le cimetière de Little Hangleton[44]. Là, Peter Pettigrow tue Cedric, attache Harry et ressuscite Voldemort en utilisant le sang de Harry[44]. Après l'arrivée des Mangemorts, Voldemort se bat en duel contre le garçon. Mais un étrange phénomène, Priori Incantatum, fait apparaître entre autres les fantômes de James et Lily Potter, qui font diversion pour permettre à Harry de s'échapper[45]. Le ministre de la Magie refuse de croire à la résurrection de Voldemort, considérant le garçon comme un menteur et Dumbledore comme un fou[46].
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+L'été de ses 15 ans, dans Harry Potter et l'Ordre du Phénix, Harry utilise un Sortilège de Patronus pour se défendre de l'attaque de Détraqueurs à Little Whinging, mais est aussitôt convoqué à une audience au ministère pour avoir utilisé la magie hors de Poudlard[47]. Harry comprend que le ministère est décidé à ignorer le retour de Voldemort, par confort, et que Fudge, le ministre, souhaite le discréditer[8]. Grâce à l'intervention de Dumbledore, Harry échappe au renvoi de Poudlard et sort impuni de l'audience[48]. En parallèle, il découvre l'Ordre du Phénix, une association secrète créée par Dumbledore dans le but de combattre Voldemort[49]. À la rentrée, le ministre nomme Dolores Ombrage professeur de défense contre les forces du mal, puis Grande Inquisitrice de Poudlard[50]. Cette dernière, cruelle et très stricte, interdit aux élèves de pratiquer les sortilèges[51]. Hermione a alors l'idée de fonder l'« Armée de Dumbledore » (abrégée AD)[52], une organisation secrète pour laquelle Harry deviendrait professeur. L'AD est découverte par Ombrage, qui fait appel au ministre pour renvoyer tous ses membres. Dumbledore assume l'entière responsabilité de l'AD[53]. Ce geste lui vaut d'être condamné à l'emprisonnement, mais Dumbledore parvient à s'échapper de son propre bureau en terrassant le ministre, Ombrage et deux Aurors d'un seul mouvement[53]. Vers la fin de l’année, Harry, pensant que son parrain Sirius est retenu par Voldemort au ministère de la Magie[54], décide de le secourir avec l'aide de ses amis Ron, Hermione, Ginny Weasley, Neville Londubat, et Luna Lovegood. Ils tombent dans le piège de Voldemort, qui souhaite que Harry récupère la prophétie les concernant tous les deux, afin d'entendre l'intégralité de son contenu. Lorsque Harry récupère la prophétie, les mangemorts, interviennent et tentent de la lui voler[55]. Sirius et d'autres membres de l'Ordre du Phénix, alertés par Rogue, les rejoignent, et un combat s'engage. Sirius est tué par Bellatrix Lestrange[55], sa cousine. Harry est bouleversé et poursuit Bellatrix dans le but de se venger. Dumbledore les rejoint au même moment que Voldemort. Au terme d'un combat acharné entre les deux mages, Voldemort entreprend alors de posséder le corps de Harry pour le mener à sa propre destruction, bien que sa peine face à la mort de son parrain le sauve finalement des limbes[56]. Arrivent ensuite les membres du ministère, qui sont bien forcés de constater le retour de Voldemort[56]. Fudge et Ombrage sont démis de leurs fonctions et Dumbledore reprend sa place. Mais Harry vient de perdre son dernier parent et perd ses moyens devant Dumbledore, qui le retient dans son bureau pour lui révéler notamment le contenu de la prophétie[9].
+
+Dans Harry Potter et le Prince de sang-mêlé, son ennemi Drago Malefoy perd de l'assurance. Un jour, Harry le trouve en pleurs[57]. Il semble qu'il ait une mission à remplir pour Voldemort. De son côté, Harry se rend compte de ses sentiments pour Ginny, la sœur de Ron[57]. Voldemort ne se cache plus et la terreur et l'angoisse règnent dans le pays. Mais Poudlard est bien protégé. À la suite de la mort de son parrain, Harry trouve un léger réconfort auprès de Ginny et de Remus Lupin, qu'il voit régulièrement. En parallèle, il retrouve régulièrement Dumbledore avec qui il découvre peu à peu le passé de Voldemort en visionnant des souvenirs provenant de la mémoire de diverses personnes, à l'aide de la Pensine se trouvant dans son bureau[58]. Le plus important de ces souvenirs leur révèle que Voldemort a créé des horcruxes, objets cachés contenant chacun un fragment d'âme de Voldemort pour empêcher leur propriétaire de mourir[31]. Dumbledore et Harry devinent que Voldemort a cherché à en créer sept[31]. Harry apprend que deux d'entre eux sont déjà détruits : le journal de Tom Jedusor qu'il a détruit lui-même lors de sa deuxième année, et la bague d'Elvis Marvolo Gaunt, le grand-père de Voldemort, détruite par Dumbledore[31]. Harry ignore par ailleurs que le fait que Dumbledore ait tenté lui-même d'enfiler la bague de puissance, emplie de magie noire, à son doigt l'a condamné à mourir[59]. En fin d'année, Dumbledore emmène Harry chercher un autre horcruxe, qu'il pense avoir repéré dans une caverne, mais il s'avère finalement qu'un certain « R.A.B. » l'a déjà pris[60]. Alors qu'ils reviennent à Poudlard, l'école est envahie par les mangemorts que Malefoy a fait venir. Drago Malefoy s'apprête à tuer Dumbledore, mais il n'en a pas le courage et Severus Rogue exécute le vieux sorcier à sa place[61]. Les mangemorts fuient après avoir dévasté Poudlard.
+
+Dans Harry Potter et les Reliques de la Mort, Harry, accompagné de Ron et d'Hermione, quitte Poudlard pour achever la tâche de Dumbledore : chercher et détruire les quatre horcruxes restant, puis tuer Voldemort et mettre fin à son régime totalitaire nouvellement instauré. Harry est amené à reconnaître que son caractère est souvent prévisible pour ses ennemis, et altère la perception qu'il a de son entourage. Lorsque Voldemort tue Severus Rogue, à la fin de l'histoire, Harry comprend que Rogue n'était pas un traître meurtrier mais un anti-héros tragique qui a toujours été loyal à Dumbledore. Au chapitre 33 (Le récit du Prince), les souvenirs de Rogue révèlent qu'il était amoureux de Lily Evans[12], la mère de Harry, mais que leur amitié s'est brisée lorsqu'il s'est associé avec les futurs mangemorts[12]. Les souvenirs de Rogue apprennent également à Harry que Rogue n'a pas assassiné Dumbledore, mais mis à exécution un plan qu'ils avaient tous deux préparé à l'avance[12]. Voldemort vole la baguette de Sureau dans la tombe de Dumbledore[62] et tente à deux reprises de tuer Harry en l'utilisant. La première tentative envoie Harry dans les limbes, où une représentation d'Albus Dumbledore lui explique que Voldemort a fait de Harry un horcruxe non-intentionnel en tentant de le tuer alors qu'il était bébé, et que le mage noir ne pouvait pas mourir tant qu'une partie de son âme résidait en lui[59]. Cette portion d'âme est maintenant détruite. Harry se retrouve face à Voldemort une deuxième fois, dans ce qui constitue le climax du livre. Le second sort mortel de Voldemort rebondit sur le sortilège de Désarmement de Harry et tue le mage noir, car sa baguette de Sureau refuse d'agir contre son vrai maître : Harry[63]. Tout à la fin, Harry décide de laisser derrière lui la pierre de résurrection et la baguette de Sureau (en la repositionnant dans la tombe de Dumbledore), mais garde la cape d'invisibilité, le véritable héritage de son père.
+
+J. K. Rowling a affirmé que la différence entre Harry et Voldemort est que le premier accepte sa mortalité, ce qui le rend plus fort que son ennemi. « Le vrai maître de la Mort accepte le fait qu’il doive mourir, et qu’il y a de pires choses dans le monde des vivants. Ce n’est pas une quête pour l’immortalité, mais à l’inverse une acceptation de la mortalité. »[11].
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+Dans l'épilogue de Harry Potter et les Reliques de la Mort (19 ans après la bataille de Poudlard), Harry et Ginny Weasley ont trois enfants nommés James, Albus et Lily[64]. Ils accompagnent les deux aînés à la voie 9 ¾ pour prendre le Poudlard Express, et y retrouvent Ron et Hermione, qui sont également parents de deux enfants.
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+Dans Harry Potter et l'Enfant maudit, Harry Potter est directeur du département de la justice magique[65] et travaille aux côtés d'Hermione, devenue ministre de la Magie[66]. Il entretient une relation conflictuelle avec son plus jeune fils[67], Albus Severus Potter, qui entre en première année à Poudlard. Il doit alors apprendre à faire confiance à ce dernier et à lui prouver son amour et sa fierté. Amos Diggory, de son côté, est toujours profondément heurté par la mort de son fils Cedric. Il apprend que le ministère de la Magie possède l'un des derniers retourneurs de temps et vient trouver Harry dans l'espoir de faire revenir Cedric[68]. Son fils Albus surprend leur discussion et se lie avec Delphini Diggory, soi-disant nièce d'Amos, et Scorpius Malefoy, fils de l'ancien ennemi de Harry, Drago Malefoy. Ce périple emmène Harry, ainsi que Drago, Ginny, Ron et Hermione dans les méandres du temps et jusqu'au jour où tout a commencé, le 31 octobre 1981. Leur but : arrêter Delphi, qui cache par ailleurs un lourd secret. Cette dernière, étant en réalité la fille de Voldemort, finit par échouer dans son objectif de ramener son père à la vie en l'empêchant d'essayer de tuer celui qui a causé sa perte, qui n'est autre que Harry Potter.
+
+C'est en voyageant en train entre Manchester et la gare de King's Cross, en juin 1990, que Rowling visualise pour la première fois le personnage[69],[70] : « […] J'ai vu très clairement l'idée de Harry et de son école des sorciers. […] Un garçon [maigre à lunettes et aux cheveux noirs] qui ne savait pas qui il était, qui ne savait pas qu'il était sorcier avant de recevoir une invitation pour l'école des sorciers »[71],[70]. Un peu plus tard, Rowling choisit le prénom « Harry », qui est son prénom de garçon préféré[69], et « emprunte » le nom de famille de ses anciens voisins avec lesquels elle jouait lorsqu'elle avait sept ans[69]. L'idée d'un héros orphelin est venue avant la mort d'Anne Rowling, survenue en décembre 1990, mais cet événement aura un profond impact sur l'écriture de Rowling et rendra, selon ses dires, les sentiments de son personnage « bien plus profonds et tangibles »[70].
+
+Chacun des sept romans comporte les caractéristiques du roman initiatique[72],[73] selon un point de vue narratif interne à la troisième personne : le narrateur limite majoritairement les informations à ce que le personnage de Harry connait, apprend et ressent. Selon Marianne Chaillan, Harry, guidé par Albus Dumbledore, construit tout au long de l'histoire une sorte de réponse à une problématique spécifique de J. K. Rowling (et question centrale de sa série) qui est de savoir quelle attitude adopter face à la mort et à son « effroyable certitude »[74].
+
+En 2014, sept ans après la fin de la saga, Le Point rapporte que J. K. Rowling aurait regretté de ne pas avoir marié Harry et Hermione, et qu'elle aurait avoué, lors d'une interview, « avoir fait une erreur »[75]. L'auteure reconnaît que Harry et Hermione auraient formé un couple plus réaliste que Ron et Hermione, mais indique que sa priorité était de se tenir à son plan initial[75],[76]. Elle ajoute que « la distance » lui a donné « un peu de recul sur ce sujet »[77]. L’interprète de Hermione au cinéma, Emma Watson, explique que « Harry et Hermione étaient complices comme peuvent l’être un frère et une sœur », mais pense qu’ils auraient fait « un bien meilleur couple »[76],[77].
+
+À la fin de l'année 1999[78], alors que le projet Harry Potter  est en pré-production, le producteur David Heyman et la directrice de casting Susie Figgis recherchent déjà depuis plusieurs mois les acteurs pouvant correspondre aux rôles principaux[79]. Le rôle de Harry Potter est l'un des derniers à être attribué et le casting se révèle particulièrement difficile[80]. Plus de trois cent jeunes acteurs potentiels passent des essais[81]. Liam Aiken (Ma meilleure ennemie) et Haley Joel Osment (Sixième Sens) sont d'abord envisagés par la production, mais indirectement écartés par J. K. Rowling, qui tient à ce que son personnage soit interprété par un acteur britannique[82],[83]. Erik Per Sullivan (Malcolm) et Jonathan Lipnicki (Stuart Little) se montrent également intéressés par le rôle[81]. En juin 2000, deux mois et demi avant le début du tournage de Harry Potter à l'école des sorciers, le rôle est finalement attribué à Daniel Radcliffe, alors âgé de onze ans[84].
+
+Radcliffe avait été remarqué par Chris Columbus (réalisateur des deux premiers films de la franchise) pour avoir tenu le rôle-titre dans une adaptation télévisée du roman de Charles Dickens, David Copperfield (1999)[80], ainsi que par David Heyman qui le rencontre à l'été 2000, lors d'une sortie au théâtre avec son père, l'agent littéraire Alan Radcliffe[84]. D'abord réticents, ses parents acceptent qu'il passe les auditions pour le rôle[80]. Selon Columbus, « la touche magique, la profondeur intérieure et la noirceur uniques » que possédait l'enfant ont été déterminantes dans leur choix, de même que « la sagesse et l'intelligence » qu'il dégageait pour son jeune âge[85].
+
+J. K. Rowling précise dans les romans que les yeux de Harry sont verts, comme ceux de sa mère Lily Potter[86]. Néanmoins, l'acteur aux yeux bleus ne supporte pas les lentilles de contact colorées et fait une réaction allergique dès les premiers essais[87],[88]. La toute première scène filmée (conservée au montage  et correspondant à la scène finale du premier film, à la gare de Pré-au-Lard) montre que les yeux de Daniel Radcliffe sont rougis et irrités[87]. Après des essais de retouches numériques non concluants, la production renonce aux yeux verts et préfère conserver la couleur naturelle de ceux de l’acteur[87].
+
+Pour la chef costumière Jany Temime, Harry Potter est « un garçon qui ne trouve pas sa place, un solitaire », qui lui fait penser à James Dean[89]. Elle confectionne donc des vêtements dans des couleurs douces et discrètes comme le gris, le blanc, le noir et, lorsque le personnage gagne en maturité, du bleu pâle[89].
+
+Dans la pièce Harry Potter et l'Enfant maudit (2016) de John Tiffany, le rôle de Harry Potter adulte est interprété par le comédien Jamie Parker.
+
+Un timbre à l'effigie de Harry Potter a été émis en 2007 par La Poste[90].
+
+Il existe énormément de produits dérivés à son effigie.
+
+Dans le film américain Troll de John Carl Buechler sorti en 1986, le héros s'appelle Harry Potter mais il semble que ce soit une coïncidence[91],[92].
+
+La popularité du personnage de Harry Potter le propulse en tête d'affiche des classements des personnages de la saga[93],[94]. En 2002, Harry Potter est élu à la 85e place des 100 meilleurs personnages de fiction par le magazine Book et arrive également en 35e position des personnages britanniques dans le programme « 100 Worst Britons We Love to Hate » de la chaîne de télévision Channel 4. En 2010, Entertainment Weekly classe Harry Potter en deuxième position sur sa liste des « 100 plus grands personnages des 20 dernières années » et déclare : « Bien après avoir tourné la dernière page et regardé le dernier crédit final, on sent toujours le personnage de Harry comme quelqu'un que nous connaissons. Et c'est la chose la plus magique venant de lui ».
+
+Le cosplay du personnage de Harry Potter connaît un important succès, ses lunettes cassées, sa cicatrice, sa coupe de cheveux et ses différents styles vestimentaires de Poudlard étant très populaires auprès des enfants à Halloween[95],[96]. Selon Halloweenonline.com, le costume de Harry Potter est le cinquième costume d'Halloween le plus vendu en 2005. De plus, des groupes de rock comme Harry and the Potters s'habillent régulièrement dans le style de Harry Potter, arborant des cicatrices peintes sur le front.
+
+Avec ses accessoires facilement reconnaissables, il se classe comme une icône culturelle[97],[98]. UGO Networks cite Harry Potter comme l'un de leurs meilleurs héros : « Harry est un héros pour les jeunes fans garçons et filles souvent opprimés, qui ont enfin une icône qui est respectée et vénérée ».
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
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+Romans
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+Théâtre
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+Autour de l'adaptation
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+L'école des sorciers (1997)
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+La Chambre des secrets (1998)
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+Le Prisonnier d'Azkaban (1999)
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+La Coupe de feu (2000)
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+L'Ordre du Phénix (2003)
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+Le Prince de sang-mêlé (2005)
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+Les Reliques de la Mort (2007)
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+L'Enfant maudit (2016)

fr/2417.html.txt

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+Harry James Potter [ʔaʁi d͡ʒɛms pɔtœʁ][a] (en anglais : [ˈhæɹi d͡ʒeɪmz ˈpɒtə][b]) est le personnage principal de la série littéraire Harry Potter écrite par l'écrivain J. K. Rowling.
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+Le personnage est interprété par Daniel Radcliffe au cinéma et par Jamie Parker dans la pièce de théâtre Harry Potter et l'enfant maudit (2016).
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+Le personnage de Harry Potter a été décrit par de nombreux critiques, lecteurs et publics comme une icône culturelle fictive et l'un des plus grands personnages littéraires et cinématographiques de tous les temps.
+
+Au début de la série, Harry Potter est décrit comme assez frêle et chétif, dû à sa malnutrition chez les Dursley. Il est assez petit pour son âge, avec des genoux noueux[3]. À quinze ans, il est décrit comme étant pâle et légèrement maladif, comme une personne ayant « beaucoup grandi en peu de temps », et son apparence est négligée en dehors des périodes scolaires[4]. Il a les mêmes cheveux noirs en bataille que son père[5],[3] et les yeux vert émeraude et en forme d'amande de sa mère[6]. Il porte des lunettes rondes[3] à monture noire et une fine cicatrice en forme d'éclair sur le front, souvent cachée par ses mèches.
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+Harry est assez timide et plutôt modeste[7]. Il reconnaît très volontiers la difficulté, voire l'incapacité, d'affronter ses peurs et son principal ennemi sans l'aide précieuse de ses amis, en particulier celle de Ron et d'Hermione. Comme d'autres élèves de la maison Gryffondor à laquelle il appartient, Harry sait faire preuve de courage et de discernement, même si ses sentiments l'emportent quelquefois sur sa sagesse (comme Hermione le lui rappelle souvent). Il peut aussi lui arriver quelquefois de perdre patience et de faire exploser sa colère, notamment en cinquième année, alors qu'il est tenu volontairement à l'écart des événements majeurs par les membres de l'Ordre du Phénix[8], et après la mort de son parrain, alors qu'il est retenu dans le bureau de Dumbledore[9]. Bien que ce dernier soit considéré comme mentor et figure de bienveillance, il arrive à plusieurs reprises que Harry et Dumbledore en viennent à hausser le ton[10].
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+Sa baguette renferme une plume de Fumseck, le phénix d'Albus Dumbledore, comme celle de son ennemi Voldemort. Harry Potter est aussi un très bon joueur de Quidditch, un sport très populaire chez les sorciers, ce qu'il tient de son père. Il joue d'ailleurs au poste d'attrapeur dans l'équipe de Gryffondor, sa maison à l'école des sorciers, pendant presque toute sa scolarité. Entré en première année dans l'équipe, il est le plus jeune attrapeur depuis un siècle.
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+La famille Potter a également pour ancêtre Ignotus Peverell, le premier propriétaire de la Cape d'Invisibilité, faisant de Harry et Voldemort des parents très éloignés reliés par les Peverell[11].
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+Sibylle Trelawney, avant de devenir professeur de divination à Poudlard, établit en 1980 une prophétie devant Albus Dumbledore, selon laquelle un enfant né fin juillet aura le pouvoir de vaincre le mage noir Voldemort[9] :
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+« Celui qui a le pouvoir de vaincre le Seigneur des Ténèbres approche... il naîtra de ceux qui l'ont par trois fois défié, il sera né lorsque mourra le septième mois... et le Seigneur des Ténèbres le marquera comme son égal, mais il aura un pouvoir que le Seigneur des Ténèbres ignore... et l'un devra mourir de la main de l'autre car aucun ne peut vivre tant que l'autre survit... »
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+Severus Rogue, alors Mangemort, entend la première partie de la prophétie et la divulgue à son maître Voldemort[10], ignorant qu'elle pourrait désigner Harry Potter, et indirectement Lily Potter, la personne dont il est secrètement amoureux depuis son enfance et mère du bébé[12].
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+Harry Potter naissant le 31 juillet 1980, Voldemort est convaincu que la prophétie le désigne, alors que Neville Londubat, né à la même période, pouvait aussi bien être concerné[9]. Néanmoins, Voldemort se sentant davantage menacé par un enfant de sang-mêlé (comme lui-même), désigne Harry comme sa principale menace. En tentant de le tuer en même temps que James et Lily Potter, Voldemort le désigne involontairement comme son égal[9], c'est-à-dire celui qui devient en conséquence de cet acte la seule personne à pouvoir le vaincre définitivement.
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+Harry prend connaissance du contenu de cette prophétie seulement à la fin de sa cinquième année, par le biais du professeur Dumbledore[9].
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+Harry James Potter naît le 31 juillet 1980[13], dans le village de Godric's Hollow[14]. Il manque de mourir à l'âge de quinze mois, lorsque Lord Voldemort, ayant eu connaissance d'une partie de la prophétie de Trelawney, lui jette le sortilège impardonnable de l'Avada Kedavra auquel personne n'a jamais survécu jusque-là. Dans Harry Potter à l'école des sorciers, il est indiqué que Harry ne garde de cette attaque qu'une cicatrice en forme d'éclair sur le front. Le sort du mage noir se retourne contre lui-même, le réduisant à un être sans corps, plus faible encore qu'un fantôme mais néanmoins capable d'utiliser son pouvoir de possession.
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+La puissance de l'amour de Lily Potter, se sacrifiant pour son fils, provoque le « miracle » ; une forme de magie extrêmement puissante que Voldemort était incapable de prévoir et de comprendre[15]. Cette magie a deux conséquences. La première est une protection physique empêchant Lord Voldemort de toucher Harry sans subir une douleur extrêmement vive. Cela sauvera celui-ci en première année. Cette protection est active jusqu'à la quatrième année d'étude de Harry lorsque, à la fin du Tournoi des Trois Sorciers, le Seigneur des ténèbres reprend corps en utilisant, entre autres, le sang de son ennemi, Harry, brisant cette protection. Cependant, une deuxième protection est induite de ce sacrifice, restant active jusqu'à la majorité de Harry (17 ans chez les sorciers), à la condition qu'il soit accueilli par une personne de son sang. Ainsi, tant qu'il se trouve dans la demeure de la-dite personne, Voldemort ne peut l’atteindre et lui faire du mal. Cette magie reste valable uniquement si Harry retourne à cette demeure au moins une fois par an.Albus Dumbledore, conscient de ce pouvoir, dépose la nuit du meurtre des Potter leur enfant sur le pas de la porte du n° 4, Privet Drive, chez son oncle et sa tante moldus, seuls membres de sa famille encore vivants[16]. Les Dursley obéissent à contrecœur à la demande de Dumbledore, mais mènent la vie dure à Harry, lui donnant à réaliser de nombreuses tâches ingrates et le considérant comme l'enfant de la honte[3], tandis que leur fils Dudley, un gros garçon dodu gâté par ses parents, fait de son cousin son souffre-douleur[3]. Peu avant son onzième anniversaire, Harry reçoit une lettre de Poudlard, l'école de magie et de sorcellerie, l'invitant à s'y présenter pour la rentrée des classes. Malgré les réticences des Dursley[17], Harry, guidé par le demi-géant Hagrid, parvient à se rendre sur le chemin de Traverse pour acquérir ses fournitures scolaires et à se rendre à Poudlard[1].
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+À bord du Poudlard Express entre King's Cross et Pré-au-Lard, Harry fait la connaissance de Ron Weasley, avec qui il se lie immédiatement[18], et Hermione Granger, une sorcière d'origine moldue autoritaire et très attachée aux règles, que les deux garçons ne portent tout d'abord pas dans leur cœur[18]. Ils sont tous les trois envoyés dans la maison Gryffondor[19]. Rapidement, Harry suscite l'intérêt, puis l'antipathie du professeur Rogue[20], ainsi que de Drago Malefoy, un élève de Serpentard, rencontré plus tôt sur le chemin de Traverse. Plus tard dans l'année, Harry, Ron et Hermione comprennent que la pierre philosophale de Nicolas Flamel est gardée à Poudlard et pensent que Voldemort cherche à s'en emparer par l'intermédiaire de Severus Rogue, ce qui est faux[21]. Avec l'aide de Ron et Hermione, Harry parvient à empêcher Voldemort de récupérer la pierre grâce au miroir du Riséd qui a été ensorcelé par Dumbledore[15].
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+Dans Harry Potter et la Chambre des secrets, Harry entend une voix mystérieuse et menaçante à travers les murs du château[22], qui coïncide avec plusieurs agressions successives, visant les élèves d'origine moldue[23]. Un message déposé sur l'un des murs indique que la Chambre des secrets, une pièce du château à l'existence controversée, aurait été rouverte[24]. Tout laisse à penser que le coupable n'est autre que l'héritier de Salazar Serpentard, le co-fondateur de l'école qui aurait créé cette fameuse Chambre pour y cacher un monstre destiné à débarrasser l'école des élèves moldus qu'il ne jugeait pas dignes d'apprendre la magie[25]. Pour sa faculté de parler Fourchelang, Harry est désigné par les autres élèves comme le descendant de Serpentard (possédant ce même talent)[26]. En parallèle, Harry découvre un mystérieux journal intime lui permettant de converser avec son propriétaire, un certain Tom Elvis Jedusor, qui lui relate la précédente ouverture de la Chambre et ses conséquences[27]. Tandis qu'Hermione est elle aussi agressée[28], Harry et Ron découvrent, grâce à ses recherches, que le monstre est un basilic, un serpent gigantesque[29]. Harry et Ron trouvent l'entrée de la Chambre dans les toilettes de Mimi Geignarde[29] et Harry sauve Ginny Weasley du « souvenir » de Jedusor (conservé dans son journal) qui exerçait une forte emprise sur elle et permettait à Jedusor (Voldemort) de puiser son énergie[30]. Harry parvient à tuer le Basilic réveillé par Jedusor et transperce le journal intime avec l'un de ses crochets[30]. Il détruit ainsi le souvenir de Voldemort et son emprise sur Ginny. Il vient également de détruire, sans le savoir encore, le premier horcruxe de Voldemort[31].
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+À l'été 1993, dans Harry Potter et le Prisonnier d'Azkaban, Sirius Black (accusé d'avoir livré les parents de Harry à Voldemort et tué Peter Pettigrow), s'évade de prison dans le but probable de retrouver Harry et le tuer[32]. À Poudlard, le garçon découvre son nouveau professeur de défense contre les forces du mal, le professeur Lupin, qui prouve rapidement ses compétences et sa bonté[33]. Il se montre particulièrement protecteur envers Harry, et lui avoue avoir été l'un des meilleurs amis de son père[34], tout comme l'était Sirius Black. Ensemble, ils formaient un trio inséparable, suivi de Peter Pettigrow, durant leur propre scolarité[35]. Grâce à la Carte du Maraudeur et au professeur Lupin, Harry comprend que le véritable traître des Potter est Pettigrow (dont le nom apparaît sur la carte alors qu'il est censé être mort), et que Black — son parrain — est par conséquent innocent[36]. Harry et Hermione parviennent à convaincre Dumbledore de l'innocence de Sirius et réussissent à le sauver du baiser du Détraqueur grâce au Retourneur de Temps d'Hermione[37]. Cependant la fuite de Pettigrow empêche de prouver officiellement son innocence.
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+L'année relatée dans Harry Potter et la Coupe de feu est marquée par le retour du « Tournoi des Trois Sorciers »[38]. En plus des trois candidats habituels, la Coupe de Feu choisit en 1994 un quatrième participant : Harry lui-même[39]. Celui-ci est donc contraint d'affronter les trois grandes épreuves : subtiliser un œuf d'or à un dragon[40], nager sous l'eau pendant une heure pour récupérer un trésor qui lui est cher[41] — en l'occurrence son ami Ron — et s'emparer du trophée caché dans un labyrinthe rempli de créatures dangereuses et de sortilèges[42]. Grâce à l'aide du « faux » professeur Maugrey et d'Hermione, Harry arrive à attraper le trophée dans le labyrinthe en même temps que Cedric Diggory, le second champion de Poudlard. Mais le trophée, transformé en Portoloin par un mangemort sous l'apparence de Maugrey[43], les emmène dans le cimetière de Little Hangleton[44]. Là, Peter Pettigrow tue Cedric, attache Harry et ressuscite Voldemort en utilisant le sang de Harry[44]. Après l'arrivée des Mangemorts, Voldemort se bat en duel contre le garçon. Mais un étrange phénomène, Priori Incantatum, fait apparaître entre autres les fantômes de James et Lily Potter, qui font diversion pour permettre à Harry de s'échapper[45]. Le ministre de la Magie refuse de croire à la résurrection de Voldemort, considérant le garçon comme un menteur et Dumbledore comme un fou[46].
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+L'été de ses 15 ans, dans Harry Potter et l'Ordre du Phénix, Harry utilise un Sortilège de Patronus pour se défendre de l'attaque de Détraqueurs à Little Whinging, mais est aussitôt convoqué à une audience au ministère pour avoir utilisé la magie hors de Poudlard[47]. Harry comprend que le ministère est décidé à ignorer le retour de Voldemort, par confort, et que Fudge, le ministre, souhaite le discréditer[8]. Grâce à l'intervention de Dumbledore, Harry échappe au renvoi de Poudlard et sort impuni de l'audience[48]. En parallèle, il découvre l'Ordre du Phénix, une association secrète créée par Dumbledore dans le but de combattre Voldemort[49]. À la rentrée, le ministre nomme Dolores Ombrage professeur de défense contre les forces du mal, puis Grande Inquisitrice de Poudlard[50]. Cette dernière, cruelle et très stricte, interdit aux élèves de pratiquer les sortilèges[51]. Hermione a alors l'idée de fonder l'« Armée de Dumbledore » (abrégée AD)[52], une organisation secrète pour laquelle Harry deviendrait professeur. L'AD est découverte par Ombrage, qui fait appel au ministre pour renvoyer tous ses membres. Dumbledore assume l'entière responsabilité de l'AD[53]. Ce geste lui vaut d'être condamné à l'emprisonnement, mais Dumbledore parvient à s'échapper de son propre bureau en terrassant le ministre, Ombrage et deux Aurors d'un seul mouvement[53]. Vers la fin de l’année, Harry, pensant que son parrain Sirius est retenu par Voldemort au ministère de la Magie[54], décide de le secourir avec l'aide de ses amis Ron, Hermione, Ginny Weasley, Neville Londubat, et Luna Lovegood. Ils tombent dans le piège de Voldemort, qui souhaite que Harry récupère la prophétie les concernant tous les deux, afin d'entendre l'intégralité de son contenu. Lorsque Harry récupère la prophétie, les mangemorts, interviennent et tentent de la lui voler[55]. Sirius et d'autres membres de l'Ordre du Phénix, alertés par Rogue, les rejoignent, et un combat s'engage. Sirius est tué par Bellatrix Lestrange[55], sa cousine. Harry est bouleversé et poursuit Bellatrix dans le but de se venger. Dumbledore les rejoint au même moment que Voldemort. Au terme d'un combat acharné entre les deux mages, Voldemort entreprend alors de posséder le corps de Harry pour le mener à sa propre destruction, bien que sa peine face à la mort de son parrain le sauve finalement des limbes[56]. Arrivent ensuite les membres du ministère, qui sont bien forcés de constater le retour de Voldemort[56]. Fudge et Ombrage sont démis de leurs fonctions et Dumbledore reprend sa place. Mais Harry vient de perdre son dernier parent et perd ses moyens devant Dumbledore, qui le retient dans son bureau pour lui révéler notamment le contenu de la prophétie[9].
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+Dans Harry Potter et le Prince de sang-mêlé, son ennemi Drago Malefoy perd de l'assurance. Un jour, Harry le trouve en pleurs[57]. Il semble qu'il ait une mission à remplir pour Voldemort. De son côté, Harry se rend compte de ses sentiments pour Ginny, la sœur de Ron[57]. Voldemort ne se cache plus et la terreur et l'angoisse règnent dans le pays. Mais Poudlard est bien protégé. À la suite de la mort de son parrain, Harry trouve un léger réconfort auprès de Ginny et de Remus Lupin, qu'il voit régulièrement. En parallèle, il retrouve régulièrement Dumbledore avec qui il découvre peu à peu le passé de Voldemort en visionnant des souvenirs provenant de la mémoire de diverses personnes, à l'aide de la Pensine se trouvant dans son bureau[58]. Le plus important de ces souvenirs leur révèle que Voldemort a créé des horcruxes, objets cachés contenant chacun un fragment d'âme de Voldemort pour empêcher leur propriétaire de mourir[31]. Dumbledore et Harry devinent que Voldemort a cherché à en créer sept[31]. Harry apprend que deux d'entre eux sont déjà détruits : le journal de Tom Jedusor qu'il a détruit lui-même lors de sa deuxième année, et la bague d'Elvis Marvolo Gaunt, le grand-père de Voldemort, détruite par Dumbledore[31]. Harry ignore par ailleurs que le fait que Dumbledore ait tenté lui-même d'enfiler la bague de puissance, emplie de magie noire, à son doigt l'a condamné à mourir[59]. En fin d'année, Dumbledore emmène Harry chercher un autre horcruxe, qu'il pense avoir repéré dans une caverne, mais il s'avère finalement qu'un certain « R.A.B. » l'a déjà pris[60]. Alors qu'ils reviennent à Poudlard, l'école est envahie par les mangemorts que Malefoy a fait venir. Drago Malefoy s'apprête à tuer Dumbledore, mais il n'en a pas le courage et Severus Rogue exécute le vieux sorcier à sa place[61]. Les mangemorts fuient après avoir dévasté Poudlard.
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+Dans Harry Potter et les Reliques de la Mort, Harry, accompagné de Ron et d'Hermione, quitte Poudlard pour achever la tâche de Dumbledore : chercher et détruire les quatre horcruxes restant, puis tuer Voldemort et mettre fin à son régime totalitaire nouvellement instauré. Harry est amené à reconnaître que son caractère est souvent prévisible pour ses ennemis, et altère la perception qu'il a de son entourage. Lorsque Voldemort tue Severus Rogue, à la fin de l'histoire, Harry comprend que Rogue n'était pas un traître meurtrier mais un anti-héros tragique qui a toujours été loyal à Dumbledore. Au chapitre 33 (Le récit du Prince), les souvenirs de Rogue révèlent qu'il était amoureux de Lily Evans[12], la mère de Harry, mais que leur amitié s'est brisée lorsqu'il s'est associé avec les futurs mangemorts[12]. Les souvenirs de Rogue apprennent également à Harry que Rogue n'a pas assassiné Dumbledore, mais mis à exécution un plan qu'ils avaient tous deux préparé à l'avance[12]. Voldemort vole la baguette de Sureau dans la tombe de Dumbledore[62] et tente à deux reprises de tuer Harry en l'utilisant. La première tentative envoie Harry dans les limbes, où une représentation d'Albus Dumbledore lui explique que Voldemort a fait de Harry un horcruxe non-intentionnel en tentant de le tuer alors qu'il était bébé, et que le mage noir ne pouvait pas mourir tant qu'une partie de son âme résidait en lui[59]. Cette portion d'âme est maintenant détruite. Harry se retrouve face à Voldemort une deuxième fois, dans ce qui constitue le climax du livre. Le second sort mortel de Voldemort rebondit sur le sortilège de Désarmement de Harry et tue le mage noir, car sa baguette de Sureau refuse d'agir contre son vrai maître : Harry[63]. Tout à la fin, Harry décide de laisser derrière lui la pierre de résurrection et la baguette de Sureau (en la repositionnant dans la tombe de Dumbledore), mais garde la cape d'invisibilité, le véritable héritage de son père.
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+J. K. Rowling a affirmé que la différence entre Harry et Voldemort est que le premier accepte sa mortalité, ce qui le rend plus fort que son ennemi. « Le vrai maître de la Mort accepte le fait qu’il doive mourir, et qu’il y a de pires choses dans le monde des vivants. Ce n’est pas une quête pour l’immortalité, mais à l’inverse une acceptation de la mortalité. »[11].
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+Dans l'épilogue de Harry Potter et les Reliques de la Mort (19 ans après la bataille de Poudlard), Harry et Ginny Weasley ont trois enfants nommés James, Albus et Lily[64]. Ils accompagnent les deux aînés à la voie 9 ¾ pour prendre le Poudlard Express, et y retrouvent Ron et Hermione, qui sont également parents de deux enfants.
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+Dans Harry Potter et l'Enfant maudit, Harry Potter est directeur du département de la justice magique[65] et travaille aux côtés d'Hermione, devenue ministre de la Magie[66]. Il entretient une relation conflictuelle avec son plus jeune fils[67], Albus Severus Potter, qui entre en première année à Poudlard. Il doit alors apprendre à faire confiance à ce dernier et à lui prouver son amour et sa fierté. Amos Diggory, de son côté, est toujours profondément heurté par la mort de son fils Cedric. Il apprend que le ministère de la Magie possède l'un des derniers retourneurs de temps et vient trouver Harry dans l'espoir de faire revenir Cedric[68]. Son fils Albus surprend leur discussion et se lie avec Delphini Diggory, soi-disant nièce d'Amos, et Scorpius Malefoy, fils de l'ancien ennemi de Harry, Drago Malefoy. Ce périple emmène Harry, ainsi que Drago, Ginny, Ron et Hermione dans les méandres du temps et jusqu'au jour où tout a commencé, le 31 octobre 1981. Leur but : arrêter Delphi, qui cache par ailleurs un lourd secret. Cette dernière, étant en réalité la fille de Voldemort, finit par échouer dans son objectif de ramener son père à la vie en l'empêchant d'essayer de tuer celui qui a causé sa perte, qui n'est autre que Harry Potter.
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+C'est en voyageant en train entre Manchester et la gare de King's Cross, en juin 1990, que Rowling visualise pour la première fois le personnage[69],[70] : « […] J'ai vu très clairement l'idée de Harry et de son école des sorciers. […] Un garçon [maigre à lunettes et aux cheveux noirs] qui ne savait pas qui il était, qui ne savait pas qu'il était sorcier avant de recevoir une invitation pour l'école des sorciers »[71],[70]. Un peu plus tard, Rowling choisit le prénom « Harry », qui est son prénom de garçon préféré[69], et « emprunte » le nom de famille de ses anciens voisins avec lesquels elle jouait lorsqu'elle avait sept ans[69]. L'idée d'un héros orphelin est venue avant la mort d'Anne Rowling, survenue en décembre 1990, mais cet événement aura un profond impact sur l'écriture de Rowling et rendra, selon ses dires, les sentiments de son personnage « bien plus profonds et tangibles »[70].
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+Chacun des sept romans comporte les caractéristiques du roman initiatique[72],[73] selon un point de vue narratif interne à la troisième personne : le narrateur limite majoritairement les informations à ce que le personnage de Harry connait, apprend et ressent. Selon Marianne Chaillan, Harry, guidé par Albus Dumbledore, construit tout au long de l'histoire une sorte de réponse à une problématique spécifique de J. K. Rowling (et question centrale de sa série) qui est de savoir quelle attitude adopter face à la mort et à son « effroyable certitude »[74].
+
+En 2014, sept ans après la fin de la saga, Le Point rapporte que J. K. Rowling aurait regretté de ne pas avoir marié Harry et Hermione, et qu'elle aurait avoué, lors d'une interview, « avoir fait une erreur »[75]. L'auteure reconnaît que Harry et Hermione auraient formé un couple plus réaliste que Ron et Hermione, mais indique que sa priorité était de se tenir à son plan initial[75],[76]. Elle ajoute que « la distance » lui a donné « un peu de recul sur ce sujet »[77]. L’interprète de Hermione au cinéma, Emma Watson, explique que « Harry et Hermione étaient complices comme peuvent l’être un frère et une sœur », mais pense qu’ils auraient fait « un bien meilleur couple »[76],[77].
+
+À la fin de l'année 1999[78], alors que le projet Harry Potter  est en pré-production, le producteur David Heyman et la directrice de casting Susie Figgis recherchent déjà depuis plusieurs mois les acteurs pouvant correspondre aux rôles principaux[79]. Le rôle de Harry Potter est l'un des derniers à être attribué et le casting se révèle particulièrement difficile[80]. Plus de trois cent jeunes acteurs potentiels passent des essais[81]. Liam Aiken (Ma meilleure ennemie) et Haley Joel Osment (Sixième Sens) sont d'abord envisagés par la production, mais indirectement écartés par J. K. Rowling, qui tient à ce que son personnage soit interprété par un acteur britannique[82],[83]. Erik Per Sullivan (Malcolm) et Jonathan Lipnicki (Stuart Little) se montrent également intéressés par le rôle[81]. En juin 2000, deux mois et demi avant le début du tournage de Harry Potter à l'école des sorciers, le rôle est finalement attribué à Daniel Radcliffe, alors âgé de onze ans[84].
+
+Radcliffe avait été remarqué par Chris Columbus (réalisateur des deux premiers films de la franchise) pour avoir tenu le rôle-titre dans une adaptation télévisée du roman de Charles Dickens, David Copperfield (1999)[80], ainsi que par David Heyman qui le rencontre à l'été 2000, lors d'une sortie au théâtre avec son père, l'agent littéraire Alan Radcliffe[84]. D'abord réticents, ses parents acceptent qu'il passe les auditions pour le rôle[80]. Selon Columbus, « la touche magique, la profondeur intérieure et la noirceur uniques » que possédait l'enfant ont été déterminantes dans leur choix, de même que « la sagesse et l'intelligence » qu'il dégageait pour son jeune âge[85].
+
+J. K. Rowling précise dans les romans que les yeux de Harry sont verts, comme ceux de sa mère Lily Potter[86]. Néanmoins, l'acteur aux yeux bleus ne supporte pas les lentilles de contact colorées et fait une réaction allergique dès les premiers essais[87],[88]. La toute première scène filmée (conservée au montage  et correspondant à la scène finale du premier film, à la gare de Pré-au-Lard) montre que les yeux de Daniel Radcliffe sont rougis et irrités[87]. Après des essais de retouches numériques non concluants, la production renonce aux yeux verts et préfère conserver la couleur naturelle de ceux de l’acteur[87].
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+Pour la chef costumière Jany Temime, Harry Potter est « un garçon qui ne trouve pas sa place, un solitaire », qui lui fait penser à James Dean[89]. Elle confectionne donc des vêtements dans des couleurs douces et discrètes comme le gris, le blanc, le noir et, lorsque le personnage gagne en maturité, du bleu pâle[89].
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+Dans la pièce Harry Potter et l'Enfant maudit (2016) de John Tiffany, le rôle de Harry Potter adulte est interprété par le comédien Jamie Parker.
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+Un timbre à l'effigie de Harry Potter a été émis en 2007 par La Poste[90].
+
+Il existe énormément de produits dérivés à son effigie.
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+Dans le film américain Troll de John Carl Buechler sorti en 1986, le héros s'appelle Harry Potter mais il semble que ce soit une coïncidence[91],[92].
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+La popularité du personnage de Harry Potter le propulse en tête d'affiche des classements des personnages de la saga[93],[94]. En 2002, Harry Potter est élu à la 85e place des 100 meilleurs personnages de fiction par le magazine Book et arrive également en 35e position des personnages britanniques dans le programme « 100 Worst Britons We Love to Hate » de la chaîne de télévision Channel 4. En 2010, Entertainment Weekly classe Harry Potter en deuxième position sur sa liste des « 100 plus grands personnages des 20 dernières années » et déclare : « Bien après avoir tourné la dernière page et regardé le dernier crédit final, on sent toujours le personnage de Harry comme quelqu'un que nous connaissons. Et c'est la chose la plus magique venant de lui ».
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+Le cosplay du personnage de Harry Potter connaît un important succès, ses lunettes cassées, sa cicatrice, sa coupe de cheveux et ses différents styles vestimentaires de Poudlard étant très populaires auprès des enfants à Halloween[95],[96]. Selon Halloweenonline.com, le costume de Harry Potter est le cinquième costume d'Halloween le plus vendu en 2005. De plus, des groupes de rock comme Harry and the Potters s'habillent régulièrement dans le style de Harry Potter, arborant des cicatrices peintes sur le front.
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+Avec ses accessoires facilement reconnaissables, il se classe comme une icône culturelle[97],[98]. UGO Networks cite Harry Potter comme l'un de leurs meilleurs héros : « Harry est un héros pour les jeunes fans garçons et filles souvent opprimés, qui ont enfin une icône qui est respectée et vénérée ».
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
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+Romans
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+Théâtre
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+Autour de l'adaptation
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+L'école des sorciers (1997)
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+La Chambre des secrets (1998)
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+Le Prisonnier d'Azkaban (1999)
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+La Coupe de feu (2000)
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+L'Ordre du Phénix (2003)
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+Le Prince de sang-mêlé (2005)
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+Les Reliques de la Mort (2007)
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+L'Enfant maudit (2016)

fr/2418.html.txt

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+Harry Potter [ʔaʁi pɔtœʁ][a] (en anglais : [ˈhæɹi ˈpɒtə][b]) est une série littéraire de low fantasy écrite par l'auteure britannique J. K. Rowling, dont la suite romanesque s'est achevée en 2007. Une pièce de théâtre, considérée comme la « huitième histoire » officielle, a été jouée et publiée en 2016. Les livres et le script de la pièce ont été traduits en français par Jean-François Ménard.
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+La série de sept romans raconte les aventures d'un jeune sorcier nommé Harry Potter et de ses amis Ron Weasley et Hermione Granger à l'école de sorcellerie Poudlard, dirigée par Albus Dumbledore. L'intrigue principale de la série met en scène le combat de Harry contre Lord Voldemort, un mage noir à la recherche de l'immortalité ayant autrefois assassiné les parents du garçon. À la tête de ses fidèles adeptes, les Mangemorts, Voldemort cherche depuis des décennies à acquérir le pouvoir absolu sur le monde des sorciers et des Moldus (les humains sans pouvoirs magiques).
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+Ancrés dans la société britannique des années 1990, les romans comportent de nombreux aspects du roman d'apprentissage. Le personnage principal évolue tout d'abord dans un monde dépourvu de magie, puis découvre peu à peu ses capacités, son héritage et ses responsabilités. Tandis que le premier roman établit les bases d'un univers magique librement inspiré des contes et du folklore britannique, l'intrigue gagne en profondeur au fil des romans, abordant des sujets comme la mort ou le libre arbitre. La série a fait par ailleurs l'objet de nombreuses controverses.
+
+Depuis la sortie du premier roman, Harry Potter à l'école des sorciers, le 26 juin 1997, les livres ont gagné une immense popularité, représenté un succès commercial et ont été acclamés par la critique. En février 2018, ils ont été vendus à plus de 500 millions d'exemplaires et traduits en 80 langues, faisant de cette série la plus vendue de l'histoire de la littérature. J. K. Rowling figure désormais parmi les auteurs britanniques les plus lus de la planète avec William Shakespeare et Agatha Christie.
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+Huit films à succès (le dernier roman ayant été scindé au cinéma en deux parties), rapportent au total plus de 8 milliards de dollars et accèdent à la troisième place des franchises les plus rentables de tous les temps après celles de l'univers Marvel et de Star Wars. Des jeux vidéo et de nombreux autres produits dérivés ont également été adaptés de la série, sans compter les parcs d'attraction, expositions et plateformes numériques. La pièce de théâtre Harry Potter et l'Enfant maudit, jouée depuis 2016 dans plusieurs pays, met en scène les personnages de la saga originale et leurs enfants, narrant leurs aventures dix-neuf ans après la fin du dernier tome.
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+Les sept romans ont été publiés entre 1997 et 2007[1],[2].
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+L'histoire, se situant dans les années 1990[3],[4], raconte la jeunesse de Harry Potter, sorcier orphelin élevé sans affection ni considération par la seule famille vivante qui lui reste : son oncle et sa tante moldus (sans pouvoirs magiques). Le garçon découvre son identité de sorcier[5], son héritage tragique[5] et la responsabilité qui lui revient[6].
+
+Harry est considéré comme « le survivant[7] » depuis que ses parents Lily Evans et James Potter ont été assassinés. Le puissant mage noir Lord Voldemort les a tués dix ans plus tôt alors que Harry, qui n'était alors qu'un bébé, est parvenu à échapper de manière très inattendue au sortilège de la mort[7]. La tentative de meurtre était motivée par une prophétie annonçant à première vue que Harry anéantirait un jour les pouvoirs de Voldemort[6]. Cependant, le sortilège lancé par Voldemort sur l'enfant se retourne inexplicablement contre son lanceur et le désintègre, laissant le garçon intact avec pour seule trace de cet événement une cicatrice en forme d’éclair sur le front[7]. Le garçon devient par conséquent très célèbre parmi les sorciers, tandis qu'il demeure ordinaire chez les Moldus.
+
+Chacun des romans se déroule pendant une année scolaire[1], tout au long de la jeunesse de Harry. Durant ces sept ans, le jeune sorcier va notamment assister au retour de Voldemort[8] et à sa seconde ascension vers le pouvoir, et le combattre jusqu'à l'affrontement final du septième et dernier tome[9].
+
+L'intrigue du premier roman débute durant l'été 1991. Peu avant son onzième anniversaire, Harry reçoit une lettre l'invitant à se présenter lors de la rentrée des classes à l'école de sorcellerie de Poudlard[5]. Malgré les tentatives de son oncle et de sa tante pour l'empêcher de s'y rendre, Rubeus Hagrid, un « demi-géant » envoyé par le directeur de Poudlard, Albus Dumbledore[5], va faire découvrir à Harry le monde des sorciers et l'amener à se rendre à la gare de King's Cross de Londres, où il prendra le Poudlard Express qui le conduira jusqu'à sa nouvelle école. Une fois à Poudlard, Harry apprend à maîtriser et utiliser les pouvoirs magiques qu'il possède et se fait deux amis inséparables : Ronald Weasley et Hermione Granger[10]. Le trio tente d'empêcher Voldemort de s'emparer de la pierre philosophale de Nicolas Flamel, conservée sous bonne garde à Poudlard[11].
+
+L'année suivante, Harry et ses amis doivent faire face à une nouvelle menace à Poudlard. La fameuse Chambre des secrets, bâtie plusieurs siècles plus tôt par l'un des fondateurs de l'école, Salazar Serpentard, aurait été rouverte par son « héritier »[12]. Cette Chambre, selon la légende, contiendrait un gigantesque monstre destiné à tuer les enfants moldus acceptés à l'école contre le souhait de Serpentard[13]. Hermione, née de parents moldus, se retrouve elle aussi menacée. Harry, sachant parler le fourchelang, est accusé en premier lieu d'être l'héritier de Serpentard par la plupart des élèves[14], tandis que Ginny Weasley, la sœur de Ron, est curieusement manipulée par un journal intime ayant appartenu à un certain Tom Jedusor. Harry apprend par la suite que Jedusor et Voldemort sont une seule et même personne, et que Jedusor est le véritable héritier de Serpentard, agissant sur l'école par le biais de ses souvenirs conservés dans son journal[15].
+
+À l'été 1993, les sorciers, ainsi que les Moldus, sont informés de l'évasion de prison d'un dangereux criminel nommé Sirius Black. Un peu plus tard, Harry apprend que la motivation de Black est de le tuer afin de permettre à Voldemort, son maître, de retrouver l'étendue de son pouvoir[16]. Un important dispositif de sécurité est donc mis en place à Poudlard pour assurer la protection de Harry durant l'année. En parallèle, celui-ci fait la connaissance de son nouveau professeur de défense contre les forces du mal, le professeur Lupin, un ancien ami de ses parents et dont il devient très proche[17]. Harry utilise régulièrement la cape d'invisibilité de son père ainsi que la carte du Maraudeur pour explorer les recoins méconnus du château et se rendre au village voisin de Pré-au-Lard[18], malgré son interdiction de quitter l'école. En fin d'année, Sirius Black parvient à attirer Harry, Ron et Hermione à l'extérieur de l'école et, en présence de Lupin qui vient les retrouver, leur explique les réelles motivations de son évasion : retrouver et tuer Peter Pettigrow, un sorcier qui se cache depuis douze ans sous l'apparence du rat de compagnie de Ron[19]. Selon Black, Pettigrow serait le responsable de la trahison de James et Lily Potter. Avant de mourir, ceux-ci avaient fait de Sirius Black leur témoin de mariage et le parrain de leur fils, Harry[20].
+
+Dans l'intrigue du quatrième roman, une édition du célèbre tournoi des Trois Sorciers se déroule exceptionnellement à Poudlard et deux autres délégations européennes se rendent sur place pour participer à la compétition : des élèves de l'Académie de magie Beauxbâtons et ceux de l'Institut Durmstrang[21]. La Coupe de feu, juge impartiale chargée de sélectionner le champion de chaque école, choisit exceptionnellement deux champions pour Poudlard : Cedric Diggory et Harry Potter, ce dernier n'ayant pourtant pas l'âge requis pour participer à la compétition[22]. Mais le règlement est strict et stipule que les organisateurs doivent obéir au choix de la Coupe de feu. Par conséquent, Harry se voit contraint de participer au tournoi, qui se déroule sur trois épreuves réparties sur l’année. La première consiste à récupérer un œuf d'or protégé par un dragon[23], la seconde à récupérer une personne aimée au fond du lac de Poudlard[24] et la dernière, à progresser dans un labyrinthe à obstacles pour atteindre le trophée de la victoire dissimulé à l'intérieur[25]. Alors que Harry et Cedric saisissent le trophée en même temps, ils sont téléportés auprès de Peter Pettigrow. Après avoir tué Cedric Diggory[8], Pettigrow utilise le sang de Harry pour faire renaître Voldemort et ôter au garçon sa protection naturelle l'ayant immunisé jusqu'alors contre les pouvoirs du mage noir[26]. Harry affronte Voldemort qui a repris forme humaine, mais parvient à lui échapper en attrapant une nouvelle fois le trophée qui le ramène à Poudlard. Convaincu par le récit de Harry, Dumbledore décide de reformer une ancienne organisation qui avait pris fin à la première chute de Voldemort, quinze ans plus tôt. Il fait alors appel à ses anciens membres, notamment Sirius Black, Remus Lupin, Severus Rogue, le professeur McGonagall et la famille Weasley[27].
+
+Au début de ce cinquième roman, Harry retrouve son parrain Sirius, Lupin, Hermione et la famille Weasley au 12 square Grimmaurd, qui devient le quartier général de l'ordre du Phénix[28], l'organisation fondée par Dumbledore au moment de la première ascension de Voldemort. Le ministère de la Magie de son côté, malgré les événements de l’an passé, refuse d'admettre le retour du mage noir. Harry, Ron et Hermione retournent à Poudlard, où un nouveau professeur de défense contre les forces du mal, Dolores Ombrage, engagée par le ministre de la Magie lui-même[29], ne tarde pas à instaurer des règles très strictes sur l'école, interdisant aux élèves de pratiquer la magie[30], de se rassembler en groupe[31] ou de lire certains articles de presse défendant le point de vue de Harry Potter sur le retour de Voldemort[32]. Hermione décide d'agir et de fonder une seconde organisation au sein-même de l'école, l'Armée de Dumbledore[33], pour contrer Ombrage et inciter les élèves volontaires à pratiquer la magie pour apprendre à se défendre face aux dangers extérieurs que les autorités souhaitent taire. À la fin de l'année, piégé par Voldemort, Harry se rend au ministère de la Magie où il pense que son parrain est détenu et torturé[34]. Il est accompagné de Ron, Hermione, Ginny Weasley, Luna Lovegood et Neville Londubat[35]. Severus Rogue prévient les autres membres de l’Ordre[6], qui se précipitent au secours de Harry et de ses amis aux prises avec les mangemorts. Sirius Black meurt durant la bataille[36], tué par sa propre cousine et bras droit de Voldemort. De retour à Poudlard, Harry apprend le contenu de la prophétie qui le concernait depuis sa naissance : il est la seule personne à avoir une chance de vaincre définitivement Voldemort[6]. Après les événements du ministère dont il a été témoin, le ministre Cornelius Fudge admet enfin le retour de Voldemort et la deuxième guerre débute officiellement[37].
+
+L'intrigue de ce sixième roman se concentre davantage sur l'histoire de Voldemort. Un passé que Harry et Dumbledore éclaircissent en visionnant les souvenirs des personnes ayant fréquenté le mage noir durant sa jeunesse[38]. Ils apprennent ainsi l'existence des horcruxes[39], des fragments d'âmes de Voldemort que celui-ci aurait réparti en différents objets, et dont leur simple existence le rendrait immortel[39]. En parallèle, durant ses cours de potions, Harry récupère un vieux manuel ayant appartenu à un certain « Prince de sang-mêlé ». Le livre regorge d'une multitude de conseils et de notes ajoutés à la main par son ancien propriétaire (qui n'était autre que Severus Rogue[40]), et grâce auxquels Harry obtient d'extraordinaires résultats. Par ailleurs, le professeur Rogue se voit chargé d'une mission par Dumbledore, à l'insu des autres membres de l'Ordre[41] (et du lecteur, qui n'apprend ces détails qu'à la fin du dernier roman). Le directeur sait que le jeune Drago Malefoy a été chargé par Voldemort de le tuer. Se sachant condamné depuis sa manipulation de l'un des horcruxes, Dumbledore demande au professeur d'intervenir à la place de Drago en temps voulu[42], permettant dans un même temps à Rogue de demeurer crédible aux yeux de Voldemort (qui pense l'avoir enrôlé). Rogue engage sa parole auprès de Dumbledore, qui ne lui laisse pas le choix[42]. Lorsque le directeur et Harry reviennent d'une expédition avec un nouvel horcruxe, l'école est attaquée par des mangemorts, que Drago Malefoy est parvenu à faire entrer[43]. Se trouvant face à Dumbledore, Malefoy hésite. Dumbledore fait alors signe à Rogue, qui tue le directeur sous les yeux de Harry alors que ce dernier ignore tout de leur arrangement[43]. Harry poursuit Rogue et les autres mangemorts en fuite avec acharnement. Rogue l'empêche de combattre, puis disparaît, laissant Harry, les autres élèves et tout le personnel de Poudlard pleurer la perte du plus grand sorcier de sa génération et principal obstacle de Voldemort[40].
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+Harry, Ron et Hermione, âgés à présent de 17 ans, décident de ne pas retourner à Poudlard et de se consacrer entièrement à la recherche des horcruxes. Ils trouvent le médaillon de Serpentard au ministère de la Magie[44] et apprennent que l'épée de Gryffondor a permis à Dumbledore de briser la bague horcruxe des Gaunt l'année précédente[45]. Severus Rogue, par le biais de son patronus, guide Harry jusqu'à la cachette de l'épée[46] et Ron s'en sert pour détruire le médaillon[46]. En parallèle, le trio apprend l'existence de trois reliques très puissantes : la baguette de sureau (dont Voldemort serait déjà en possession), la pierre de Résurrection et la cape d'invisibilité (dont Harry a hérité), faisant du sorcier qui les possède un « Maître de la mort »[47]. Leur quête des horcruxes finit par les ramener à Poudlard où l'un d'eux est caché. Le trio retourne donc au château, très vite attaqué par Voldemort et ses partisans. Hermione détruit la Coupe horcruxe de Poufsouffle[48] à l'aide d'un croc de Basilic et Harry trouve dans la Salle sur Demande le diadème horcruxe de Serdaigle, qui est également détruit[48]. Remus Lupin[42], Tonks[42] et Fred Weasley[48] sont tués dans la bataille. En voulant s'approcher du serpent de Voldemort (et dernier horcruxe), Harry, Ron et Hermione sont témoins de l'attaque mortelle infligée à Severus Rogue[49]. Avant de mourir, le professeur confie ses souvenirs à Harry, lui prouve son allégeance, son amour envers sa mère Lily Potter et lui montre la clé de sa victoire contre Voldemort : Harry doit mourir, car il constitue lui-même un horcruxe involontaire depuis le jour où Voldemort a tenté de le tuer alors qu'il n'était qu'un bébé[42]. Résigné, Harry se rend à Voldemort dans la forêt interdite. En utilisant la pierre de Résurrection qu'il trouve à l'intérieur du vif d'or, il fait réapparaître brièvement ses parents, ainsi que Sirius Black et Remus Lupin, qui le soutiennent et le rassurent sur la perspective de la mort[50]. Mais Harry, une nouvelle fois, survit au sortilège de Voldemort. En ayant utilisé le sang de Harry pour recréer son corps après le tournoi des Trois Sorciers, Voldemort aurait transféré en lui-même une partie du charme de protection que Lily Potter avait transmis à son fils[51]. Par conséquent, tant que ce charme est présent dans le corps de Voldemort (tant qu'il existe), Harry ne peut mourir. Neville Londubat tire l'épée de Gryffondor du Choixpeau magique et s'en sert pour décapiter le serpent. Tous les horcruxes à présent détruits, Voldemort redevient par conséquent un simple mortel. La rencontre des deux sortilèges de Harry et de Voldemort fait voler la baguette de sureau des mains du mage noir, la baguette refusant de tuer Harry, son maître légitime et le seul à avoir accepté la mort[51]. Voldemort est tué par son propre maléfice[9]. Un épilogue est consacré à l'embarquement des enfants des trois héros, dix-neuf ans plus tard, à bord du Poudlard Express[52].
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+La pièce de théâtre, dont le script du dramaturge Jack Thorne[53] a été publié en 2016, presque dix ans après Harry Potter et les Reliques de la Mort, est présentée par l'éditeur comme « huitième histoire[54] ».
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+L'intrigue débute en 2017, soit dix-neuf ans après l'affrontement final entre Harry et Voldemort, et narre principalement les aventures de l'un des enfants de Harry, Albus Potter, et de son ami Scorpius Malefoy, en mettant en scène certains des personnages de la série originelle[55].
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+J. K. Rowling a exprimé le souhait que la pièce soit considérée comme canon[56], en précisant en parallèle que le script publié n'était pas à considérer comme un « roman » Harry Potter[57]. La pièce incorpore le nom de J. K. Rowling à son nouveau logo en septembre 2019[58].
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+L'intrigue principale de Harry Potter s'étend sur sept romans, chacun se déroulant sur une année scolaire. Même si J. K. Rowling n'indique jamais explicitement en quelle année se déroule son récit, elle a laissé suffisamment d'indices pour que l'on puisse affirmer que cette intrigue principale se déroule entre le 23 juin 1991[3] (réveil de Harry Potter le jour du 11e anniversaire de son cousin Dudley), et le 2 mai 1998[4] (jour de la mort de Voldemort).
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+Un événement permet d'établir une chronologie : le décès de Sir Nicholas de Mimsy-Porpington, qui aurait eu lieu le 31 octobre 1492[12] selon l'intrigue du second roman, Harry Potter et la Chambre des secrets. Le fantôme fêtant son « cinq-centième anniversaire de mort »[12], la deuxième année scolaire est donc fixée à 1992 - 1993. Les indications sur la tombe de James et Lily Potter dans le septième roman[59] confirment ces suppositions. Certains événements importants, directement liés au récit et se déroulant avant 1991, sont également mentionnés.
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+L'épilogue de la série romanesque (à la fin de Harry Potter et les Reliques de la Mort), ainsi que les événements de la suite théâtrale proposée par Jack Thorne, se déroulent quant à eux à partir de septembre 2017, soit dix-neuf ans après la bataille de Poudlard.
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+Les romans Harry Potter appartiennent au genre « low fantasy », mais correspondent également par de nombreux aspects au roman d'apprentissage[S 1],[S 2]. Ils peuvent être assimilés à un genre littéraire britannique décrivant la vie en internat, dont les titres les plus emblématiques sont les romans d'Enid Blyton (Malory School, la série St. Clare's et The Naughtiest Girl), ceux de Charles Hamilton sur le personnage de Billy Bunter[72] et ceux de Bennett et Mortimer d’Anthony Buckeridge. En ce sens, ils sont dans la lignée directe de Tom Brown's School Days, de Thomas Hughes, et les autres romans des époques victorienne et édouardienne sur la vie à l'école publique britannique[S 3]. Dès 1974, la nouvelle In the House of Double Minds de Robert Silverberg expose la vie de jeunes oracles regroupés cycle par cycle dans un séminaire[73] à l'image des élèves de Poudlard.
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+L'histoire est écrite selon un point de vue narratif interne à la troisième personne : le narrateur limite les informations à ce que le personnage de Harry Potter comprend et connaît, à quelques exceptions (le premier chapitre de Harry Potter à l'école des sorciers[74] et Harry Potter et les Reliques de la Mort[75], et les deux premiers chapitres de Harry Potter et le Prince de sang-mêlé[76]).
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+Dans la partie centrale de chaque livre, la confrontation de Harry à divers problèmes le pousse à violer les règles de l'école. Les sanctions appliquées lorsqu'il se fait attraper sont comparables à celles décrites dans le genre du roman d'internat[72]. Le récit atteint son climax lors du dernier trimestre de l'année scolaire, durant la période des examens de fin d'année ou immédiatement après. Les événements dépassent alors largement le cadre scolaire et Harry se trouve confronté à Voldemort ou ses acolytes, avec un enjeu vital souligné par la mort d'un ou plusieurs personnages à la fin de chacun des quatre derniers romans[77]. Harry tire de ces événements d'importantes leçons grâce à un dialogue avec le directeur de l'école et mentor Albus Dumbledore.
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+Dans le roman final, Harry Potter et les Reliques de la Mort, Harry et ses amis passent la majeure partie de leur temps hors de Poudlard, et n'y retournent que pour affronter Voldemort lors du dénouement de l'intrigue[78]. Conformément au format du roman d'initiation, Harry grandit prématurément dans le dernier roman, en perdant la chance de suivre sa dernière année d'études et se trouve dans la nécessité d'adopter un comportement adulte dont les décisions influencent tous les autres personnages – y compris les adultes[79].
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+L'histoire de Harry Potter est ancrée dans la société britannique des années 1990[3],[4], regroupant des hommes et des femmes capables de magie, une faculté en général héréditaire mais qui peut aussi apparaître chez des enfants nés Moldus[10]. Le personnage de Harry Potter évolue tout d'abord dans un monde pouvant être considéré comme « normal », avant de découvrir le monde magique coexistant. Certains lieux « réels » servent donc également de support à l'intrigue, tels que le comté du Surrey où vivent les Dursley[80], la forêt de Dean ou encore la gare de King's Cross représentant la frontière symbolique entre le monde magique et le monde moldu[10]. Les sorciers vivent en effet parmi les Moldus, mais le « Code international du Secret magique » les oblige à cacher l'existence de la magie aux personnes qui en sont dépourvues[59].
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+L'action se déroule principalement au château médiéval[81] de Poudlard localisé dans les « hautes terres » d'Écosse[82], ainsi qu'aux environs de Londres et dans des villages fictifs de la campagne sud-anglaise[83] (Godric's Hollow, Little Hangleton, Tinworth). L'architecture visible dans les adaptations cinématographiques est une représentation fidèle :
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+« J'adore les décors des films. Ils reflètent vraiment ce qui a été dans mon imagination durant toutes ces années[84]. »
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+— J. K. Rowling
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+Le chef décorateur Stuart Craig attribue à l'univers une identité visuelle proche des styles Tudor[83], georgien[85] ou victorien<[86]. Les rues commerçantes et villages tels que Pré-au-Lard ou le chemin de Traverse par exemple trouvent une inspiration très « dickensienne »[87]: « Les prémices de l'architecture victorienne défient la gravité de par leur inclinaison » explique Craig. « Les bâtiments du chemin de Traverse penchent si fort qu'ils donneraient l'impression de tomber[87] ».
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+La communauté magique de Grande-Bretagne dispose de sa propre organisation gouvernementale (le ministère de la Magie) avec ses propres lois, son système économique, ses médias (comme l'influente Gazette du sorcier) ou ses transports spécifiques (portoloins, réseau de cheminée, transplanage…). Le sport du monde sorcier, le quidditch (inspiré du basket-ball[88]), se pratique sur balais volants. Certains sorciers possèdent par ailleurs des aptitudes particulières, comme les animagi ayant la possibilité de se transformer en animaux, les métamorphomages pouvant changer d'apparence à volonté ou les fourchelangs, capables de communiquer avec les serpents. Les legilimens, comme Voldemort ou Albus Dumbledore, sont capables, s'ils le souhaitent, de s'introduire dans l'esprit d'une autre personne pour connaître ses pensées ou ses intentions. Les occlumens, comme le professeur Rogue, sont les seuls à pouvoir contrer cette faculté.
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+Le monde de J. K. Rowling est peuplé de créatures plus ou moins fantastiques. Certaines lui sont propres, comme les détraqueurs, les épouvantards ou les sombrals. D'autres comme le phénix, le basilic, les gobelins, les hippogriffes, les loups-garous ou encore le Sinistros, sont empruntés au folklore britannique ou à la mythologie. Selon l'auteure, le folklore britannique, tout en étant l'un des plus riches et variés au monde, conserve un côté « bâtard » résultant de la fusion des nombreuses cultures apportées par les envahisseurs et occupants successifs de l'Angleterre[89], ce qui lui a permis de l'adapter assez librement à son histoire.
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+De nombreux objets spécifiques à l’univers de Harry Potter ont été créés, comme le « choixpeau magique » répartissant les élèves dans les différentes maisons de Poudlard, ainsi que le miroir du Risèd ou encore le retourneur de temps. D'autres sont empruntés aux contes de fées, comme les baguettes magiques aux compositions diverses ou les balais volants (dont les différents modèles sont exposés et vantés sur le marché sorcier tels des produits de consommation courants). Certains objets sont directement liés au dénouement de l'histoire, comme les Reliques de la Mort ou les horcruxes. Des plantes magiques aux propriétés diverses entrent dans la composition de potions comme le Veritaserum, la potion Tue-Loup ou le Polynectar.
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+À l'image de son livre d'enfance favori Le Cheval d'argent[90], l'auteure se plaît à décrire tout au long de ses romans une nourriture abondante et typiquement anglaise : « J'ai toujours décrit la liste des aliments que l'on pouvait déguster sur une table de Poudlard[90] ». Les friandises du monde des sorciers, tels que les chocogrenouilles, les dragées Surprises de Bertie Crochue aux saveurs douteuses et variées ou encore la fameuse Bièraubeurre, sont devenues très identifiables à Harry Potter[91].
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+Elle plane tout au long de l'intrigue et en est aussi le contexte déclencheur. La mort des parents de Harry, James et Lily Potter, est un drame annoncé au tout premier chapitre[7]. Des personnages secondaires meurent fréquemment dans l'histoire[66],[92] et en particulier à partir du livre central de la série, qui marque également la résurrection de Voldemort. Par ailleurs, malgré une intrigue ancrée dans la fantasy, les morts sont rendues « bien réelles » de par leur aspect « définitif »[93].
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+La première disparition particulièrement marquante de l'histoire est celle de Cedric Diggory, puisque Harry est le témoin direct de son assassinat[8], mais également parce qu'il s'agit d'un camarade et élève de Poudlard d'une personnalité généreuse et au comportement exemplaire[94]. Au fil des romans, et malgré le fait que l'action se déroule majoritairement dans une école, l'intrigue laisse pourtant place à un profond sentiment d'insécurité constante et de douleur liée aux pertes humaines. Peu à peu, Harry voit les personnes qui lui sont proches mourir successivement (son parrain[36], son mentor[95], un ami[42] ou encore son professeur préféré et ami de ses parents[42]).
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+Parallèlement, l'acceptation de sa propre mort est parfois présentée dans l’œuvre comme une perspective sage et dédramatisée par le biais du professeur Dumbledore :
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+« Pour un esprit équilibré, la mort n'est qu'une grande aventure de plus. [...] C'est comme d'aller se coucher à la fin d'une très très longue journée[66]. »
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+— Albus Dumbledore, Harry Potter à l'école des sorciers
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+D'après J. K. Rowling, la mort est le thème majeur de la série : « mes livres parlent beaucoup de la mort. Ils débutent avec la mort des parents de Harry. Il y a la quête obsessionnelle de l'immortalité menée par Voldemort, qui reflète le souhait de toutes les personnes douées de pouvoirs magiques. Je comprends tout à fait pourquoi Voldemort veut conquérir la mort ; nous en sommes tous effrayés[96] ».
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+Il s'agit probablement du thème le plus présent dans l’œuvre, après celui de la mort. Dans l'histoire, Harry a pu survivre grâce à l'amour de sa mère, qui s'est sacrifiée pour lui en faisant bouclier contre Voldemort[17]. L'amour de Lily Potter est l'arme dont bénéficie toujours Harry lorsqu'il ne peut être touché ni par le professeur Quirrell ni par Voldemort lui-même (dans un premier temps). Le sang de sa mère le protège également de la portée de ce dernier, lorsque Harry est recueilli chez sa tante, Pétunia Dursley[6].
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+« L'amour est tellement formateur pour chacun, en bien ou en mal. On peut réellement mesurer les dommages cérébraux subis lorsqu'un enfant est retiré à sa mère. Quand j'écris que Harry a été formidablement aimé au début de sa vie, c'est important. Cela lui aura assuré une protection dans le sens où son cerveau s'est développé différemment de celui de Voldemort, qui lui a été placé dans un orphelinat dès sa naissance[97]. »
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+— J. K. Rowling
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+Le personnage de Severus Rogue, très ambigu depuis le départ, apparaît beaucoup plus lumineux et humain à la fin de l'intrigue, dès lors qu'il révèle les sentiments qu'il éprouvait pour Lily Potter[42]. Harry comprend alors que ce professeur, qui semblait tant le détester, ne pouvait simplement s'empêcher de faire le rapprochement entre lui et James Potter[42] qu'il haïssait depuis son adolescence[42] de par leur ressemblance physique et quelques traits communs de leur personnalité. Rogue, si froid et antipathique, s'avère pourtant d'un grand secours pour Harry, à plusieurs reprises au cours de l'intrigue[66],[6]. Rogue souhaitait mourir après la mort de Lily Potter[35], mais a choisi de la venger, en s'engageant auprès de Dumbledore à assurer la survie de son unique fils. Aussi, il se montre horrifié en apprenant que Dumbledore savait depuis le départ que Harry était condamné à mourir pour rendre Voldemort vulnérable[42]. D'une certaine manière, l'amour a vaincu par deux fois Voldemort ː celui de Lily Potter pour son fils et celui de Severus Rogue pour Lily. Dumbledore est également convaincu que l'amour représente la plus grande force[31].
+
+« Alors, quand la prophétie dit que j'aurai « un pouvoir que le Seigneur des Ténèbres ignore », cela signifie simplement… l'amour ? »  « Oui… simplement l'amour. »
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+— Harry et Dumbledore[39], tome 6, chapitre 23
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+L'amour rassemble finalement Ron et Hermione dans le dernier tome, malgré leurs caractères opposés et leurs nombreux différents. C'est également l'amour que porte Harry à Ron et à Hermione, ainsi qu'à sa famille de cœur (les Weasley), qui le pousse à se rendre dans la forêt interdite auprès de Voldemort à la fin des Reliques de la Mort pour ne pas mettre ses proches davantage en danger. Se sachant condamné, il utilise la pierre de résurrection et voit réapparaître un court instant les fantômes de ses parents et de leurs amis, le temps de lui redonner le courage nécessaire. Ce chapitre trente-quatre du dernier roman (intitulé « Retour dans la forêt ») est d'ailleurs le chapitre le plus marquant pour l'auteure elle-même : « il représentait le point culminant de dix-sept années de travail ainsi que le chapitre le plus cathartique de tout ce que j’ai pu écrire[98] ».
+
+Les universitaires et journalistes abordent dans leurs interprétations du texte le thème de la normalité, de l'oppression, de la survie, et de la différence[S 4]. Rowling a affirmé que les livres plaident pour la tolérance, dénoncent la bigoterie et transmettent un message sur « la remise en question de l'autorité » et la méfiance vis-à-vis des vérités suggérées par les médias ou la classe dirigeante[99]. « Je me méfie des gens qui veulent le pouvoir, ce qui se ressent clairement dans les livres, je crois[97] », ajoute l'auteure.
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+Les préoccupations politiques vont plus loin, la volonté de Voldemort de supprimer les « Sang-de-bourbe » et les « cracmols » de la société magique évoquent la persécution et le massacre de différents groupes sous l'Allemagne nazie (que ce soit pour leurs origines ou leurs appartenances politiques). Isabelle Smadja, dans Le Monde diplomatique, a aussi vu dans les initiales de l'aïeul de Voldemort, Salazar Serpentard (en anglais Salazar Slytherin) une référence aux S.S., corps d'élite de Hitler[S 5]. Rowling a confirmé que la date de la défaite de Gellert Grindelwald, le précurseur de Voldemort, en 1945, n'était pas une coïncidence[100]. Dans un autre entretien, Rowling a expliqué que le message central de la série était celui imparti par Albus Dumbledore dans le quatrième livre : il faut savoir choisir de faire ce qui est juste plutôt que ce qui est facile. Pour l'auteure, c'est ainsi que la tyrannie s'installe : « les gens font le dos rond, cèdent à la facilité, et se retrouvent dans les ennuis jusqu'au cou[101] ».
+
+« Il est nécessaire de comprendre la réalité avant de pouvoir l’accepter, et seule l’acceptation de la réalité peut permettre la guérison. »
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+— Albus Dumbledore, Harry Potter et la Coupe de feu
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+Les notions de censure et de propagande sont abordées à partir du cinquième tome, par le biais de Dolores Ombrage, nouveau professeur de défense contre les forces du mal nommée par le ministre de la Magie, puis, dans le septième tome, par Voldemort lui-même ou son représentant[102]. Ombrage instaure en premier lieu des règles et sanctions particulièrement strictes selon le souhait du ministre, ceci afin que le retour de Voldemort ne soit pas reconnu publiquement. La presse se trouve également asservie à cette fin. Cornelius Fudge, ministre de la magie durant les cinq premiers tomes, aurait été inspiré selon l'auteure du Premier Ministre britannique durant les années trente, Neville Chamberlain, qui aurait refusé de considérer Hitler comme un danger potentiel alors que celui-ci instaurait son pouvoir en Allemagne[102].
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+Peter Pettigrow, avant le début de l'histoire, trahit son meilleur ami, le père de Harry Potter. Par cet acte de déloyauté, motivé par la volonté de sauver sa propre vie[19], Pettigrow contribue à sa manière, avec Voldemort, à entraîner l'ensemble de l'intrigue dans une tonalité sombre et dans une guerre finale qui fait perdre la vie à de jeunes personnages et de nombreux membres de l'ordre du Phénix. Bellatrix Lestrange montre une extrême loyauté envers son maître Voldemort, mais c'est une forme de loyauté plutôt pervertie qui s'exprime dans une cruauté très marquée[103] y compris envers les autres Mangemorts[103]. Voldemort, quant à lui, n'est fidèle à personne. Il méprise[104], manipule[26], torture[26] et tue même sans ménagement dans ses accès de colère[105] quiconque le fait trébucher dans ses projets, peu importe qu'il ou elle lui ait été fidèle ou non par le passé.
+
+La loyauté du trio principal, celle des étudiants envers leur école[48], et celle de Severus Rogue envers Lily Potter dont il a toujours été amoureux[42], semblent finalement de taille face à la solitude de Voldemort et contribuent effectivement à sa défaite[42]. Le seul désir et véritable moteur de ce dernier était la quête du pouvoir absolu en possédant la baguette de sureau[47], et de l'immortalité par la pierre philosophale[66] et la création des Horcruxes[39]. En tant que héros de l'histoire, Harry doit prendre les décisions finales mais reconnaît lui-même qu'il n'aurait pas été capable de faire face à ses craintes sans l'aide de ses amis[106].
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+La plus symbolique preuve de loyauté présente dans l'histoire pourrait se situer dans Les Reliques de la Mort, lorsque que le trio se retrouve seul dans la campagne anglaise et que la souffrance liée à la présence d'un médaillon horcruxe provoque une perte de confiance chez la personne la plus influençable du trio[107]. Ainsi, Ron abandonne ses meilleurs amis durant plusieurs semaines[46], avant d'être guidé par le déluminateur pour revenir auprès d'eux[46]. Dumbledore, en lui léguant l'objet par le biais de son testament, savait que ses sentiments pour Hermione et sa loyauté envers Harry le guideraient pour revenir auprès d'eux avant les événements les plus sombres[108].
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+Certaines rivalités naissent entre les maisons Gryffondor et Serpentard, qui se retrouvent régulièrement en conflit au fil des générations. Harry Potter appartenant à la maison de Gryffondor, et l'histoire étant racontée de son point de vue, les Serpentard sont souvent considérés dans les premiers tomes avec distance ou de manière péjorative : idiots, hargneux et souvent laids. L'Armée de Dumbledore regroupe des élèves de plusieurs maisons mais ne compte aucun Serpentard dans ses rangs. Lord Voldemort, ainsi qu'un grand nombre de ses partisans connus, comme Regulus Black, Bellatrix Lestrange, Rodolphus Lestrange ou les Malefoy, sont des anciens élèves de la maison Serpentard. Pourtant, la série se refuse à une application manichéiste simpliste du bien contre le mal[S 6]. Le mépris et la déconsidération se veulent notablement atténués à partir du cinquième tome[109] où les trois héros sont incités à tempérer leurs jugements :
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+« Le monde ne se divise pas entre braves gens et Mangemorts[110]. »
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+— Sirius Black, Harry Potter et l'Ordre du Phénix
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+Dans les derniers chapitres de la série, la maison Serpentard et certains de ses membres apparaissent sous un éclairage plus intéressant : Severus Rogue tout d'abord[111], mais également Horace Slughorn, qui de son côté, ne partage pas l'idée que les sorciers de « sang-pur » sont supérieurs aux autres. Il apparaît chaleureux, amical, et participe à la bataille finale en allant jusqu'à affronter Voldemort lui-même[9]. Narcissa Malefoy, manipulée par Voldemort vis-à-vis de son fils Drago, finit par apporter son aide à Harry Potter lors de cette même bataille, en faisant croire à son maître que Harry est mort[9]. « Il y a un écho voulu de ce qu'a fait Lily au tout début de l'histoire en mourant pour sauver son fils » explique l'auteure[97]. « À la toute fin, Harry est étendu, faisant semblant d'être mort et une mère, qui essaie de sauver son propre fils, va le sauver. C'était ma façon de boucler la boucle ». En parallèle, des aspects humains plus sombres des héros sont exploités. La cruauté de James Potter envers Severus Rogue[112] durant leur jeunesse paraît ainsi difficilement justifiable aux yeux de Harry. Celui-ci laisse également exploser sa colère à plusieurs reprises[28],[6] ou va jusqu'à torturer lui-même Bellatrix Lestrange pour satisfaire sa vengeance[113]. Le fait que Harry possède des qualités admirées de Serpentard (la capacité de parler le fourchelang, la volonté de faire ses preuves, l'ambition, le déni des règles, etc.) peut aussi nuancer l'image noire de cette maison, prouvant que l'on peut à la fois adopter ces valeurs et être une personne fréquentable.
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+« Ce sont nos choix, Harry, qui déterminent qui nous sommes, beaucoup plus que nos aptitudes[114]. »
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+— Albus Dumbledore, Harry Potter et la Chambre des secrets
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+Enfin, dans l'épilogue de l'histoire, Harry déclare à son fils Albus Severus que les deux prénoms qui lui ont été donnés étaient en hommage à deux directeurs de Poudlard : Albus Dumbledore (son mentor) et Severus Rogue, un Serpentard qu'il considère comme étant « sans doute l'homme le plus courageux » qu'il ait jamais rencontré[52].
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+Selon Zohar Shavit, spécialiste de la littérature jeunesse, le langage des œuvres entrant dans cette catégorie doit s'adapter au jeune public, et l'auteur doit faire attention au vocabulaire qu'il utilise[S 7]. Ce type de littérature est souvent caractérisé par l'utilisation de phrases courtes dont les mots ne sont pas particulièrement difficiles à comprendre, ce qui peut parfois appauvrir le style[S 8].
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+Dans Harry Potter, Déborah Anex, traductrice juridique, observe une évolution du vocabulaire utilisé par J. K. Rowling au fil de ses livres[S 8]. Dans les deux premiers romans, qui sont assez minces, le langage utilisé est facilement compréhensible pour un jeune lecteur qui pourrait avoir l'âge du héros[S 8]. Mais plus l'histoire évolue, plus les livres gagnent en détails et en complexité, en se détournant peu à peu des codes classiques de la littérature jeunesse[S 8]. L’intrigue devient « plus sombre, plus profonde et tortueuse », la quantité d’informations augmente et le vocabulaire évolue[S 8]. Dans le dernier roman, les néologismes sont nombreux et la syntaxe est plus compliquée, très éloignée de celle utilisée dans les premiers tomes[S 8]. Selon Déborah Anex, Rowling aurait donc fait progresser son langage en même temps que son héros[S 8].
+
+Pour Shavit, il convient pour un auteur de littérature jeunesse classique d'éviter à ses jeunes lecteurs de rencontrer dans son texte des situations ou des faits jugés inadaptés pour leur âge[S 9]. Ainsi, la mort, pourtant très présente dans la série de Rowling, fait partie des sujets les plus censurés dans la littérature jeunesse, ne correspondant pas d'une manière générale aux valeurs et à la morale souhaitées dans les histoires pour enfants[S 9].
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+Selon Déborah Anex, les Harry Potter abordent des problématiques reflétant les inquiétudes des enfants et des adolescents au XXIe siècle, et portent sur des thèmes auxquels « les jeunes sont confrontés plus tôt dans leur vie »[S 9]. La mort est constamment présente dans Harry Potter, ainsi que la violence par les représentants du Mal, comme du Bien[S 9]. Les romans ne souhaitent pas « protéger » l'enfant lecteur[S 9]. Pour certains écrivains comme Michael Rosen, la narration des Harry Potter est trop complexe pour des enfants, qui auraient des difficultés à s'approprier les thèmes « souvent sinistres » qui y sont abordés[S 10]. Pour Déborah Anex, les Harry Potter se classent dans la catégorie des romans qui cherchent avant tout à présenter aux enfants un monde plus réaliste, comportant « des enjeux et des personnages forts » et évoquant des sujets qui les touchent d'une manière qui reste accessible[S 9].
+
+En 1990, Joanne Rowling empruntait un train bondé se rendant à Londres depuis Manchester lorsqu'elle a eu pour la première fois l'idée du personnage de Harry Potter :
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+« J'écrivais presque sans interruption depuis l'âge de six ans, mais jamais une idée n'avait engendré chez moi une telle excitation. À mon immense frustration, je n'avais pas sur moi de stylo en état de marche, et j'étais trop timide pour en emprunter un à quelqu'un. Je pense aujourd'hui que ce fut une bonne chose, car je suis restée assise à réfléchir pendant quatre heures (le train a eu du retard), ce qui a permis à tous les détails de s'accumuler pour donner vie dans mon esprit à ce petit garçon maigre à lunettes et aux cheveux noirs qui ignorait qu'il était magicien[115]. »
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+Dans une entrevue avec Lindsey Fraser, l'auteure indique que l'école de sorcellerie de Poudlard a été la première chose sur laquelle elle s'est concentrée durant son voyage, en imaginant un endroit assez dangereux où régnerait l'ordre, et situé dans un endroit isolé, probablement en Écosse[116] (en hommage au lieu de mariage de ses parents[116]). Cependant, elle précise n'avoir jamais vu de château existant pouvant être comparé à celui qu'elle a imaginé. C'est également durant ce voyage que sont nés les personnages de Ronald Weasley, Nick Quasi-Sans-Tête, Rubeus Hagrid et Peeves[117], ainsi que l'idée de faire sept sujets différents en sept livres[118].
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+L'auteure commence à rédiger le soir même à Manchester[115] ce qui deviendra par la suite Harry Potter and the Philosopher's Stone (littéralement « Harry Potter et la Pierre Philosophale »), et le manuscrit s'enrichit très rapidement[115]. Une foule de détails s'entasse dans des boîtes à chaussures[119]. En parallèle, sa vie personnelle connait de nombreux bouleversements, qui influencent singulièrement la trame de son récit[115]. L'histoire gagne en profondeur et en noirceur.
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+En septembre 1991, neuf mois après le décès de sa mère survenu prématurément, Joanne part enseigner à mi-temps l'anglais au Portugal, ce qui lui permet de poursuivre le manuscrit de Harry Potter. Les sentiments du personnage orphelin deviennent alors « bien plus profonds et tangibles[115]. » C'est au début de son séjour au Portugal que l'auteure rédige son chapitre préféré du premier roman : « Le Miroir du Riséd[115] ». Dans ce passage, Harry observe le miroir (qui a la faculté de montrer les désirs les plus profonds), et y voit ses parents disparus interagissant avec lui.
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+Après avoir donné naissance à sa fille, l'auteure emménage avec elle à Édimbourg à Noël 1993. Elle se hâte de terminer son livre avant de trouver un poste d'enseignant à plein temps, qu'elle tarde à obtenir. Dès que sa fille parvient à s'endormir, Joanne se précipite avec elle dans le café le plus proche pour continuer à écrire[115], puis retape tous les soirs ses textes au propre sur une machine à écrire. Pour l'auteure, il s'agit d'une période de dépression qui s'entame, de plus très difficile à gérer financièrement : « j'étais aussi pauvre qu’on peut l’être au Royaume-Uni aujourd’hui sans être SDF[120] ». Cette période de sa vie l'aurait par ailleurs influencée pour concevoir les Détraqueurs[121], apparaissant à partir du troisième roman et répandant un sentiment de désespoir. Des créatures combattues par le charme du Patronus, une représentation symbolique de « l'espoir, du bonheur et du désir de vivre[17] ».
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+Cinq ans ont ainsi été nécessaires pour mettre en place l'univers et construire le plan de chaque livre[118]. Joanne rédige également les biographies complètes de la plupart de ses personnages[118], non destinées à être publiées mais conservées à titre de supports personnels.
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+Joanne Rowling finit d'écrire Harry Potter and the Philosopher's Stone en 1995 et envoie le manuscrit à plusieurs agents littéraires[122]. L'assistante de Christopher Little (deuxième agent contacté) lit le synopsis et les trois chapitres qui ont été envoyés et relève une tonalité humoristique séduisante[123]. Après avoir demandé la suite à Joanne et lu toute l'histoire, l'assistante, très enthousiaste, n'hésite pas à soutenir l'auteure encore totalement inconnue, l'encourageant à développer un peu plus les règles du quidditch (le sport des sorciers) et le personnage de Neville Londubat[123]. Elle parvient à convaincre son employeur de prendre Joanne sous contrat et Little se propose de la représenter.
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+En octobre 1996, après que huit autres éditeurs ont refusé le récit, Bloomsbury offre à Joanne une avance de 2 500 livres sterling[S 11] pour la publication des 500 premiers exemplaires (en 2013, l'un de ces exemplaires peut être estimé autour de 176 000 euros[124]). L'auteure ne cible pas de tranche d'âge particulière, mais les éditeurs choisissent de viser les enfants de neuf à onze ans[125]. Il a été demandé à Joanne d'adopter un nom de plume neutre pour optimiser ses chances d'attirer les lecteurs de sexe masculin, qui seraient plus réticents à découvrir l'œuvre d'un écrivain féminin[126]. L'auteure adopte donc le pseudonyme de « J. K. Rowling » (Joanne Kathleen Rowling), reprenant l'initiale du prénom de sa grand-mère en guise de « middle name »[126]. Elle dédie le premier roman, publié le 27 juin 1997[1], à sa fille, sa mère et sa sœur.
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+L'illustration de couverture britannique est signée de Thomas Taylor[127]. Elle représente le jeune Harry Potter surpris de découvrir le Poudlard Express et la voie 9¾, à l'intérieur de la gare King's Cross de Londres.
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+Les livres Harry Potter ont été traduits de l'anglais original en 79 langues, une 80e traduction en scots étant prévue pour octobre 2017[128],[129].
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+Un décalage de plusieurs mois s'impose entre les sorties anglaises et les sorties des traductions principales (français, allemand, espagnol, etc.), conduisant à la vente d'un nombre important de romans Harry Potter en version originale aux fans trop impatients pour attendre la sortie des livres dans leur propre langue.
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+« J'ai tout de suite été frappée par la maîtrise totale qu'avait cette jeune femme inconnue. Tous les éléments qui m'attiraient dans un texte : la véracité psychologique, la vivacité des dialogues, l'authenticité des sentiments, l'humour bien-sûr, l'inventivité… tout cela était présent. Un cocktail parfaitement bien mesuré. C'est très très rare pour un premier manuscrit[93]. »
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+— Christine Baker (directrice éditoriale de Gallimard Jeunesse)
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+En recevant la légion d'honneur en février 2009, J. K. Rowling précise elle-même que Gallimard a été le premier éditeur de Harry Potter hors du Royaume-Uni[130].
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+La version française est sortie pour la première fois le 9 octobre 1998[131] dans la collection format de poche « Folio junior ». Harry Potter and the Philosopher's Stone devient Harry Potter à l'école des sorciers, l'éditeur français considérant cette traduction « plus forte et plus explicite que la traduction littérale du titre anglais pour un public français[132] ».
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+Pour effectuer la traduction, le choix s'est rapidement porté sur Jean-François Ménard[133], qui était le traducteur préféré de Roald Dahl[93] et qui disposait selon Baker de l'inventivité verbale et de l'humour nécessaires, ainsi que du même intérêt pour l’étymologie que J. K. Rowling elle-même[93].
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+Pour la traductrice juridique Déborah Anex, Ménard a effectivement porté une attention particulière à la traduction des noms propres et des formes humoristiques, en ayant conscience qu’ils donnaient un sens important que le public francophone devait comprendre, sans quoi le texte perdrait en informations[S 12]. D'autres traductions de Harry Potter, comme la traduction espagnole, n'ont pas traduit ces noms propres[S 12]. Selon Anne-Lise Feral, agent bilingue à l'université d'Édimbourg, le besoin de publier une traduction « moralement adéquate », pour la jeunesse française notamment, aurait eu pour conséquence de transformer ou de faire disparaître de la traduction des valeurs britanniques étrangères ou mal identifiées[S 13]. Les aspects magiques et féeriques auraient été exagérés, et le réalisme des décors et des protagonistes en aurait pâti, en particulier dans le premier tome de la série[S 13].
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+L'illustration de couverture est signée Jean-Claude Götting. Jonathan Gray donne une nouvelle identité visuelle à la réédition française de 2011[134]. Olly Moss illustre la réédition de 2016[135] et Brian Selznick celle de 2019[136].
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+Pour célébrer les 20 ans de la série, Gallimard réédite progressivement depuis le 1er février 2018 chacun des sept tomes, en quatre versions cartonnées, aux couleurs de chacune des maisons de Poudlard[137],[138].
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+Les livres Harry Potter contiennent un certain nombre de similitudes avec d'autres romans ; l'auteure s'étant ouverte à un large éventail de la littérature, à la fois classique et moderne. J. K. Rowling évoque elle-même de nombreuses œuvres et auteurs l'ayant inspirée lors de la rédaction de sa saga, comme Les Contes de Canterbury de Geoffrey Chaucer[139], Jane Austen et son analyse des comportements humains « de manière peu sentimentale et pourtant émouvante[88] » (comme dans Emma[140]), Jessica Mitford et son engagement dans la guerre civile espagnole[141], ou encore Louisa M. Alcott : « j'étais timide et je passais pas mal de mon temps à la bibliothèque à rechercher des héros qui me ressemblaient. Je me souviens de Jo March, qui avait du caractère[142] ».
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+L'auteure reprend le concept général de Macbeth dans l'éventualité où son principal antagoniste Voldemort n'aurait jamais entendu parler de la fameuse prophétie mettant toute son histoire en marche[143], là où la « prédiction » devient le catalyseur d'une situation qui n'aurait sans doute jamais eu lieu si elle n'avait pas été prononcée. J. K. Rowling évoque également certains passages de la Bible[S 14], les histoires d'Edith Nesbit et ses personnages enfants très réalistes[144], ou encore l'armoire magique de l'univers de C. S. Lewis (Narnia) lorsque Harry doit se jeter à tâtons sur la barrière de King's Cross entre les voies 9 et 10 pour accéder à un monde différent[145].
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+Certaines similitudes se trouvent également dans L'Épée dans la pierre de T. H. White (adapté sous le nom de Merlin l'Enchanteur par les studios Disney), où un jeune orphelin débraillé rencontre le sorcier Merlin et le suit dans son château pour recevoir son éducation. D'après l'écrivain Phyllis D. Morris, la similitude entre le professeur Dumbledore et Merlin est évidente de par leur instinct de protection envers le jeune héros ou leur très forte ressemblance physique (longues barbes blanches et yeux bleus). Merlin est le mentor et guide du Roi Arthur tout comme l'est Dumbledore pour Harry[S 15].
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+Les fans de l'univers de J. R. R. Tolkien ont également établi certains liens entre Le Seigneur des anneaux et la saga Harry Potter. Ceux-ci transparaissent particulièrement via les personnages propres aux deux écrivains : le Gríma (Wormtongue) de Tolkien et le Queudver (Wormtail) de Rowling, Arachne et Aragog, Gandalf et Dumbledore, les Nazgûl et les Détraqueurs, le Vieil Homme-Saule et le Saule cogneur ; il en va de même pour la représentation des horcruxes de Voldemort, aussi lourds à porter et difficiles à détruire (de par leur résistance et influence néfaste) que l'anneau unique de Sauron[146].
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+« Ce sont des comparaisons flatteuses : il y a des choses que j'admire beaucoup chez ces écrivains. Mais les ressemblances sont assez superficielles. Comme Tolkien, j'ai écrit une histoire qui se passe dans un monde imaginaire, mais je n'ai pas inventé une mythologie comme lui[88]. »
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+— J. K. Rowling
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+L'intérêt du public et les ventes de Harry Potter and the Philosopher's Stone ne cessent de croître[147]. En cinq mois au Royaume-Uni, l'ouvrage s'écoule à près de 30 000 exemplaires[148], bien au-delà des espérances de Bloomsbury qui prévoyait seulement 1 000 copies pour l'ensemble du pays.
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+Le troisième épisode, Harry Potter and the Prisoner of Azkaban atteint les 68 159 exemplaires vendus dans le premier week-end de sa sortie en 1999, sur les étalages et par correspondance[147]. Le lancement de chaque volume fait depuis lors l'objet d'intenses campagnes de communication et en général 60 % des ventes, « très fortement événementielles », ont lieu dans les premiers jours[S 16] :
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+« J’ai su que ça devenait vraiment quelque chose d’important lorsque les libraires n’ont pas eu le droit de mettre en vente Le Prisonnier d’Azkaban avant 17 heures afin que les enfants ne sèchent pas l’école pour aller l’acheter[123]. »
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+— Bryony Evens (assistante de l'agent littéraire de J. K. Rowling)
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+Le quatrième tome se vend à 372 775 exemplaires le premier jour de sa sortie en juillet 2000[147], ce qui est un record. En un jour, les fans s'arrachent près de 1,8 million d'exemplaires de Harry Potter and the Order of the Phoenix mis en vente dès le vendredi 23 juin 2003 à minuit. Il s'en vend plus de huit à la seconde et ses pré-commandes sont dix fois plus élevées que pour le précédent volume, faisant du cinquième tome l’un des plus grands succès de l’histoire de l’édition[149]. J. K. Rowling figure désormais parmi les auteurs britanniques les plus lus de la planète avec Shakespeare et Agatha Christie, devenant plus riche que la reine d'Angleterre, avec une fortune estimée, selon le Times, à 280 millions de livres sterling (400 millions d’euros)[147].
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+Gallimard est le premier éditeur étranger à publier Harry Potter[130]. Les pays francophones n'échappent pas au phénomène, qui touche aussi bien les enfants que les adultes, ce qui est rare, notamment en France, pour un livre jeunesse. Ainsi en 1999, le premier volume Harry Potter à l'école des sorciers, passé « presque inaperçu », reçoit le prix Sorcières, décerné par les libraires spécialisés jeunesse[S 16]. En octobre 2007, plus de 21 millions d'exemplaires de la série ont été vendus sur le territoire français[S 17].
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+Harry Potter et les Reliques de la mort, ultime tome de la série, a été tiré à 2,3 millions de copies, équivalant à 7 à 8 % des livres édités par Gallimard dans l'année, toutes catégories confondues[S 17]. Chaque sortie de livre Harry Potter permet à la maison d'édition de générer entre 12 et 15 % de son chiffre d'affaires annuel[S 17].
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+« La plume de J. K. Rowling est allègre et malicieuse. Son goût de la fantaisie est communicatif et son sens du suspense laisse haletant[150]. »
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+— Jacques Baudou (Le Monde, janvier 1999)
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+Les ventes s'envolent littéralement à partir des années 2000, à la sortie du quatrième tome. Harry Potter devient alors un véritable phénomène éditorial. Selon l'universitaire Cécile Boulaire, « le succès de la série, dont la légende veut qu'il soit né d'un bouche-à-oreille positif, repose en réalité, au moins depuis le quatrième volume, sur une stratégie marketing encore inédite, qui ne laisse aucune place à l'improvisation[S 16]. »
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+Les fans ont été si impatients de découvrir le contenu des derniers volumes que les librairies du monde entier ont commencé à tenir des événements coïncidant avec le communiqué qui stipulait le début des ventes à minuit. Des événements comportant généralement une répartition dans les maisons à l'image de Poudlard, des jeux, des séances maquillage et autres divertissements en direct ont connu une grande popularité auprès des fans de Harry Potter[151], attirant les foules et contribuant à vendre près de 9 millions des 10,8 millions d'exemplaires prévus de Harry Potter et le Prince de sang-mêlé dans les premières vingt-quatre heures[152].
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+En juillet 2007, le septième et dernier roman, Harry Potter et les Reliques de la Mort, dépasse le cap des deux millions de pré-commandes sur Amazon : c'est la première fois qu’un livre atteint ce chiffre avant sa sortie[153]. Les Reliques de la Mort devient le livre le plus vendu de l'histoire, en déplaçant 11 millions de personnes dans les vingt-quatre premières heures de sa mise en vente[154]. La série a également rassemblé des fans adultes, menant à la publication de deux éditions de chaque livre de Harry Potter identiques dans leur contenu mais comportant de nouvelles couvertures adaptées au public adulte[155].
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+Aux États-Unis, ce sont plusieurs centaines de milliers d'exemplaires vendus dès sa parution en 1998. En 2007, le tirage initial du dernier volume de la série s'élève dans le pays à 12 millions d'exemplaires, un nouveau record[156].
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+Les romans de la série Harry Potter, ont tous été des best-sellers acclamés par les critiques[S 18]. Les ventes globales sont estimées à plus de 500 millions d'exemplaires dans le monde en 2018[157], sur 140 pays. Le succès commercial de la série a fait de son auteur, J. K. Rowling, la première écrivaine milliardaire de l'histoire de l'édition[S 19].
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+La série Harry Potter s'est vue récompensée de nombreux prix depuis la publication initiale de L'école des sorciers. Parmi ces prix figurent notamment quatre Whitaker Platinum Book Awards (tous décernés en 2001)[158], deux Prix du livre du Conseil des Arts d'Écosse en 1999 et 2001[159], le Prix Costa du livre pour enfant en 1999[S 20] et un British Book Award dans la catégorie « livre de l'année » en 2006[160]. En 2000, Le Prisonnier d'Azkaban est nommé pour le Prix Hugo du meilleur roman et La Coupe de feu le remporte en 2001[161]. Les distinctions honorifiques incluent une recommandation pour la Médaille Carnegie en 1997[162], une figuration sur les listes des meilleurs livres de l’American Library Association, du New York Times et de la bibliothèque publique de Chicago[163], ainsi que l'attribution en France de la Légion d'honneur en 2009[164].
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+En 2002, le sociologue britannique Andrew Blake a classé Harry Potter parmi les icônes de la culture populaire britannique, à l'image de James Bond ou de Sherlock Holmes[S 21]. En 2003, quatre des livres figurent dans le top 24 du sondage littéraire de la BBC concernant les romans les plus aimés au Royaume-Uni[165]. Sur la base d'un sondage en ligne de 2007, la première organisation syndicale des États-Unis, regroupant notamment des enseignants, a inscrit Harry Potter dans son top 100 des meilleurs livres « enseignement » pour enfants[166].
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+Au début de son histoire, Harry Potter reçoit des critiques très positives. À la publication du premier roman, celui-ci attire l'attention des journaux écossais, tels que The Scotsman, qui précise alors que Harry Potter a « toutes les étoffes d'un classique[167] ». Bientôt, les journaux anglais se rejoignent pour évoquer une comparaison à l'œuvre de Roald Dahl. The Mail on Sunday le classe comme « un début des plus imaginatifs depuis Roald Dahl[167] », un point de vue repris par le Sunday Times (« les comparaisons à Dahl sont, cette fois, justifiées[167] »), tandis que The Guardian le qualifie de « roman richement texturé offert par un esprit inventif[167] ».
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+Au moment de la sortie du cinquième opus, Harry Potter et l'Ordre du Phénix, les livres ont commencé à recevoir un certain nombre de critiques sévères. Professeur à l'Université Yale et critique littéraire, Harold Bloom a remis en question les mérites littéraires attribués aux livres. Ainsi, pour Bloom, « l'esprit de Rowling est tant gouverné par les clichés et métaphores dépassées qu'elle n'a aucun autre style d'écriture à proposer[168] ». Le critique et écrivain anglais Anthony Holden s'est exprimé dans The Observer au sujet de sa propre expérience alors qu'il jugeait Harry Potter et le Prisonnier d'Azkaban à l'attribution du Prix Costa (que Rowling a remporté en 1999). Sa vision globale de la série était négative : « la saga de Potter est essentiellement condescendante, conservatrice, hautement dérivée et profondément nostalgique d'une Angleterre révolue[169] ». Ursula K. Le Guin, auteure de science-fiction et de fantasy, a précisé : « Je n'ai pas grande opinion de cela. Quand tant de critiques adultes s'emballent à propos de l'« incroyable originalité » du premier livre de Harry Potter, je demeure un peu perplexe. Il semble que cela soit un fantasme d'enfant réalisé à travers un « roman d'école », accessible pour ce groupe d'âge, mais stylistiquement ordinaire, imaginativement dérivé et éthiquement plutôt malsain[170] ». De son côté, Michael Rosen, romancier et poète, pense que les livres ne sont pas adaptés aux enfants, qui seraient probablement incapables de saisir la complexité des thèmes abordés[171].
+
+L'auteure et essayiste anglaise Fay Weldon, tout en admettant que la série n'est pas « ce que les poètes attendent », continue néanmoins à dire « mais ce n'est pas de la poésie, c'est lisible, accessible, une prose utile dans le quotidien[172] ». Le critique littéraire A. N. Wilson a fait l'éloge de la série Harry Potter dans The Times, affirmant : « Il n'y a pas beaucoup d'écrivains ayant la capacité Dickensienne de J. K. Rowling à nous faire tourner les pages, pleurer ouvertement et quelques pages plus tard, à rire à des plaisanteries invariablement bonnes... Nous avons vécu une décennie à suivre la publication des histoires les plus vivantes, les plus drôles, les plus effrayantes et les plus émouvantes jamais écrites[173] ». Charles Taylor de Salon.com, qui est avant tout un critique de cinéma[174], a rejeté les allégations selon lesquelles la série manquait de mérite littéraire sérieux et qu'elle ne devait son succès qu'aux garanties qu'elle offrait auprès des enfants. Taylor a souligné la tonalité plus sombre qu'adoptaient progressivement les livres, notamment au travers de meurtres. Il soulève également les blessures psychologiques et l'isolement social provoqués par ces pertes[175]. Selon Stephen King, la série représente « un exploit dont seulement une imagination supérieure est capable » et a déclaré que « les jeux de mots de Rowling et son sens de l'humour » étaient « remarquables[176] ». Il ajoute que « Harry prendra sûrement sa place auprès d'Alice, de Huck, de Frodon et de Dorothy. C'est non seulement la série de la décennie, mais également celle de tous les âges[S 22] ».
+
+La Pottermania s'étend également au monde du réel. Ainsi, en Angleterre, la fameuse gare londonienne de King's Cross bénéficie aujourd'hui d'une pancarte indiquant la fameuse « voie 9 ¾ », ainsi que d'un chariot à bagages encastré dans le mur en clin d’œil à la série : « Cela me rend extrêmement fière à chaque fois que je passe devant » avoue J. K. Rowling[177]. Par ailleurs, le mot « Moldu » (Muggle) s'est répandu au-delà de son origine potterienne, devenant l'un des quelques mots de la culture populaire figurant dans l’Oxford English Dictionary[178].
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+Le succès sans précédent de la série a montré qu'enfants et adolescents n'étaient pas réfractaires à la lecture. Des « pavés » de plusieurs centaines de pages, sans images, sont littéralement dévorés[179], le plus souvent en quelques heures et parfois même en version originale[180].
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+Ainsi en France, certains étaient étonnés de voir, le 21 juillet 2007 (date de sortie anglo-saxonne du dernier tome[2]), les étals des libraires regorger du dernier Harry Potter en anglais. La Fnac parisienne des Halles, par exemple, proposait Harry Potter and the Deathly Hallows dans des bacs spéciaux disposés dans l'allée centrale, pour les lecteurs ne souhaitant pas attendre la traduction prévue pour octobre-novembre. Les ventes ont été exceptionnelles pour un livre en anglais. Ce phénomène rend bien compte de l'évolution notoire en matière de lecture d'œuvres en version originale dans les pays francophones : il est de plus en plus courant de lire des œuvres bilingues ou en version totalement originale, ce qui était encore exceptionnel dans les années 1990[2]. Pour la première fois avec Harry Potter and the Order of the Phoenix, un livre anglais a figuré parmi les meilleures ventes de livres en France[181].
+
+Le quotidien israélien Maariv rapporte que la tombe d'un soldat anglais homonyme (le Caporal Harry Potter, mort en 1939 à Hébron lorsque la Palestine était encore sous mandat britannique, et enterré à Ramla près de Tel-Aviv), fait l'objet de « pèlerinages » de la part de touristes, bien qu'il n'ait jamais eu de lien avec la série de livres et de films[182]. Ceci est interprété comme un besoin de créer un objet d'illusion. C'est un processus également à la base de l'érotomanie, où il est toutefois beaucoup plus prégnant[183].
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+Plus récemment, des personnages et éléments de la série ont inspiré les noms scientifiques de plusieurs organismes. Le château de Poudlard (Hogwarts), par exemple, a inspiré le nom du dinosaure Dracorex hogwartsia, le Choixpeau de Gryffondor celui de l'araignée Eriovixia gryffindori, les Détraqueurs (Dementors) celui de la guêpe Ampulex dementor ou encore le personnage de Severus Rogue pour le crabe Harryplax severus[184]. L'univers de Harry Potter est de plus en plus souvent mentionné par les personnages de nombreux films et séries comme Lost, Dr House, Falling Skies, Supernatural, Le diable s'habille en Prada, Yes Man ou Parents à tout prix ainsi que The Big Bang Theory, ou plus récemment Marvel : Les Agents du SHIELD[185], Boyhood ou encore Love Actually.
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+Par ailleurs, selon Joyce Fields de l'université Columbia, les livres illustrent quatre des cinq sujets fondamentaux d'une classe de sociologie de première année : les concepts sociologiques comprenant la culture ; la société et la socialisation ; la stratification et l'inégalité sociale, et la théorie et les institutions sociales[S 23]. Dans un article du New York Times, Christopher Hitchens a salué Rowling pour avoir créé « un monde de démocratie et de diversité[186] ». En 2016, lors de la campagne présidentielle américaine, une étude affirme que trois thèmes « politiques » sont largement prédominants à travers les livres : la valeur de la tolérance et le respect de la différence, l'opposition à la violence et aux punitions, et les dangers de l'autoritarisme[187]. D'autres études menées aux États-Unis auprès de plus d'un millier d'étudiants ont démontré que les lecteurs de la série étaient jugés plus tolérants, davantage opposés à la violence et à la torture, moins autoritaires et moins cyniques que les personnes ne l'ayant pas lue[S 24].
+
+Les livres ont fait l'objet d'un certain nombre de procédures judiciaires, résultant de divers conflits concernant les atteintes aux droits d'auteur. La popularité et la grande valeur marchande de la série ont conduit l'auteure J. K. Rowling, ses éditeurs et Warner Bros à prendre des mesures légales pour protéger leurs droits, incluant l'interdiction de vente d'imitations de Harry Potter, ciblant les propriétaires de certains sites Web. L'auteure Nancy Stouffer a été condamnée à ses dépens à la suite de ses accusations selon lesquelles Rowling aurait plagié son travail[188]. Divers conservateurs religieux ont également estimé que les livres Harry Potter favorisaient la sorcellerie et la religion Wicca et les ont considérés, par conséquent, inadaptés aux enfants[189],[190].
+
+De 1997 à 1998, Harry Potter à l'école des sorciers a remporté presque toutes les récompenses britanniques attribuées par des enfants, mais aucun des prix de livres pour enfants jugés par des adultes[191]. Selon l'écrivain Sandra Beckett, le snobisme intellectuel envers les livres populaires parmi les enfants en serait l'une des raisons majeures[S 25].
+
+Par ailleurs, certains auteurs ont reconnu sous la plume ou dans les paroles de J. K. Rowling des valeurs progressistes (avec notamment l'annonce de l'homosexualité de son personnage Dumbledore[192]) ou encore des messages subversifs et anarchistes, notamment dans l'idée de l'acceptation de la mort du personnage principal[S 26] ou le fait que Dumbledore « accorde pratiquement des points pour la violation des règles[S 27] ». La critique Christine Schoefer de Salon.com a affirmé que les livres présentaient en outre un monde patriarcal rempli de stéréotypes et adhérant au « postulat classique que les hommes gouvernent le monde et qu'il doit en être ainsi[S 28] ».
+
+Le studio américain Warner Bros. a dès la parution du troisième volume commencé à adapter les romans au grand écran.
+
+Les deux premiers épisodes ont été adaptés au cinéma par le réalisateur Chris Columbus. C'est le jeune acteur Daniel Radcliffe qui joue Harry Potter, accompagné de Rupert Grint dans le rôle de Ron Weasley et d'Emma Watson dans le rôle d'Hermione Granger. L'adaptation cinématographique du troisième roman a été confiée cette fois à Alfonso Cuarón, qui s'est quelque peu écarté des choix de son prédécesseur. Mike Newell est le réalisateur du quatrième opus qui mêle les styles de ses deux prédécesseurs sur fond de blockbuster. David Yates, quant à lui, s'est chargé de la réalisation des cinquième et sixième films. Il a réalisé également le septième volet, mais de manière un peu particulière : en effet, le film, trop long s'il était réalisé en une seule partie, a donc été divisé en deux opus qui sont sortis au cinéma à huit mois d'intervalle[193].
+
+Ces adaptations ont connu un important succès dans les salles et ont rapporté plus de sept milliards de dollars[194]. À propos de ces films, J. K. Rowling a déclaré avoir quelquefois regretté d'avoir cédé les droits cinématographiques[195], tout en ayant particulièrement apprécié les décors de Stuart Craig[84], ainsi que l'intuition et l'originalité d'Alfonso Cuarón[196].
+
+Les parcs à thème The Wizarding World of Harry Potter, dont le premier a ouvert en 2010, appartiennent à Universal et proposent notamment une visite du village de Pré-au-Lard et du Chemin de Traverse à tailles réelles (tels que matérialisés dans les films), ainsi que des attractions sur le thème de Harry Potter.
+
+Une pièce de théâtre intitulée Harry Potter et l'Enfant maudit[197] est jouée en deux parties (de 2 h 30 chacune[198]) au Palace Theatre à Londres, à partir du 31 juillet 2016. Elle a été écrite par Jack Thorne et mise en scène par John Tiffany, en collaboration avec J. K. Rowling. Le script de la pièce est également publié le même jour au Royaume-Uni[199], puis le 14 octobre en France.
+
+La représentation de la pièce à Londres est bien accueillie en raison de la mise en scène très pointilleuse de Tiffany et de son décor à grand budget[198] : le spectateur retrouve sur scène notamment les escaliers mouvants, les portraits parlants, etc. Le script de la pièce est en revanche très fréquemment qualifié de « fanfiction » en raison de son trop grand nombre d'incohérences et de « dialogues mièvres », en comparaison de l'histoire originelle de J. K. Rowling[200].
+
+En français, les six premiers romans sont sortis en version audio entre 2000 et 2017. L'acteur Bernard Giraudeau a effectué la lecture sonore de la traduction francophone des quatre premiers romans. Dominique Collignon-Maurin a pris sa suite à partir de la sortie audio de Harry Potter et l'Ordre du Phénix en octobre 2016[201] :
+
+Les versions originales sont lues par l'acteur et humoriste britannique Stephen Fry.
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+Le site internet Pottermore est ouvert au grand public entre avril 2012 et octobre 2019[208],[209]. Proposé à l'origine par J. K. Rowling, le site permettait à cette dernière d'y ajouter du contenu inédit autour de son univers magique et de donner un aperçu alternatif de sa série.
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+La première version ludique du site proposait notamment aux utilisateurs d'être répartis dans une maison de Poudlard (en répondant à un questionnaire établi par l'auteure elle-même) et de participer à quelques mini-jeux[208], comme préparer des potions, apprendre des sortilèges, se battre en duel, etc. Le site était construit de manière que les utilisateurs fassent l'expérience de l'histoire en découvrant au fur et à mesure de leur progression dans l'intrigue, des contenus inédits écrits par J. K. Rowling sur des personnages principaux, des lieux ou des objets magiques y figurant[210].
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+Le site a été entièrement revu dans son concept en septembre 2015[211]. Les mini-jeux et le rappel de l'histoire roman par roman ont été supprimés. Pottermore est alors conçu à la manière d'une encyclopédie plus sobre et dynamique, reprenant également des images des films adaptés. Le site regroupe tous les contenus inédits de l'auteure dans une rubrique spécifique[212].
+
+En octobre 2019, Pottermore a été clôturé et une grande partie de son contenu a été déplacée sur un nouveau site officiel, WizardingWorld.com, qui regroupe les informations relatives à Harry Potter et à la série de films dérivée Les Animaux fantastiques[209].
+
+Harry Potter est une œuvre très plébiscitée par les jeunes. Cette génération, très tournée vers l'Internet, a su faire vivre sa passion sur la toile en d��veloppant de très nombreux sites et forums sous la forme de sites d'informations, de sites interactifs, de forums pratiquant le RPG. Le plus répandu réside dans le concept de Magicland[213] (anciennement Poudlard Interactif ou PI), où les membres peuvent vivre à la manière d'élèves sorciers en suivant des cours, en jouant au célèbre quidditch, en réalisant des duels, ou en s'exerçant à divers concours. Tous ces sites ne sont pas exploités et gérés par Warner ou J. K. Rowling, à la différence de Pottermore[214].
+
+Les Potterfictions sont des fictions écrites par des fans de l'univers de Harry Potter, et basées sur l'histoire et les personnages de la série originale de J. K. Rowling. Elles sont généralement publiées sur des sites de fanfictions comme FanFiction.Net, ou des sites spécialisés de « Potterfictions »[215]. Elles suivent couramment le plan habituel des ouvrages de la série d'origine (sur une année scolaire) avec ses personnages originaux, tout en développant par exemple l'histoire de personnages inédits. Certains auteurs inventent une suite à l'histoire d'origine, d'autres une préquelle mettant en scène ses personnages secondaires[215], comme les quatre Maraudeurs (James Potter, Sirius Black, Remus Lupin et Peter Pettigrow), à l'époque de leur propre scolarité à Poudlard dans les années 1970 (cette période étant brièvement abordée dans l'œuvre[17]).
+
+Certaines Potterfictions se détachent de l'ensemble par leur originalité. L'une des plus représentatives est probablement Harry Potter et les Méthodes de la Rationalité, publiée en ligne entre 2010 et 2015[S 29], traduite en plusieurs langues et ayant atteint une notoriété mondiale. Le blogueur américain Eliezer Yudkowsky y adapte l'histoire originale du personnage de Harry Potter, formé ici à la pensée rationnelle et tentant d'expliquer la sorcellerie de son univers par la méthode scientifique[216]. Selon une étude dans le Hindustan Times, la fiction de Yudkowsky, étendue sur près de 2 000 pages, dépeint le conflit entre le bien et le mal à l'image d'une bataille entre la connaissance et l'ignorance[S 30].
+
+À l'université du Michigan en 2009, StarKid Productions a interprété une parodie musicale originale de la série Harry Potter, intitulée A Very Potter Musical. La comédie musicale a été récompensée par Entertainment Weekly[217].
+
+Plus de 400 groupes musicaux de wizard rock (rock « sorcier »), un mouvement né aux États-Unis au début des années 2000, ont également vu le jour[218]. Tous les groupes de wizard rock s'inspirent directement de l'univers de Harry Potter et s'y limitent[219].
+
+De nombreux produits dérivés sont proposés, tels que des éléments d'uniformes scolaires aux couleurs des maisons de Poudlard (écharpes[220], pulls[221], cravates[222], etc.), des mugs[223] ou des portes-clés[224]. The Noble Collection, spécialiste des répliques d'objets de cinéma, propose notamment des baguettes Harry Potter en résine, ainsi que de nombreux autres objets se référant à l'univers cinématographique de la série[225]. Il existe également de nombreux jeux de toutes formes.
+
+De nombreux jeux de société classiques et populaires ont été réédités par Hasbro, Mattel ou Parker en ayant pour thème l'univers de Harry Potter. Il existe notamment une version spécifique du Cluedo[226], de l'Uno[227], du Scrabble[228], du Labyrinthe (Les couloirs de Poudlard[229]), un questionnaire de Trivial Pursuit[230], ainsi que divers jeux de cartes[231] ou plateaux d'échecs[232].
+
+En 2013, Gallimard Jeunesse édite un jeu de plateau Harry Potter : Le Jeu, proposant un parcours de type jeu de l'oie à travers les films de la saga, en répondant à des questions ou en relevant des défis[233]. Divers jeux d'adresse pour enfants sont également édités (quidditch[234], parcours de lévitation d'objets[235], etc.).
+
+Chaque roman de la série a été adapté en jeu vidéo par Electronic Arts sur diverses plateformes, notamment sur PC (Windows)[236], Game Boy Color[237], Game Boy Advance[238], PlayStation[239], PlayStation 2[240], Xbox[241] et GameCube[242]. Les trois derniers jeux adaptés sont également disponibles sur Wii[243]. Ce sont des jeux d'action-aventure suivant les événements principaux de l'intrigue des romans et dont la sortie coïncide avec celle des films Harry Potter. Ils sont agrémentés de nombreuses phases de plates-formes et d'affrontements[244].
+
+Electronic Arts développe en 2003 une édition spéciale quidditch : Harry Potter : Coupe du monde de quidditch[245]. En 2012 sort Wonderbook: Book of Spells, basé sur l'univers, suivi en 2018 de Harry Potter : Secret à Poudlard, un jeu vidéo de rôle sur android et IOS[246], puis de Harry Potter: Wizards Unite en 2019, co-développé par Warner Bros Games et Niantic. Ce dernier est basé sur le même concept que celui de Pokémon Go[247],[248].
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+Une gamme Lego Harry Potter, créée en 2001, regroupe des ensembles de mises en scène des différents films de la franchise[249].
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+On retrouve deux jeux vidéo mettant en scène cet univers (Lego Harry Potter : Années 1 à 4 et Lego Harry Potter : Années 5 à 7). Ces deux jeux, parus respectivement en 2010[250] et 2011[251] et édités par Warner Bros. Interactive Entertainment, sont disponibles sur plusieurs plateformes.
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+(en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de la page de Wikipédia en anglais intitulée « Harry Potter » (voir la liste des auteurs).
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+Travaux originaux
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+Analyses
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+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.
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+Romans
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+Hors-série
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+Guides et encyclopédies
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+Études
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+Autres
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+L'école des sorciers (1997)
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+La Chambre des secrets (1998)
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+Le Prisonnier d'Azkaban (1999)
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+La Coupe de feu (2000)
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+L'Ordre du Phénix (2003)
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+Le Prince de sang-mêlé (2005)
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+Les Reliques de la Mort (2007)
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+L'Enfant maudit (2016)

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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.
+
+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.
+
+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 :
+
+: document utilisé comme source pour la rédaction de cet article.

fr/242.html.txt

@@ -0,0 +1,919 @@
+En géométrie, la notion générale d'angle se décline en plusieurs concepts.
+
+Dans son sens ancien, l'angle est une figure plane, portion de plan délimitée par deux demi-droites. C'est ainsi qu'on parle des angles d'un polygone. Cependant, l'usage est maintenant d'employer le terme « secteur angulaire » pour une telle figure. L'angle peut désigner également une portion de l'espace délimitée par deux plans (angle dièdre). La mesure de tels angles porte couramment mais abusivement le nom d'angle, elle aussi.
+
+En un sens plus abstrait, l'angle est une classe d'équivalence, c'est-à-dire un ensemble obtenu en assimilant entre eux tous les angles-figures identifiables par isométrie. L'une quelconque des figures identifiées est alors appelée représentant de l'angle. Tous ces représentants ayant même mesure, on peut parler de mesure de l'angle abstrait.
+
+Il est possible de définir une notion d'angle orienté en géométrie euclidienne du plan, ainsi que d'étendre la notion d'angle au cadre des espaces vectoriels préhilbertiens ou des variétés riemanniennes.
+
+Il y a plusieurs sortes d'angles : Angle droit, Angle aigu et Angle obtus
+
+Le mot angle dérive du latin angulus, mot qui signifie « le coin ». Selon le mathématicien Carpos d'Antioche, l'angle est une quantité et l'intervalle des lignes ou des surfaces qui le comprennent ; cet intervalle est dimensionné d'une seule manière, et pourtant l'angle n'est pas une ligne pour cela.
+
+Dans le plan, deux demi-droites de même origine délimitent deux régions, appelées secteurs angulaires.
+
+On dit que deux secteurs angulaires définissent le même angle lorsqu'ils sont superposables (plus formellement : l'angle d'un secteur angulaire est sa classe de congruence). On parle traditionnellement d'angle géométrique pour cette notion d'angle[1] mais ce terme peut aussi désigner, dans la terminologie moderne, une notion voisine moins fine (voir infra).
+
+Un angle est dit saillant si les secteurs angulaires qui le représentent sont convexes, et rentrant sinon.
+
+Une paire de demi-droites de même origine définit donc en général deux angles : l'un saillant et l'autre rentrant (le cas exceptionnel est celui de l'angle plat).
+
+Dans le plan, on peut parler de l'angle de deux droites sécantes. Deux droites sécantes découpent le plan en 4 secteurs angulaires saillants, correspondant à deux paires d'angles opposés par le sommet. Les angles opposés sont égaux et les angles adjacents sont supplémentaires[2].  Il y a en général deux valeurs possibles pour ces angles. On choisit parfois  de privilégier le plus petit des angles, c'est-à-dire l'angle aigu ou droit
+
+La mesure de l'angle d'un secteur angulaire est le nombre réel positif qui mesure la proportion du plan occupée par le secteur angulaire. Les unités utilisées pour le quantifier sont le radian, le quadrant et ses subdivisions, le degré, ses sous-unités et le grade. Les angles sont fréquemment notés par une lettre grecque minuscule, par exemple α, β, θ, ρ… Lorsque l'angle est au sommet d'un polygone et qu'il n'y a pas d'ambiguïté, on utilise alors le nom du sommet surmonté d'un chapeau, par exemple Â.
+
+Pour évaluer cet angle, cette « proportion de surface », on prend un disque centré au point d'intersection, et on effectue le rapport entre l'aire de la portion de disque interceptée par le secteur angulaire et l'aire totale du disque. On peut montrer que cela revient également à faire le rapport entre la longueur de l'arc intercepté et la circonférence du cercle ; cette valeur inférieure à 1 est appelée nombre de tour. La valeur 1/4 (quart de tour) correspond au quadrant.
+
+Une unité couramment utilisée est le degré, qui est le résultat de la division du quadrant en 90 parts égales. Le tour complet correspond donc à 360 degrés. La minute d'arc est un sous-multiple du degré, égale à 1/60 de degré. De même, la seconde d'arc est égale à 1/60 de la minute d'arc, soit 1/3 600 de degré. On utilise plus rarement le grade, qui correspond à une subdivision centésimale du quadrant.
+
+L'unité internationale de mesure des angles est cependant le radian, défini comme le rapport entre la longueur de l'arc intercepté et le rayon du cercle. Le tour complet correspond donc à 
+
+
+
+2
+π
+
+
+{\displaystyle 2\pi }
+
+ radians.
+
+Les angles peuvent être calculés à partir des longueurs des côtés de polygones, notamment de triangles, en utilisant la trigonométrie.
+
+L'unité de mesure des angles utilisée principalement par les militaires est le millième. Il est l'angle sous lequel on voit 1 mètre à 1 kilomètre. 6283 millièmes correspond à 2π radians ou 360 degrés, soit 360°/arctan(1 m/1 000 m). Autrement-dit, millième = mrad (milliradian).
+
+« Sur le terrain », les angles peuvent être mesurés avec un appareil appelé goniomètre ; il comporte en général une règle courbe graduée en degrés, appelée rapporteur.
+
+En informatique, le 1/16ième de degré peut être utilisé, soit 5760 pour 360°.
+
+Les angles correspondant à un nombre entier de quadrants portent un nom particulier. Le tableau suivant représente les valeurs des angles particuliers dans les diverses unités.
+
+L'angle droit est obtenu en considérant deux droites qui divisent le plan en quatre secteurs égaux. De telles droites sont dites orthogonales ou perpendiculaires.
+
+On confond fréquemment l'angle avec sa mesure. Ainsi par exemple un angle plat est abusivement dit « égal » à 180°. Cet abus est pratiqué largement dans la suite de cet article.
+
+Les qualificatifs suivants sont employés pour les angles prenant des valeurs intermédiaires entre ces valeurs remarquables :
+
+Pour qualifier les valeurs relatives de deux angles, on emploie les expressions suivantes :
+
+On emploie encore d'autres expressions pour qualifier la position des angles sur une figure, c'est-à-dire plus justement, la position relative de secteurs angulaires :
+
+Remarque, deux angles complémentaires ou supplémentaires ne sont pas nécessairement adjacents : 
+Par exemple, dans un triangle ABE rectangle en B, les angles  et Ê sont complémentaires.
+
+Par extension, on définit également les angles entre des demi-droites, des segments de droite et des vecteurs, en prolongeant les droites portant ces objets jusqu'à leur intersection. La définition par des demi-droites ou des vecteurs permet de lever l'indétermination entre les angles supplémentaires, c'est-à-dire de définir sans ambiguïté quel secteur angulaire utiliser pour définir l'inclinaison des directions.
+
+Un angle géométrique est, dans la terminologie actuelle, la classe d'équivalence d'un couple de demi-droites de même origine, deux tels couples étant considérées comme équivalents s'ils sont superposables[3].
+
+Si l'on note 
+
+
+
+
+
+
+
+x
+O
+y
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {xOy}}}
+
+ l'angle géométrique associé au couple de demi-droites 
+
+
+
+
+(
+
+[
+O
+x
+)
+,
+[
+O
+y
+)
+
+)
+
+
+
+{\displaystyle \left([Ox),[Oy)\right)}
+
+, on a (par symétrie par rapport à la bissectrice) : 
+
+
+
+
+
+
+
+x
+O
+y
+
+^
+
+
+
+=
+
+
+
+
+y
+O
+x
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {xOy}}={\widehat {yOx}}}
+
+, c'est-à-dire que cet angle ne dépend que de la paire 
+
+
+
+{
+[
+O
+x
+)
+,
+[
+O
+y
+)
+}
+
+
+{\displaystyle \{[Ox),[Oy)\}}
+
+.
+
+L'angle saillant et l'angle rentrant associés à une telle paire (voir supra) correspondent donc, avec cette nouvelle terminologie, à un même « angle géométrique », dont le représentant privilégié est l'angle saillant[4],[5] (de mesure comprise entre 0 et 180°).
+
+On peut l'interpréter de plusieurs façons : divergence entre deux directions, directions des faces d'un objet (coin), direction visée par rapport au nord (angle donné par une boussole)… L'angle peut aussi s'interpréter comme l'ouverture du secteur angulaire. C'est la mesure de l'inclinaison d'une demi-droite par rapport à l'autre.
+
+Si une translation transforme 
+
+
+
+[
+O
+x
+)
+
+
+{\displaystyle [Ox)}
+
+ en 
+
+
+
+[
+
+O
+′
+
+
+x
+′
+
+)
+
+
+{\displaystyle [O'x')}
+
+ et 
+
+
+
+[
+O
+y
+)
+
+
+{\displaystyle [Oy)}
+
+ en 
+
+
+
+[
+
+O
+′
+
+
+y
+′
+
+)
+
+
+{\displaystyle [O'y')}
+
+, elle ne modifie pas l'angle géométrique : 
+
+
+
+
+
+
+
+
+x
+′
+
+
+O
+′
+
+
+y
+′
+
+
+^
+
+
+
+=
+
+
+
+
+x
+O
+y
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {x'O'y'}}={\widehat {xOy}}}
+
+. On peut donc définir l'angle géométrique 
+
+
+
+
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {({\vec {u}},{\vec {v}})}}}
+
+ de deux vecteurs non nuls 
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {u}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}}
+
+ comme l'angle entre deux demi-droites dirigées par ces deux vecteurs, et d'origine commune arbitraire. Ou encore : deux couples 
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}},{\vec {v}})}
+
+ et 
+
+
+
+(
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+′
+
+,
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+′
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}}',{\vec {v}}')}
+
+ de vecteurs non nuls sont équivalents (représentent le même angle géométrique) s'il existe une isométrie vectorielle qui transforme les vecteurs unitaires 
+
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+‖
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {\vec {u}}{\|{\vec {u}}\|}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+‖
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {\vec {v}}{\|{\vec {v}}\|}}}
+
+ en 
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+′
+
+
+‖
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+′
+
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {{\vec {u}}'}{\|{\vec {u}}'\|}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+′
+
+
+‖
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+′
+
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {{\vec {v}}'}{\|{\vec {v}}'\|}}}
+
+. (On définit bien ainsi une relation d'équivalence entre couples, parce que les isométries vectorielles forment un groupe.)
+
+La présentation des angles orientés dans un plan peut se faire de manière intuitive ou plus formaliste.
+
+La première approche consiste à voir l'angle comme la trace d'une rotation : la rotation qui envoie la demi-droite (Ox) sur la demi-droite (Oy) est en général différente de celle envoyant (Oy) sur (Ox). On considère alors comme distincts les angles (Ox, Oy) et (Oy, Ox)  en signalant qu'ils ont même mesure mais des sens de parcours différents[6].
+
+Une autre approche consiste à confondre l'angle orienté et sa mesure[7]. Cette démarche nécessite de définir une orientation préalable du plan pour pouvoir définir le sens dit positif. C'est ce type d'approche que l'on retrouve quand on définit la mesure de l'angle orienté d'un couple de vecteurs unitaires à l'aide de la longueur de l'arc de cercle orienté qu'il détermine sur un cercle unité[8].
+
+La dernière approche, plus formalisée consiste à voir un angle orienté comme une classe d'équivalence de couple de demi-droites vectorielles modulo les rotations planes, ou ce qui revient au même, comme des orbites de couples de demi-droites vectorielles par l'action de groupe des isométries positives[9].
+
+Par la suite seront présentées les approches par les longueurs d'arcs de cercle et comme classes d'équivalence. Par les mêmes techniques que ci-dessus, il revient au même, lorsqu'on parle d'angles, de considérer deux demi-droites de même origine, deux vecteurs non nuls, ou deux vecteurs unitaires. Nous limitons donc l'exposé à ce dernier cas.
+
+Dans un cercle de centre O et de rayon 1, on définit un sens de parcours dit positif, en général le sens inverse des aiguilles d'une montre, appelé sens trigonométrique. Si A et B sont deux points du cercle, on appelle longueur de l'arc orienté AB, la longueur de tout parcours sur le cercle partant de A et arrivant à B. Il existe plusieurs parcours possibles consistant à ajouter des tours complets du cercle parcourus dans le sens positif ou dans le sens négatif.
+Une longueur a étant connue, les autres longueurs de l'arc orienté sont donc toutes de la forme a + 2kπ où k est un entier relatif quelconque. La longueur correspondant au trajet le plus court pour se rendre de A à B est appelé la mesure principale de l'arc AB (s'il existe deux trajets possibles, on choisit celui de mesure positive). La mesure principale est donc un nombre appartenant à l'intervalle ]-π, π].
+
+Soient 
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {u}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}}
+
+ deux vecteurs unitaires, et A et B les points tels que 
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+=
+
+
+
+O
+A
+
+→
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {u}}={\overrightarrow {OA}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+=
+
+
+
+O
+B
+
+→
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}={\overrightarrow {OB}}}
+
+, on appelle mesure de l'angle orienté 
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}},{\vec {v}})}
+
+ toute  longueur de l'arc orienté AB. La mesure principale de l'angle 
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}},{\vec {v}})}
+
+ a donc pour valeur absolue la mesure de l'angle géométrique  
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {{\vec {u}},{\vec {v}}}}}
+
+ . Le signe de cette mesure principale est positif si le plus court chemin pour se rendre de A vers B est dans le sens direct , il est négatif dans le cas contraire. Deux couples de vecteurs ayant même mesure définissent le même angle orienté.
+
+Dans cette approche, il est nécessaire que soit perçu comme naturel l'«enroulement» de la droite réelle sur le cercle[10], enroulement qu'il resterait à formaliser.
+
+Le plan a la particularité suivante, par rapport aux dimensions supérieures : on peut y affiner la relation de congruence définie pour l'angle géométrique de telle façon que les couples 
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}},{\vec {v}})}
+
+ et 
+
+
+
+(
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {v}},{\vec {u}})}
+
+ ne représentent plus le même angle en général[11]. Pour cela, on évite de faire intervenir les réflexions parmi les isométries autorisées pour définir une nouvelle relation entre les couples, c'est-à-dire qu'on se limite au sous-groupe des rotations du plan vectoriel (en dimension 3 par exemple, cette limitation échouerait car les deux couples sont transformés l'un de l'autre non seulement par réflexion par rapport au plan bissecteur, mais aussi par une rotation d'un demi-tour). Cela conduit à la définition suivante :
+
+(On se dispense désormais des traditionnelles flèches sur les vecteurs.)
+
+Deux couples (u, v) et (u', v') de vecteurs unitaires du plan représentent le même angle orienté s'il existe une rotation g telle que u' = g(u) et v' = g(v).
+
+En confondant abusivement un couple et l'angle orienté qu'il représente, on a par exemple : (–u, –v) = (u, v) par le demi-tour g = –Id.
+
+Cette nouvelle relation d'équivalence est plus fine que celle qui définit les angles géométriques. Plus précisément, en tant que classe d'équivalence, l'angle géométrique 
+
+
+
+
+
+
+
+(
+u
+,
+v
+)
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {(u,v)}}}
+
+ est la réunion des deux angles orientés 
+
+
+
+(
+u
+,
+v
+)
+
+
+{\displaystyle (u,v)}
+
+ et 
+
+
+
+(
+v
+,
+u
+)
+
+
+{\displaystyle (v,u)}
+
+.
+
+Étant donnés deux vecteurs unitaires, il existe une unique rotation du plan qui envoie le premier sur le second[12].
+
+Cette unicité permet de définir une application qui au couple (u, v) de vecteurs unitaires associe la rotation f telle que f(u) = v.
+
+Cette application T : (u, v) ↦ f, des couples de vecteurs vers les rotations, « passe au quotient », et définit ainsi une bijection S, des angles orientés vers les rotations. En effet :
+
+Théorème — (u, v) et (u', v') représentent le même angle orienté si et seulement si la rotation qui envoie u sur v est la même que celle qui envoie u' sur v'.
+
+Cela est dû au fait que le groupe des rotations du plan vectoriel est abélien.
+
+Par définition, (u, v) et (u', v') représentent le même angle orienté si et seulement si la rotation qui envoie u sur u' est la même que celle qui envoie v sur v', autrement dit : T(u,u') = T(v,v'). Par commutativité du groupe des rotations, ceci équivaut à T(u',v)∘T(u,u') = T(v,v')∘T(u',v), c.-à-d. T(u,v) = T(u',v').
+
+En utilisant cette bijection S, on peut alors « plaquer » la structure (en) de groupe abélien du groupe des rotations sur l'ensemble des angles, c'est-à-dire définir l'addition des angles à partir de la composition des rotations, en posant[13] :
+
+On va définir, sur les angles orientés, une mesure, de telle façon que la mesure de la somme soit égale à la somme des mesures (pour les angles géométriques, on pouvait définir partiellement une addition des angles et des mesures correspondantes : seulement pour des angles « pas trop grands »).
+
+Le choix de l'une des deux orientations possibles du plan détermine l'un des deux isomorphismes du groupe des rotations avec le groupe SO(2) des matrices de rotations planes ou encore avec le groupe U des nombres complexes de module 1. L'exponentielle complexe permet alors de définir la mesure de l'angle d'une rotation à 2π près, ou « modulo 2π » (en radians). Si θ est une mesure de l'angle de la rotation f = T(u, v), on dira que θ est aussi une mesure de l'angle orienté de vecteurs (u, v).
+
+Par exemple, la mesure de l'angle droit de sens direct est notée :
+
+ou bien
+
+En résumé, une orientation du plan étant choisie, la mesure d'un angle orienté de vecteurs est définie par :
+
+où la matrice est celle de T(u, v) dans n'importe quelle base orthonormée directe.
+
+C'est un isomorphisme du groupe des angles orientés dans le groupe additif des « réels modulo 2π ». Ainsi, la mesure des angles est enfin additive.
+
+Rappelons cependant qu'elle dépend d'un choix d'orientation du plan : inverser ce choix change toutes les mesures en leurs opposées. On retrouve ici le fait qu'un angle géométrique, de mesure α comprise entre 0 et π, correspond à deux angles orientés opposés, l'attribution (modulo 2π) de la mesure α à l'un et donc –α à l'autre étant fonction de l'orientation du plan.
+
+De plus, Daniel Perrin et Jean Dieudonné font remarquer que l'on ne peut parler stricto sensu de mesure car aucune comparaison entre deux mesures d'angles n'est possible[15].
+
+Dans un plan, l'angle orienté de deux droites est la classe modulo π de l'angle orienté formé par leurs vecteurs directeurs. Ce travail modulo π provient du fait que l'on peut prendre comme vecteur directeur d'une droite u ou -u et que changer un vecteur en son opposé revient à ajouter π à la mesure de l'angle correspondant[16].
+
+Les angles orientés de droites sont utilisés pour déterminer l'angle d'une rotation composée de deux réflexions. Cette notion est également utile pour tous les problèmes d'alignement et de cyclicité[16].
+
+Deux droites sécantes sont nécessairement coplanaires, donc l'angle entre les droites est défini dans ce plan, de la même manière que ci-dessus.
+
+Dans l'espace, il n'existe pas de notion d'angle orienté de droites mais on peut définir l'angle deux droites quelconques de l'espace, sécantes ou non,  à condition de travailler sur leurs vecteurs directeurs. On appelle angle de deux droites l'angle géométrique formé par leurs vecteurs directeurs. Il y a en général deux valeurs possibles pour cet angle, selon les vecteurs directeurs choisis. Il arrive que l'on privilégie le plus petit des angles[17].  Ainsi l'angle entre deux droites parallèles est nul et celui entre deux droites orthogonales est de 90° ou π/2 rad.
+
+L'angle de deux droites de vecteurs directeurs u et v peut se déterminer à l'aide du produit scalaire : c'est l'angle dont le cosinus vaut 
+
+
+
+
+
+
+
+|
+
+u
+⋅
+v
+
+|
+
+
+
+‖
+u
+‖
+‖
+v
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {|u\cdot v|}{\|u\|\|v\|}}}
+
+[17].
+
+On peut aussi considérer la notion voisine d'angle de deux axes, dans laquelle l'orientation des axes impose une unique valeur à l'angle qu'ils forment[18].
+
+Pour définir l'angle entre deux plans, ou angle dièdre, on considère l'angle que font leurs normales.
+
+Pour définir l'angle entre un plan et une droite, on considère l'angle α entre la droite et sa projection orthogonale sur le plan, ou encore l'angle complémentaire entre la droite et la normale au plan : on retranche l'angle β entre la droite et la normale au plan de l'angle droit (α = π/2 – β en radians).
+
+On définit également les angles solides : on prend un point (parfois appelé « point d'observation ») et une surface dans l'espace (la « surface observée »), l'angle solide est la portion de l'espace délimitée par le cône ayant pour sommet le point considéré et s'appuyant sur le contour de la surface. On mesure l'angle solide en calculant l'aire de la calotte découpée par le cône sur la sphère de rayon un et de centre le sommet du cône. L'unité de mesure d'angle solide est le stéradian (sr en abrégé), l'espace complet fait 4π sr.
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/2420.html.txt

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+
+Une exoplanète[4],[5], ou planète extrasolaire, est une planète située en dehors du Système solaire.
+
+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 :
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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.
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+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.
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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.
+
+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.
+
+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/2421.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].
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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].
+
+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.
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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.
+
+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.
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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.
+
+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.
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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.
+
+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/2422.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].
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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].
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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.
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+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.
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+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
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+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.
+
+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.
+
+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.
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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/2423.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.
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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.
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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/2424.html.txt

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+Le hautbois est un instrument de musique à vent de la famille des bois, de perce conique et dont le son est créé par la vibration d'une anche double au passage du souffle. Son timbre peut être puissant et sonore ou doux et charmeur, clair ou plein de rondeur et de chaleur. Le joueur de cet instrument est un hautboïste.
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+Connu dès l'antiquité, l'instrument a évolué dans l'espace et dans le temps avec une diversité qui n'a d'égale que la créativité des civilisations et cultures dans lesquelles cet instrument est encore utilisé de nos jours. Les hautbois traditionnels (bombarde, duduk, gaïta, hichiriki et autre zurna) et les hautbois modernes (musette, hautbois, hautbois d'amour, cor anglais et hautbois baryton, hautbois baroque, hautbois classique) forment une grande famille aux multiples facettes.
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+Utilisé en solo, musique concertante, musique de chambre, orchestre symphonique ou bande de hautbois, le hautbois moderne désigne, dans l'orchestre, l'ensemble de la famille. Selon Hector Berlioz (Traité d'instrumentation) : « le hautbois est avant tout un instrument mélodique ; il a un caractère agreste, plein de tendresse, je dirais même de timidité. La candeur, la grâce naïve, la douce joie, ou la douleur d'un être faible, conviennent aux accents du hautbois : il les exprime à merveille dans le cantabile. »
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+Les œuvres pour hautbois sont essentiellement issues des répertoires baroque (Johann Sebastian Bach), et classique (Wolfgang Amadeus Mozart), puis du renouveau du XIXe siècle (Robert Schumann) à nos jours (Nicolas Bacri).
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+C'est aussi le nom d'un des jeux d'anche de l'orgue, et également le nom du tuyau sur lequel la mélodie est jouée à la cornemuse.
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+De nombreux vestiges offrent des représentations de joueurs égyptiens[1]. Ils seraient les plus anciens connus. Puis on connaît bien les aulètes (joueur de l'aulos) grec, instrument simple ou double, mentionnés, entre autres, par Homère dans l'Iliade : « Et l'on entend sur Thèbes en flammes le son des auloi », ou les tibiquènes, joueurs de tibiae romains, copié de l'aulos grec.
+
+Les zurnas (ou zurla) se jouent encore aujourd'hui de la Turquie à la Tunisie ou en Macédoine ; les duduks (de perce cylindrique comme l'aulos ou le hichiriki de la musique gagaku japonaise) se trouvent dans le Caucase joué par les Arméniens, Azerbaïjanais et par les Kurdes, les toroksips et les tárogatós sont joués en Hongrie, les surnajs en Russie ; les alghaitas se retrouvent dans toute l'Afrique et même jusqu'en Birmanie ; les shenaïs sont utilisés dans la musique traditionnelle du nord de l'Inde, les nagasvarams plus au sud ; la Thaïlande a ses pinais ; en Chine, ce sont les suonas et au Japon les hichirikis. À Cuba, la trompette chinoise est une sorte de suona chinois jouée durant les carnavals. En Bretagne (France), la bombarde est traditionnellement sonnée en couple avec la cornemuse biniou. Dans les Landes, le hautbois traditionnel est appelé tchalemine mais il n'est pratiquement plus joué; il en va de même pour le clarin pyrénéen. Le graïle est quant à lui toujours bien vivant en Languedoc et accompagne notamment les joutes nautiques de Sète. "Graile" est une appellation impropre pour le hautbois du Bas-Languedoc joué aux joutes (appellation entre autres évoquée par Léonce Baumadier) dont le nom est "auboi" (prononcer auboy). Le graile est le hautbois du Haut-Languedoc (Tarn et Lacaune). On trouve aussi en Ariège l'aboès et dans le Lot l' amboesa (appelé aussi grailon (pron. graïlou). Ne pas oublier la famille des hautbois catalans avec les grallas -joués pour les castells entre autres, le tible, la ténora qui sonnent dans les coblas.
+
+À partir du XIIe siècle, l'observation des enluminures des manuscrits monastiques, des tapisseries, des sculptures et des tableaux où les représentations des différents hautbois ne manquent pas, donne une idée assez précise des instruments joués suivant les circonstances et les périodes (les musettes du Cantigas de Santa Maria par exemple).
+
+Déclinée en consort (dessus, haute-contre, taille, basse…), la chalemie, appelée aussi hautbois ancien, tournée d'une seule pièce, de perce large surtout au pavillon, donnera naissance aux discants, aux cromornes, aux ciaramellas ou aux pifferi italiens, aux dulzainas ou aux gralles catalanes, mais aussi aux bombardes, hautbois du Poitou ou autres hautbois du Languedoc… Hautbois est également le nom donné au tuyau mélodique de la cornemuse, du biniou, de la veuze ou de la musette baroque.
+
+En France, les chalemies et les cromornes font partie de l'univers musical de la cour des rois jusqu'aux fêtes de hameau ; le hautbois du Poitou distrait les soirées du roi Louis XI, les musettes font danser les paysans.
+
+À partir de 1650, les familles Hotteterre et Philidor, facteurs d'instruments, compositeurs, musiciens virtuoses, membres de la Musique de la Chambre & de la Grande Écurie du Roy, vont faire évoluer l'instrument, le divisant en trois parties (corps du haut, corps du bas et pavillon), affinant la perce, ajustant le trou des notes, ajoutant une clé de do grave en forme de W (permettant l'alternance de la position des mains) et une clé de mi
+
+
+
+♭
+
+
+{\displaystyle \flat }
+
+. Abandonnant définitivement les « pirouettes » et les « capsules », ils imposent le contrôle de l'anche par les lèvres pour exprimer toutes les finesses du son (différence révolutionnaire avec tous les autres instruments de la famille). Ils sont considérés comme les créateurs du hautbois baroque.
+
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+En 1664, Jean-Baptiste Lully, surintendant de la Cour, écrit une marche pour ces nouveaux hautbois, les intègre à « La Grande Écurie du Roy » de Louis XIV, institution datant de François Ier, supprimant progressivement les pupitres des instruments plus anciens, comme les cromornes. Déclinés en plusieurs tailles, ils font également leur entrée dans la musique des mousquetaires et dès lors, avec les bassons, prennent leur essor dans l'Europe entière. Si les bandes de hautbois (surtout militaires) sont appréciées, l'instrument s'impose surtout dans l'orchestre symphonique naissant, accompagnant les fêtes, les opéras, les ballets de cour, les oratorios, les cantates… Il triomphe également comme soliste, en sonates, en concertos et en musique de chambre.
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+De nombreux compositeurs de l'époque baroque vont écrire pour ces hautbois[3], hautbois d'amour[4], de chasse (« da caccia »)[5], cors anglais[6], tailles de hautbois et hautbois barytons (plus rares, mais certains ayant déjà vers 1680, la forme du saxophone[7] !). Le XVIIIe siècle sera véritablement l'âge d'or du hautbois (voir le chapitre Répertoire).
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+Le hautbois de la période classique, du milieu du XVIIIe siècle au début du XIXe siècle, ne varie pas beaucoup par rapport à son prédécesseur. Pour simplifier les doigtés, particulièrement les « fourches » et les trilles, pour augmenter la tessiture (jusqu'au contre-fa) avec des recherches très empiriques, les clés deviennent progressivement plus nombreuses (do# grave, fa, sol#, clé d'octave), mais globalement, la forme et la perce restent relativement les mêmes. Il n'est d'ailleurs pas rare que les clés soient rajoutées longtemps après la fabrication de l'instrument[8].
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+Au début du XIXe siècle, la facture des instruments de la famille des bois subit une révolution fondamentale : Theobald Boehm invente pour la flûte traversière un système de clés et de plateaux pour boucher les différents trous. Le diamètre des trous ne dépend plus de la largeur des doigts et un plateau peut commander l'ouverture ou la fermeture de plusieurs trous. Un système de tringle pivotante, muni de ressorts plats ou en aiguille, permet d'actionner le bouchage des trous hors d'atteinte.
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+Pour le hautbois, après quelques tâtonnements, ce sont Guillaume Triébert et ses fils Charles-Louis (professeur de hautbois au Conservatoire de Paris) et Frédéric, qui adaptent, perfectionnent et font évoluer le mécanisme, repensant également la perce. Leurs successeurs, François et Lucien Lorée (en), fabriquent le modèle « Conservatoire » à plateaux qui sera rapidement adopté par tous les hautboïstes.
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+Le terme « hautbois » désigne tout instrument à anche double mise directement dans la bouche ou enfermée dans une « capsule » (tube recouvrant l'anche, comme l'alboka basque), mise en vibration par le souffle. Parfois, les lèvres s'appuient sur une pirouette – anneau de cuir, d'os ou de métal fixé au milieu du bocal (tube sur lequel est ligaturée l'anche), dans le cas du jeu avec le souffle continu, afin que les lèvres du joueur puisse s'appuyer. En occident et dans le monde arabo-musulman, les hautbois sont de perce conique et l'instrument octavie quand le son est forcé, tandis que le hautbois à perce cylindrique comme le duduk du Caucase, le hichiriki japonais (et la clarinette qui est à anche simple) quintoient. Le corps de l'instrument est en os (voire en ivoire pour certains aulos et tibia), en corne (le pavillon et parfois la partie proche de la bouche), en roseau, en bois, en matière synthétique, plus rarement en métal. Le timbre peut être extrêmement sonore ou au contraire très doux : une diversité qui n'a d'égale que la grande variété des instruments issus des différentes civilisations et des nombreuses cultures dans lesquelles il est encore utilisé actuellement.
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+Pour le hautbois occidental, les facteurs ont recherché les bois les plus durs, de grande densité, avec des fibres fines et régulières comme essentiellement le buis, mais aussi le merisier (cerisier sauvage), le bois de rose (palissandre) ou le poirier. Certains hautbois baroques ont même été tournés en ivoire.
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+Au XIXe siècle, l'ajout des clés et la multiplicité des trous a imposé le bois le plus résistant : l'ébène, plus précisément le bois de grenadille ou Dalbergia melanoxylon. Actuellement, l'ébène domine encore, mais les bois exotiques comme le cocobolo ou le bois de violette apportent des nouvelles sonorités et sensations aux hautboïstes. Certains facteurs ont même construit des hautbois en métal ou en altuglas (polyméthacrylate de méthyle) une sorte de plexiglas (Marigaux). Dernière évolution technologique, Buffet Crampon fabrique ses instruments de la gamme « Green Line » sur la base du matériau composite le plus moderne, breveté, constitué de 95 % de poudre d’ébène, 5 % de fibres de carbone et de résine époxy[9].
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+La perce, de 4 mm à la base du tube de l’anche passe à 16 mm à la l’extrémité du corps du bas (soit sur 480 mm), puis s’évase à 38 mm à la base du pavillon (sur 110 mm).
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+Quelque 23 trous, masqués par un clétage complexe fabriqué en maillechort (alliage de cuivre, de nickel et de zinc), façonné le plus souvent à la main, ajusté, poncé, limé, soudé, argenté ou même aurifié, des ressorts plats ou en aiguille, des tringles pivotantes fixées sur une cinquantaine de boules vissées dans le bois, 6 plateaux/anneaux et une vingtaine de clés/spatules pour ouvrir et fermer ces trous… Tout ce mécanisme permet la centaine de doigtés de notes, de trilles et de sons multiples possibles sur un hautbois moderne.
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+L'orchestre philharmonique de Vienne utilise un hautbois conçu au début du XXe siècle par Hermann Zuleger et demeuré sans changement notable jusqu'à présent. Il est caractérisé par une perce, un clétage et une anche particuliers qui lui donnent la couleur propre à cet orchestre. L'Akademiemodel est exclusivement utilisé à Vienne et diffère nettement du hautbois français employé partout ailleurs. Il n'est fabriqué que par de très rares facteurs comme Guntram Wolf ou Yamaha.
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+Voir la liste dans la page Catégorie:Hautbois en bas de page.
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+Une anche de hautbois est constituée de deux fines lamelles de roseau ligaturées sur un tube. C'est elle qui, sollicitée par le souffle, vibre et produit le son.
+Le plus souvent fabriquées par les hautboïstes eux-mêmes, les anches doivent être adaptées au souffle (la vitesse et le volume d’air), à l’embouchure (forme des dents et des lèvres), à la pression de la mâchoire, à la température, à l’hygrométrie et même à la pression atmosphérique.
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+Le roseau, choisi pour ses fibres très fines et sa souplesse sans mollesse, est séché, coupé, fendu, gougé et taillé, plié pour être ligaturé sur un tube avec un fil de nylon[10]. Commence alors l’opération délicate : le "grattage[11]". Après avoir séparé les deux lamelles, il faut effiler ou raboter finement l’extrémité à l’aide d’un couteau ou d'un rasoir. Pour une bonne vibration, l’épaisseur et la forme de ce grattage doivent être précis[12]. En France elle est communément grattée en U ou en W et montée à environ 7,4 cm
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+L’œuvre la plus célèbre du répertoire pour hautbois baroque est probablement le Concerto en ré mineur d'Alessandro Marcello longtemps attribué à son frère Benedetto, dont Johann Sebastian Bach a réalisé une transcription pour clavier.
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+Si le hautbois baroque apparaît au milieu du XVIIe siècle — généralement date de sa première prestation dans un orchestre du ballet L’Amour malade de Jean-Baptiste Lully, en 1657 — il faut attendre le début du siècle suivant pour voir réellement apparaître des œuvres composées spécifiquement pour le hautbois. Dans la musique française, beaucoup sont en réalité des œuvres pour un ou plusieurs instrument(s) de “dessus” (instrument aigu : violon, flûte traversière ou à bec, hautbois, dessus de viole, etc.) et la basse continue, comme les Concerts royaux et Goûts réunis de François Couperin.
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+Pierre Danican Philidor compose et fait publier trois livres des pièces dont chacun est en deux parties : d’abord des suites à deux flûtes, puis des suites à un instrument de dessus et le basse continue. L’ordre des mots dans le titre invite à penser que les suites pour dessus et basse ont été pensées pour le hautbois. En effet, les premières suites (deux ou trois, selon les livres) sont indiquées « à deux flûtes traversières seules », tandis que les dernières (également deux ou trois, selon les livres) sont « dessus et basse, pour les hautbois, flûtes, violons, etc. » À titre de comparaison, dans les titres de livres de Jacques Hotteterre, la flûte est toujours indiquée en premier. Cette disposition invite à penser que ceux de Pierre Danican Philidor ont été conçus pour le hautbois.
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+Joseph Bodin de Boismortier composera également spécifiquement pour le hautbois. Signalons enfin qu’une sonate d’Antoine Dornel, en sol majeur (dans les Concerts de symphonies, IIIe livre), est indiquée « pour le hautbois avec la basse », sans alternative instrumentale.
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+Le répertoire pour hautbois va beaucoup se développer en Italie — où Antonio Vivaldi composera plusieurs concertos pour un ou deux hautbois, et pour hautbois et basson — mais surtout dans l’aire germanique. Ainsi, les deux ou trois sonates pour hautbois du même Vivaldi — RV 53 en do mineur, RV 28 en sol mineur et RV 34 en si bémol majeur, dont l’attribution au hautbois est moins nette[13] — semblent avoir été composées à Dresde.
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+Parmi les compositeurs qui ont beaucoup écrit pour le hautbois, il faut signaler Georg Philipp Telemann, compositeur de nombreuses sonates pour hautbois et basse continue, de concertos, d’une sonate pour hautbois et clavecin obligé, de sonates en trio, etc. Johann Sebastian Bach avait écrit un concerto pour hautbois et un concerto pour hautbois d’amour. Tous deux nous sont parvenus dans des versions remaniées ultérieurement par Bach pour clavecin et orchestre. À partir de ces versions, des reconstitutions des deux concertos originels — concerto pour hautbois en fa majeur, concerto pour hautbois d’amour en la majeur — ont été proposées et enregistrées. De nombreux solos de hautbois se trouvent également dans les passages instrumentaux (introductions ou sinfonie, par exemple dans la BWV 12) et dans les arias des cantates et des Passions.
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+L’Angleterre a également prisé le hautbois. Outre les trois sonates et quelques solos dans des airs d’opéras et d’oratorios de Georg Friedrich Händel, plusieurs compositeurs, comme Thomas Vincent, William Babell et Filippo Prover, feront publier des recueils de sonates pour hautbois et basse. L’Italie, déjà évoquée, n’est pas en reste, avec les œuvres de Vivaldi, mais aussi Tomaso Albinoni, Alessandro Marcello, Giuseppe Sammartini, etc.
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+RV53 Sonate, en do mineur, pour hautbois et basse continue
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+Les Sonates pour musette, vielle, flûte, hautbois ou violon et basse continue, RV 54–59, publiées dans Il Pastor fido, attribuée à Vivaldi, sont en réalité de Nicolas Chédeville.
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+RV81 Sonate (trio), en sol mineur, pour 2 hautbois et basse continue
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+RV87 Concerto, en do majeur, pour flûte à bec, hautbois, 2 violons et basse continue
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+RV88 Concerto, en do majeur, pour flûte traversière, hautbois, violon, basson et basse continue
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+RV90 Concerto, en ré majeur, pour flûte traversière/violon, hautbois/violon, violon, basson/violoncelle et basse continue "Il Gardellino" [Relié à RV428]
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+RV94 Concerto, en ré majeur, pour flûte à bec, hautbois, violon, basson et basse continue
+
+RV95 Concerto, en ré majeur, pour flûte à bec/violon, hautbois/violon, violon, basson/violoncelle et basse continue "La Pastorella"
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+RV97 Concerto, en fa majeur, pour viole d'amour, 2 cors, 2 hautbois, basson et basse continue
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+RV98 Concerto, en fa majeur, pour flûte traversière, hautbois, violon, basson et basse continue "La tempesta di mare" [Relié à RV433 et 570]
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+RV99 Concerto, en fa majeur, pour flûte traversière, hautbois, violon, basson et basse Continue [Relié à RV571]
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+RV101 Concerto, en sol majeur, pour flûte à bec, hautbois, violon, basson et basse Continue [Relié à RV437]
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+RV103 Concerto, en sol mineur, pour flûte à bec, hautbois, basson et basse continue
+
+RV105 Concerto, en sol mineur, pour flûte à bec, hautbois, violon, basson et basse continue
+
+RV107 Concerto, en sol mineur, pour flûte traversière, hautbois, violon, basson et basse Continue [Indexé aussi sous P360]
+
+RV446 Concerto, en do majeur, pour hautbois, cordes et basse continue
+
+RV447 Concerto, en do majeur, pour hautbois, cordes et basse continue [Relié à RV448 et 470]
+
+RV448 Concerto, en do majeur, pour hautbois, cordes et basse continue [Relié à RV447 et 470]
+
+RV449 Concerto, en do majeur, pour hautbois, cordes et basse continue (orgue) [Relié à RV178]
+
+RV450 Concerto, en do majeur, pour hautbois, cordes et basse continue [Relié à RV471]
+
+RV451 Concerto, en do majeur, pour hautbois, cordes et basse continue
+
+RV452 Concerto, en do majeur, pour hautbois, cordes et basse continue
+
+RV453 Concerto, en ré majeur, pour hautbois, cordes et basse continue
+
+RV454 Concerto, en ré mineur, pour hautbois, cordes et basse continue (orgue) [Relié à RV236]
+
+RV455 Concerto, en fa majeur, pour hautbois, cordes et basse continue
+
+RV456 Concerto, en fa majeur, pour hautbois, cordes et basse continue [Authenticité douteuse]
+
+RV457 Concerto, en fa majeur, pour hautbois, cordes et basse continue [Relié à RV485]
+
+RV458 Concerto, en fa majeur, pour hautbois, cordes et basse continue
+
+RV459 Concerto, en sol mineur, pour hautbois, cordes et basse continue (orgue) [Incomplet]
+
+RV460 Concerto, en sol majeur, pour hautbois, cordes et basse continue (orgue) [Relié à RV334]
+
+RV461 Concerto, en la mineur, pour hautbois, cordes et basse continue
+
+RV462 Concerto, en la mineur, pour hautbois, cordes et basse continue
+
+RV463 Concerto, en la mineur, pour hautbois, cordes et basse continue [Relié à RV500]
+
+RV464 Concerto, en si
+
+
+
+♭
+
+
+{\displaystyle \flat }
+
+ majeur, pour hautbois, cordes et basse continue (orgue)
+
+RV465 Concerto, en si
+
+
+
+♭
+
+
+{\displaystyle \flat }
+
+ majeur, pour hautbois, cordes et basse continue (orgue)
+
+RV534 Concerto, en do majeur, pour 2 hautbois, cordes et basse continue (clavecin)
+
+RV535 Concerto, en ré mineur, pour 2 hautbois, cordes et basse continue
+
+RV536 Concerto, en la mineur, pour 2 hautbois, cordes et basse continue
+
+RV543 Concerto, en fa majeur, pour violon, hautbois, cordes et basse continue [Relié à RV139]
+
+RV545 Concerto, en sol majeur, pour hautbois, basson, cordes et basse continue
+
+RV548 Concerto, en si
+
+
+
+♭
+
+
+{\displaystyle \flat }
+
+ majeur, pour violon, hautbois, cordes et basse continue
+
+RV 554 Concerto, en do majeur, pour violon, orgue/violon, hautbois, cordes et basse continue
+
+RV555 Concerto, en do majeur, pour 3 violons, hautbois, 2 flûtes à bec, 2 violes, 2 salmoè, 2 violoncelles, 2 clavecins, cordes et basse continue
+
+RV556 Concerto, en do majeur, pour 2 violons, 2 flûtes à bec, 2 hautbois, 2 trompettes, basson, cordes et basse continue "Per la Solennita di S. Lorenzo"
+
+RV557 Concerto, en do majeur, pour 2 violons, 2 hautbois, cordes et basse continue [2 flûtes à bec et basson dans le 2e mouvement]
+
+RV559 Concerto, en do majeur, pour 2 hautbois, 2 clarinettes, cordes et basse continue
+
+RV560 Concerto, en do majeur, pour 2 hautbois, 2 clarinettes, cordes et basse continue
+
+RV562 Concerto, en ré majeur, pour violon, 2 hautbois, 2 cors, altos et basse continue (orgue ou clavecin) "Per la Solennita di S. Lorenzo" [Relié à RV562A]
+
+RV562a Concerto, en ré majeur, pour violon, 2 hautbois, 2 cors, timbales cordes et basse Continue [Mouvement lent différent de RV562]
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+RV563 Concerto, en ré majeur, pour violon, 2 hautbois, cordes et basse continue [Voir RV781]
+
+RV564a Concerto, en ré majeur, pour 2 violons, 2 hautbois, basson, cordes et basse continue [Instrumentation différente de RV564 - Version douteuse]
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+RV566 Concerto, en ré mineur, pour 2 violons, 2 flûtes à bec, 2 hautbois, basson, cordes et basse continue
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+RV568 Concerto, en fa majeur, pour violon, 2 hautbois, 2 cors, basson, cordes et basse continue (clavecin)
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+RV569 Concerto, en fa majeur, pour violon, 2 hautbois, 2 cors, basson, cordes et basse continue (clavecin) [Violoncelle solo au finale]
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+RV570 Concerto, en fa majeur, pour flûte traversière, hautbois, basson, cordes et basse continue Tempesta di mare
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+RV571 Concerto, en fa majeur, pour violon, 2 hautbois, 2 cors, basson, cordes et basse continue (orgue ou clavecin) [Relié à RV99 - Violoncelle solo dans 1er mouvement]
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+RV572 Concerto, en fa majeur, pour violon, violoncelle, 2 flûtes traversière, 2 hautbois, cordes et basse continue. (clavecin) "Il Proteo o sia il Mondo al Rovescio"
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+RV573 Concerto, en fa majeur, pour 2 hautbois, 2 cors, 2 bassons, cordes et basse continue [Perdu]
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+RV574 Concerto, en fa majeur, pour violon, 2 hautbois, 2 trombonnes, basson, cordes et basse continue (orgue ou clacevin) [Violoncelle solo dans le Final]
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+RV576 Concerto, en sol mineur, pour violon, hautbois, 2 flûtes à bec, 2 hautbois, basson, cordes et basse continue (clavecin)
+
+RV577 Concerto, en sol mineur, pour 2 violons, 2 flûtes à bec, 2 hautbois, basson, cordes et basse continue "Per l'Orchestra di Dresda"
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+RV579 Concerto, en si
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+♭
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+
+{\displaystyle \flat }
+
+ majeur, pour violon, hautbois, salmoe, 3 violes, cordes et basse continue "Concerto funèbre"
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+RV779 Sonate, en do majeur, pour violon, hautbois, orgue et basse continue ou 2 violons, hautbois et basse continue
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+RV781 Concerto, en ré majeur, pour 2 hautbois, cordes et basse continue [2ème mouvement : cordes et basse continue seulement - Relié à RV563]
+
+Anh16 Concerto, en ré mineur, pour hautbois, cordes et basse continue [Attribuée à Alessandro Marcello]
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+Anh17 Concerto, en sol mineur, pour violon, hautbois, cordes et basse continue [Attribué à Telemann]
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+Si Johann Sebastian Bach est le champion de la musique baroque pour l'instrument, Wolfgang Amadeus Mozart est le phénix de la période classique. Outre le Concerto en ut (qu'il réécrira pour la flûte traversière), le Quatuor en fa avec trio à cordes, tous les passages remarquables dans les opéras, symphonies et œuvres religieuses, il faut noter sa musique de chambre pour ensemble à vent où le hautbois tient un rôle prépondérant, les six sextuors pour 2 hautbois, 2 cors et 2 bassons ou les 2 sérénades pour 2 hautbois, 2 clarinettes, 2 cors et 2 bassons par exemple.
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+Le Concerto en ut qui lui est attribué n'est pas de Joseph Haydn (probablement d'un de ses élèves), mais ses cinq concertos pour deux lyres ont été adaptés pour flûte et hautbois. Salieri en composa un pour la même formation.
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+Le Concerto en ut mineur de Domenico Cimarosa rendu célèbre par Pierre Pierlot est un arrangement réussi d'œuvres pour clavecin.
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+Ayant entendu en décembre 1793 un trio pour 2 hautbois et cor anglais du hautboïste-compositeur Jan Vent (ou Wenth) (1745-1801), le jeune Ludwig van Beethoven composa deux œuvres pour cette formation : les Variations sur "La ci darem la mano" de Mozart et le Trio en ut majeur op. 87. Seules des ébauches de son Concerto en fa majeur pour hautbois et orchestre ont été retrouvées, mais il montre à de multiples reprises son attachement à l'instrument comme dans sa symphonie n°3 dans le deuxième mouvement à partir de la 9e mesure ou dans la symphonie n°6 dans le troisième mouvement à partir de la 91e mesure. À citer également, le solo poignant dans le 1er mouvement de la symphonie n°5 à partir de la 268e mesure.
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+La Grande Symphonie de Franz Schubert est un véritable concerto pour hautbois : dans le deuxième mouvement, après le solo des cordes graves, il annonce l'un des thèmes principaux qui revient à plusieurs reprises.
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+L'originalité du Concertino de Carl Maria von Weber est d'être écrit pour hautbois et petit orchestre d'harmonie, montrant l'intérêt souvent méconnu des compositeurs de cette époque pour cette formation.
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+L'Introduction, thème et variations op. 102 de Johann Nepomuk Hummel, magnifiquement interprété par Jacques Chambon, a été composé vers 1825 à Weimar.
+
+Le guitariste Napoléon Coste, outre une Fantaisie de concert pour deux hautbois op. 35, composa quelques œuvres pour hautbois et guitare pour lui et son ami Charles-Louis Triébert dont la Cavatine op. 37.
+
+Le pupitre de hautbois est constitué des instruments de la famille moderne, en nombre plus ou moins important selon les œuvres. Les parties de cor anglais ou de hautbois d'amour sont jouées par l'un des hautboïstes. La musette (hautbois piccolo) fait parfois son apparition (Concerto n° 2 de Bruno Maderna).
+
+Pour comparer le timbre de la flûte, du hautbois, de la clarinette et du basson, écouter les quarante premières secondes de la Danse des cygnes (tempo di valse) : à deux reprises le même thème est joué, à quelques variations près, par chaque instrument (du plus aigu au plus grave de la famille des bois). Ce thème est repris plusieurs fois durant le morceau, chaque fois succédant au tout premier thème exposé dès le début de la "Danse".
+
+Traditionnellement, le hautbois donne le la à l'orchestre pour accorder les instruments. Cela s'explique par la richesse du timbre du hautbois en harmoniques de tous rangs dans le spectre audible, qui fournit de nombreux repères facilitant l'accord des autres instruments. Cela s'explique aussi par les possibilités très restreintes d'accord du hautbois.
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+Tous les types de formation sont autorisés, du duo à l'orchestre de chambre, en passant par le quintette et le nonette, en ensembles exclusivement à vent ou en ensembles mixtes.
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+Le hautbois et le cor anglais sont fréquemment utilisés dans les musiques de film, pour leur timbre particulièrement évocateur.
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+Quelques exemples :
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+Dans la chanson française des années 1950 à 1970, où l'instrumentarium de l'orchestre symphonique domine, le hautbois est aussi employé pour son timbre évocateur. Par exemple :
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+Le hautbois est un instrument encore rare en jazz, certains artistes en jouent, développant ainsi son entrée dans les musiques improvisées :
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+L'enseignement du hautbois est dispensé par des musiciens qui partagent leur temps entre leur activité de concertiste, chambriste ou musicien d'orchestre, et celle de pédagogue au sein des centres d'enseignement spécialisé de la musique, fonction nécessaire à la formation des futures générations.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/2425.html.txt

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+Burkina Faso
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+12° 22′ N, 1° 31′ O
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+Le Burkina Faso (prononciation : /buʁ.ki.na fa.so/), littéralement « Pays des Hommes intègres », couramment appelé Burkina, ancienne république de Haute-Volta, est un pays d'Afrique de l'Ouest sans accès à la mer. Il est entouré par le Mali au nord-ouest, le Niger au nord-est, le Bénin au sud-est, le Togo au sud-est, le Ghana au sud et la Côte d'Ivoire au sud-ouest. Étonnamment, géographiquement parlant la carte du Burkina Faso ressemble assez à la carte de la République centrafricaine, pays étant également un territoire tout aussi enclavé.
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+La capitale Ouagadougou est située au centre du pays. Le Burkina Faso est membre de l'Union africaine (UA), de la Communauté économique des États de l'Afrique de l'Ouest (CEDEAO), l'Organisation pour l'harmonisation en Afrique du droit des affaires (OHADA) et l'Organisation de la coopération islamique. C'est l'un des dix pays les moins développés du monde, avec un indice de développement humain de 0,402 en 2015[7].
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+Ancienne colonie française, la Haute-Volta obtient l'indépendance le 5 août 1960. Le nom actuel du pays, Burkina Faso, date du 4 août 1984, sous la présidence du révolutionnaire Thomas  Isidore Sankara. Combinaison de deux mots dans deux langues principales du pays, il signifie « la patrie des hommes intègres » — Burkina se traduisant par « intégrité, honneur » en mooré, et Faso se traduisant par « territoire, terre ou patrie » en dioula[8],[9].
+
+La Constitution nationale[10] nomme les habitants du Burkina Faso les Burkinabè (mot invariable en genre et en nombre), où le suffixe bè se traduit par « habitant » (homme ou femme) en peul. Le choix de ce mélange de langues (fondé sur trois idiomes ayant le statut de langues nationales — mooré, dioula(malinké) et le peul — avec le français) dans la dénomination du pays et de ses habitants, traduit la volonté d'unification d'une société multi-ethnique (plus de 60 ethnies)[11]. Dans la francophonie, les habitants du Burkina peuvent être désignés comme Burkinabè (mot invariable en genre et en nombre)[2].
+
+On utilise les termes Burkina ou Burkina Faso dans les usages courants, et Burkina Faso dans les usages officiels. D'après la Constitution du Burkina Faso, « le Faso est la forme républicaine de l'État »[10]. Le terme « Faso » remplace donc le terme « république » : « république du Burkina Faso » ou « république du Burkina » ne sont pas employés à l'intérieur du pays. De même on utilise officiellement « président du Faso » au lieu de « président de la République ».
+
+Comme pour tout l'ouest de l'Afrique, le Burkina Faso a connu un peuplement très précoce, avec notamment des chasseurs-cueilleurs dans la partie nord-ouest du pays (12 000 à 5 000 ans avant l'ère chrétienne), et dont des outils (grattoirs, burins et pointes) ont été découverts en 1973. La sédentarisation est apparue entre 3 600 et 2 600 avant l'ère chrétienne avec des agriculteurs, dont les traces des constructions ont laissé envisager une installation relativement pérenne. L'emploi du fer, de la céramique et de la pierre polie s'est développé entre 1 500 et 1 000 avant l'ère chrétienne, ainsi que l'apparition de préoccupations spirituelles, comme en témoignent les restes d'inhumation découverts.
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+Des vestiges attribués aux Dogons ont été découverts dans la région du Centre-Nord, du Nord et du Nord-Ouest. Or ceux-ci ont quitté le secteur entre le XVe siècle et le XVIe siècle pour s'installer dans la falaise de Bandiagara. Par ailleurs, des restes de murailles sont localisés dans le sud-ouest du Burkina Faso (ainsi qu'en Côte d'Ivoire), mais leurs constructeurs n'ont à ce jour pas pu être identifiés avec certitude. Les ruines de Loropéni, situées près des frontières de la Côte d'Ivoire et du Ghana, sont aujourd'hui reconnues site du Patrimoine mondial.
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+Avant la colonisation, le territoire actuel du Burkina Faso était partagé entre différents royaumes ou chefferies[12] :
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+On trouve peu de témoignages sur cette époque au Burkina Faso. Toutefois, une chronologie des royaumes mossis existe.
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+Les Européens ont eu peu de contacts avec le Mossi, ainsi que l'on désignait ce territoire, et ils se sont produits peu avant la colonisation. Le compte rendu Du Niger au Golfe de Guinée du voyage de Louis-Gustave Binger (1856-1936) relate son séjour, en juin 1888, chez Boukary, le frère du Moro Naba Sanem de Ouagadougou. Lequel Boukary devait devenir le Moro Naba Wobgho qui résista aux Français, avec des moyens bien limités devant leurs armes modernes. Binger décrit un royaume organisé suivant un système féodal[13].
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+En 1896, le royaume mossi de Ouagadougou devient un protectorat français. En 1898, la majeure partie de la région correspondant à l'actuel Burkina Faso est conquise. En 1904, ces territoires sont intégrés à l'Afrique-Occidentale française au sein de la colonie du Haut-Sénégal et Niger.
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+De nombreux habitants participèrent à la Première Guerre mondiale au sein des bataillons de tirailleurs sénégalais. En 1915 et 1916 a lieu la guerre du Bani-Volta pour protester contre les recrutements forcés. Près de 30 000 personnes furent tuées par les troupes de l'Afrique-Occidentale française. Le 1er mars 1919, Édouard Hesling devient le premier gouverneur de la nouvelle colonie de Haute-Volta. Celle-ci est démembrée le 5 septembre 1932 et le territoire est partagé entre la Côte d'Ivoire, le Mali et le Niger.
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+La population indigène est fortement discriminée. Par exemple, les enfants africains n'ont pas le droit d'utiliser une bicyclette ou de cueillir des fruits aux arbres, "privilèges" réservés aux enfants des colons. Contrevenir à ces règlements pouvait mener les parents en prison[14].
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+Le 4 septembre 1947, la Haute-Volta est reconstituée dans ses limites de 1932. Le 11 décembre 1958, elle devient la république de Haute-Volta, une république membre de la Communauté française, et elle accède à l'indépendance le 5 août 1960. Le nom Burkina Faso est adopté le 4 août 1984.
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+Le premier président de la république de Haute-Volta est Maurice Yaméogo. Le 4 janvier 1966, le lieutenant-colonel Sangoulé Lamizana le remplace au pouvoir après un soulèvement populaire[15]. Au début des années 1980, la Haute-Volta est l'un des pays les plus pauvres du monde : un taux de mortalité infantile estimé à 180 pour 1000, une espérance de vie se limitant à 40 ans, un taux d’analphabétisme allant jusqu’à 98 %, et un produit intérieur brut par personne de 53 356 francs CFA (soit 72 euros)[15].
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+Le 25 novembre 1980, un coup d'État militaire porte le colonel Saye Zerbo au pouvoir. Celui-ci est renversé en 1982 par un autre coup d'État militaire qui place le médecin commandant Jean-Baptiste Ouédraogo à la tête de l'État et le capitaine Thomas Sankara à la tête du gouvernement. Ce premier entre en conflit avec Sankara et le limoge de son poste de Premier ministre en mai 1983. Trois mois plus tard, le 4 août 1983, Thomas Sankara effectue un nouveau putsch et instaure le Conseil national de la révolution (CNR) d'orientation marxiste. Le 4 août 1984, le président Sankara rebaptise son pays Burkina Faso. Son gouvernement défend la transformation de l’administration, la redistribution des richesses, la libération de la femme, la mobilisation de la jeunesse et des paysans dans les luttes politiques, la lutte contre la corruption, etc.[15]
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+Thomas Sankara retire aux chefs traditionnels les pouvoirs féodaux qu'ils continuaient d'exercer. Il crée les CDR (Comités de défense de la révolution), qui sont chargés localement d'exercer le pouvoir, gérant la sécurité, la formation politique, l'assainissement des quartiers, la production et la consommation de produits locaux ou encore le contrôle budgétaire des ministères. Cette politique visait à réduire la malnutrition, la soif (avec la construction massive par les CDR de puits et retenues d'eau), la diffusion des maladies (grâce aux politiques de « vaccinations commandos », notamment des enfants, burkinabés ou non) et l'analphabétisme (l'analphabétisme est passé pour les hommes de 95 % à 80 %, et pour les femmes de 99 % à 98 %, grâce aux « opérations alpha »). Des projets de développement sont également portés par les CDR, comme l'aménagement de la « Vallée de la Sourou » destiné à irriguer 41 000 hectares[14].
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+Les dépenses de fonctionnement diminuent pour renforcer l'investissement. Les salaires sont ponctionnés de 5 à 12 % mais les loyers sont déclarés gratuits pendant un an. En 1986, le Burkina Faso atteint son objectif de deux repas et de dix litres d'eau par jour et par personne. Soucieux d'environnement, Sankara dénonce des responsabilités humaines dans l'avancée du désert. En avril 1985, le CNR lance ainsi les « trois luttes » : fin des coupe de bois abusives et campagne de sensibilisation concernant l'utilisation du gaz, fin des feux de brousse et fin de la divagation des animaux. Le gouvernement mène des projets de barrages alors que des paysans construisent parfois eux-mêmes des retenues d'eau. Thomas Sankara critique également le manque d'aide de la France, dont les entreprises bénéficient pourtant en majorité des marchés liés aux grands travaux. Symboliquement, une journée du marché au masculin est instaurée pour sensibiliser au partage des taches ménagères. Sankara avance aussi l'idée d'un « salaire vital », prélevé à la source d'une partie du salaire de l'époux pour le reverser à l’épouse[14].
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+En décembre 1985, une courte guerre frontalière, la guerre de la Bande d'Agacher, oppose le Burkina Faso au Mali. Elle s'achève grâce à la médiation du Nigeria et de la Libye : la bande de territoire contestée est partagée entre les deux États, en décembre 1986, par un jugement de la Cour internationale de justice[16].
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+Le capitaine Blaise Compaoré prend le pouvoir lors d'un putsch le 15 octobre 1987. Au cours de ces événements, il aurait fait assassiner son prédécesseur Thomas Sankara. La mort de ce dernier est sujette à controverses[17]. La période suivant le coup d'État est baptisée « Rectification » par Blaise Compaoré.
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+Une nouvelle constitution est adoptée par référendum et le 1er décembre 1991, Blaise Compaoré est élu président de la République (taux d'abstention : 74 %). Il est réélu en 1998, 2005 et en 2010.
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+Les violences policières et les meurtres d'opposants au président Blaise Compaoré scandent les décennies 1990 et 2000 : Dabo Boukary en 1990 ; deux étudiants en 1995 ; Flavien Nébié (12 ans) en 2000. Tous étaient militants ou manifestants[18]. Le Burkina Faso connaît aussi des mouvements d'émeutes : en 1998 après l'assassinat du journaliste Norbert Zongo, en 2006 avec l'arrestation de certains étudiants à la suite d'une conférence de presse à l'université de Ouagadougou, en 2007-2008 contre le coût élevé de la vie[18]. En juin 2008, l'université de Ouagadougou connaît une grève massive, qui se solde par une reprise en main brutale de l'université par le pouvoir : suppression de toutes les prestations sociales étudiantes (bourses, restauration, résidences universitaires vidées en deux jours) après tirs à balles réelles sur les étudiants[19]. La révolte de 2011 secoue le pays en même temps que le Printemps arabe.
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+En 1999, à la suite de la loi ivoirienne de 1998 sur le domaine foncier rural, un conflit foncier a lieu à Tabou, en Côte d'Ivoire, entre Burkinabè et Ivoiriens. 17 000 d'entre eux fuient au Burkina Faso. En septembre 2000, de nouveau, un conflit foncier, à San-Pédro cette fois, provoque l'évacuation d'un millier de Burkinabè. Enfin, en 2001, à la suite de l'élection de Laurent Gbagbo, des émeutes se multiplient. 80 000 Burkinabés rentrent au Burkina Faso[20].
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+Le 30 octobre 2014, Blaise Compaoré fait face à un soulèvement populaire contre son projet de modification de l'article 37 de la loi fondamentale limitant le nombre de mandats présidentiels, afin de se représenter en 2015[21]. À la suite des émeutes, Blaise Compaoré quitte le pouvoir et le chef d'état-major des armées.
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+Honoré Traoré annonce la création d'un « organe de transition », chargé des pouvoirs exécutif et législatif, dont l'objectif est un retour à l'ordre constitutionnel « dans un délai de douze mois »[22]. Le 1er novembre 2014, l'armée publie un communiqué qui affirme son soutien à Isaac Zida comme président de transition[23]. Honoré Traoré en est un des signataires, ce qui implique son renoncement au pouvoir[24]. Le 17 novembre 2014, le diplomate Michel Kafando est nommé président de transition[25]. Il nomme Isaac Zida Premier ministre.
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+Le 17 septembre 2015, des militaires du Régiment de sécurité présidentielle (RSP) retiennent en otage le président et le Premier ministre et annoncent la dissolution du gouvernement transitoire[26]. Gilbert Diendéré, ancien chef d'état-major particulier de l'ancien président Blaise Compaoré, se proclame chef d'État, dans un climat de tensions importantes au sein du pays[27]. Le coup d'État entraîne la suspension du Burkina Faso parmi les membres de l'Union africaine[28]. Le 22 septembre 2015, l'armée entre à Ouagadougou pour exiger la reddition des putschistes[29]. Le jour-même, le chef des putschistes annonce que le président de la transition sera « remis en selle » après que la Communauté économique des États de l'Afrique de l'Ouest a demandé à son régiment de déposer les armes.
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+Le 23 septembre 2015, le président de la transition, à travers une allocution à la Nation annonce la fin du coup d'État et reprend son poste. Le Burkina Faso est réintégré comme membre de l'Union africaine fin septembre[30].
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+Le 30 novembre 2015, à la suite des élections présidentielles et législatives, Roch Marc Christian Kaboré (MPP) est élu au premier tour président du Burkina Faso avec 53,49 % des voix devant Zéphirin Diabré (UPC), qui récolte 29,65 % des voix, les 12 autres candidats se partageant le reste[31]. Il est le deuxième président civil depuis l'accès à l'indépendance du Burkina Faso après Maurice Yaméogo.
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+Le nouveau président est confronté très vite à des attaques dhjiadistes, dans le nord du pays, à la frontière avec le Mali[32]. Et la politique intérieure est marquée par un marasme et une contestation montante du président élu en 2015[33],[34].
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+Dans la nuit du 3 au 4 février 2019, un groupe terroriste attaque la ville de Kaïn dans le département du même nom, au nord de la province de Yatenga. Le bilan est de 14 morts civils[35]. En réaction, l'armée entreprend rapidement diverses actions contre les groupes terroristes dans le nord-ouest du territoire. L'armée déclare avoir "neutralisé" 146 terroristes durant ces opérations[36]. À la veille du début de l'année de la présidence par le pays du G5 Sahel[37], l'attaque terroriste porte à près de 300 le nombre d'habitants assassinés par ces groupes depuis 2015[38]. Le jour inaugural du G5 Sahel, mardi 5 février, un détachement de la gendarmerie est attaqué à Oursi faisant cinq victimes du côté des militaires. L'armée déclare avoir tué 21 assaillants au cours de l'attaque[39]. L'insécurité croissante a entrainé la multiplication des milices. En 2020, le pays compterait près de 4 500 groupes de koglweogo, mobilisant entre 20 000 et 45 000 membres[40].
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+Les 29 et 30 mai 2020, plusieurs attaques djihadistes ont fait une cinquantaine de morts à Kompienga[41].
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+Deux grands types de paysages existent au Burkina :
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+L'altitude moyenne est de 400 m et le différentiel entre les deux points extrêmes ne dépasse pas 600 m. Le Burkina Faso est donc un pays plutôt plat, avec quelques accidents de terrain localisés.
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+Quoique peu élevé et relativement peu arrosé, le Burkina a un réseau hydrographique assez important, surtout dans sa partie méridionale. Les cours d'eau se rattachent à trois bassins principaux : les bassins de la Volta, de la Comoé et du Niger.
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+Le pays devait son ancien nom de Haute-Volta aux trois cours d'eau qui le traversent : le Mouhoun (anciennement Volta Noire), le Nakambé (Volta Blanche) et le Nazinon (Volta Rouge). Le Mouhoun est le seul fleuve permanent du pays avec la Comoé qui coule au sud-ouest.
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+Le plus important, il s'étend au centre et à l'ouest du pays sur une superficie de 178 000 km2. Il est constitué par trois sous-bassins majeurs : ceux du Mouhoun, du Nakambé et du Nazinon. Les eaux de ces bassins se rejoignent au centre du Ghana, où elles forment le lac Volta.
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+Seul cours d'eau permanent avec un bassin versant de 92 000 km2, il prend sa source sur le versant nord du massif gréseux de la falaise de Banfora, dans une région où les précipitations dépassent 1 000 mm par an. Il coule d'abord vers le nord-est puis s'infléchit brusquement vers le sud. Au confluent du Sourou, le bassin versant du Mouhoun et ses principaux affluents (Plandi, Kou, Voun Hou) fournissent un débit moyen de 25 m3/s. Ce débit est cependant très irrégulier. Le principal affluent du Mouhoun est le Sourou, rivière à pente peu accusée, qui draine l'ancienne plaine lacustre du Gondo dont le bassin versant est de 15 200 km2. Ce bassin, presque totalement sahélien ne produit que de faibles écoulements. À l'état naturel, lors des décrues, le Sourou alimentait le Mouhoun. Depuis 1984, les ouvrages de dérivation et de contrôle installés en amont de la confluence avec le Mouhoun permettent le stockage de 250 millions de m3 dérivés des crues d'hivernage et de restituer le surplus dans le cours aval du Mouhoun pendant la saison sèche. Changeant brusquement de direction après la boucle du Sourou, le Mouhoun coule vers le sud-est puis plein sud, formant frontière avec le Ghana. Il parcourt le pays sur une distance d'environ 860 km.
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+Il prend sa source à l'est de Ouahigouya, dans une région qui reçoit 500 à 600 mm d'eau par an. Il draine un bassin versant de 50 000 km2. Il draine toute la partie centrale et le nord du plateau central et ne coule que pendant la saison des pluies. Les premiers écoulements intermittents peuvent se produire en mai, mais ce n'est qu'en juillet/août que les débits deviennent permanents à la station de Wayen et se renforcent vers l'aval pour atteindre à Bagré un débit moyen de 145 m3/s en août.
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+Lui et son principal affluent, la Sissili, drainent la partie sud-ouest du plateau central avec un bassin versant de 20 000 km2. Leur régime hydrologique est très voisin de celui du Nakambé.
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+Il forme la frontière sud-est du Burkina avec le Bénin, reçoit en rive droite trois affluents (le Doudodo, le Singou et la Konpienga) dont les bassins versants totalisent 21 600 km2. Ces affluents apportent moins de 30 % du débit moyen de la Pendjari qui elle-même tarit complètement une année sur deux en avril à Porga au Bénin.
+
+La Comoé draine l'extrémité sud-ouest du pays sur un bassin versant de 18 000 km2 comprenant de nombreux affluents. Elle prend sa source dans les falaises autour de Banfora, notamment dans le village de Takalédougou-Koko. Son cours, coupé par des rapides et des chutes, communique avec des mares permanentes situées au pied de la falaise de Banfora, comme le lac de Tengréla. Les écoulements sont permanents.
+
+La pluviométrie relativement abondante de ces régions confère aux rivières qui s'y trouvent un régime nettement soudanien avec une augmentation des débits dès le mois de juin et les débits de crue en août/septembre pouvant atteindre 500 m3/s.
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+Le bassin du Niger draine le nord-est et l'est du pays. Son bassin versant a une superficie de 72 000 km2. Les affluents burkinabés du Niger les plus septentrionaux sont en grande partie endoréiques (le Béli, le Gorouol, le Goudébo et le Dargol) et sont à l'origine de crues importantes. Par contre, les affluents soudano-sahéliens (la Faga, la Sirba, la Bonsoaga, le Diamangou et la Tapoa) ont des régimes un peu moins irréguliers et contribuent à la crise dite soudanienne du Niger qui se produit en septembre. Ces cours d'eau de faible débit ne forment souvent qu'un chapelet de mares.
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+Toutes les rivières du Burkina excepté le Mouhoun et celles du sud-ouest (bassin de la Comoé) sont temporaires : ne coulant que de juillet à octobre.
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+En dehors du réseau hydrographique, il existe des bassins fermés qui alimentent de nombreuses grandes mares ou lacs naturels, sans écoulement permanent ou temporaire, qui occupent les bas-fonds ou les espaces interdunaires : les lac de Tingrela, de Bam et de Dem, les mares d'Oursi, de Béli, de Yomboli et de Markoye. Les observations effectuées sur la mare d'Oursi et le lac de Bam laissent penser que le fond de ces lacs se colmate par des dépôts argileux.
+
+Le manque d'eau est souvent problématique, surtout au nord du pays.
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+Le Burkina Faso possède un climat tropical de type soudano-sahélien (caractérisé par des variations pluviométriques considérables allant d'une moyenne de 350 mm au nord à plus de 1 000 mm au sud-ouest) avec deux saisons très contrastées : la saison des pluies avec des précipitations comprises entre 300 mm et 1 200 mm et la saison sèche durant laquelle souffle l'harmattan, un vent chaud et sec, originaire du Sahara. La saison des pluies dure environ 4 mois, entre mai-juin et septembre, sa durée est plus courte au nord du pays.
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+On peut donc distinguer trois grandes zones climatiques :
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+On distingue deux saisons inégales :
+
+La rareté et la mauvaise répartition des pluies provoquent des migrations de plus en plus fortes des populations principalement du Nord et du Centre vers les villes, le sud-ouest du Burkina Faso et les pays de côte.
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+La température varie de 16 à 45 °C ; l'évaporation moyenne annuelle est estimée à 3 000 mm et la recharge annuelle de la nappe souterraine à 40 mm.
+
+La Savane soudanienne occidentale couvre la grande majorité du pays, à l'exception de la pointe nord.
+
+Dans les années 1980, alors que la conscience écologique est encore très peu développée, le président du Burkina Faso Thomas Sankara est l'un des rares dirigeants africains à considérer la protection de l’environnement comme une priorité[42].
+
+Il s’engage dans trois combats majeurs : contre les feux de brousse « qui seront considérés comme des crimes et seront punis comme tel » ; contre la divagation du bétail « qui porte atteinte au droit des peuples car les animaux non surveillés détruisent la nature » ; et contre la coupe anarchique du bois de chauffe « dont il va falloir organiser et réglementer la profession »[42].
+
+Dans le cadre d’un programme de développement associant une grande partie de la population, dix millions d’arbres en quinze mois ont été plantés au Burkina Faso pendant la « révolution ». Pour faire face à l’avancée du désert et aux sécheresses récurrentes, Thomas Sankara propose également la plantation de bandes boisées d’une cinquantaine de kilomètres, traversant le pays d’est en ouest. Il songe ensuite à étendre cette ceinture végétale à d’autres pays[42].
+
+La production de céréales, proche de 1,1 milliard de tonnes avant 1983, va grimper à 1,6 milliard de tonnes en 1987. Jean Ziegler, ancien rapporteur spécial pour le droit à l’alimentation de l’ONU, souligne alors que le pays « est devenu alimentairement autosuffisant »[42].
+
+Les Mossi sont l'ethnie majoritaire du Burkina Faso, constituant plus de 56 % de la population, soient 11 à 12 millions de personnes et se situent principalement au centre du Burkina Faso dans les villages des bassins des rivières Nazinon et Nakambé. Les Mossis parlent le moré.
+
+Les Peuls au Burkina Faso ont pour principale zone d'implantation le Nord, à savoir les provinces du Soum, du Seno, du Yagha et partiellement celle de l'Oudalan[44].
+
+On distingue les Peuls du Djelgodji venus chercher refuge en Côte d’Ivoire après avoir perdu leurs troupeaux pendant la sécheresse de 1983-1984.
+
+Les Gourounsis, les Sénoufos, les Lobis, les Bobos et les Samos sont aussi des ethnies du Burkina Faso.
+
+En 1996, une loi fait entrer l'interdiction de l'excision dans le Code pénal, bien qu'elle continue malgré tout à être pratiquée, en particulier dans les zones rurales. En 2003, 65 % des Burkinabées entre 15 et 19 ans ont été excisées, ce chiffre tombant à 57,6 % en 2010. Depuis les années 1990, 45 comités provinciaux de lutte contre la pratique de l'excision (CPLPE) sont chargés de parcourir le pays afin de convaincre les familles et les chefs coutumiers de ne pas faire exciser les jeunes filles[45].
+
+Les mutilations génitales féminines sont interdites depuis 1996, mais pratiquées fréquemment[46]. Il y a une sous-représentation des femmes dans l'enseignement secondaire et supérieur, mais elles sont de plus en plus présentes[47]. Burkina Faso a ratifié la Convention sur l'élimination de toutes les formes de discrimination à l'égard des femmes en 1984[48].
+
+Il y a une soumission des femmes au mari[48].
+
+L'analphabétisme des femmes est élevé[48].
+
+La polygamie[48] est encore très présente. Les mariages précoces sont fréquents. Le mariage forcé est illégal dans le pays, mais la loi s'applique seulement aux mariages enregistrés à l'État[49]. Burkina Faso a l'un des taux de mariage forcé dans le monde les plus élevés[50]. Les filles qui accouchent peuvent souffrir de problèmes tels que la fistule obstétricale[51].
+
+Le français est la principale langue des institutions, des instances administratives, politiques et juridiques, des services publics, des textes et des communiqués de l'État, de la presse écrite et des écrivains. Il s'agit de la seule langue à l'écrit des lois, de l'administration et des tribunaux.
+
+De plus, le Burkina Faso est membre de l'Organisation internationale de la francophonie de même que de l'Assemblée parlementaire de la francophonie.
+
+Selon une estimation de la CIA de 2003, seule 21,8 % de la population de 15 ans et plus sait lire et écrire[52], de plus le taux net (c'est-à-dire sur une classe d'âge donnée) de scolarisation, malgré une hausse constante depuis plusieurs années, n'est que de 47,70 % pour l'année scolaire 2005-2006[53] d'où le fait que le français ne soit compris que par environ 15 % de la population[54], dont seulement 5 % de francophones réels selon la Délégation générale à la langue française et aux langues de France[55]. Malgré la supériorité numérique des langues nationales, le statut de langue officielle et celui de langue internationale font en sorte que le français pèse progressivement de plus en plus dans la vie sociale et économique du pays. Le français jouit, sur le plan social, d'un statut de prestige associé à une participation au monde moderne[56]. Il s'agit de la langue de la promotion sociale.
+
+Selon le dernier rapport de l'OIF[57], le français devient de plus en plus la langue première des burkinabè : ainsi, seules 20 947 personnes déclaraient le français comme première langue couramment parlée en 1985 (soit 0,42 % de la population du pays), 49 647 en 1996 (0,75 %), puis 151 184 en 2006 (1,66 %), dont 104 700 à Ouagadougou (soit 9,54 % des Ouagalais).
+
+Selon André Magord et Rodrigue Landry, « Depuis quelques années, dans les villes principales telles que Ouagadougou, Bobo et Banfora, la langue française s'étend à d'autres situations de communication que celles juste décrites. Devant la dimension de plus en plus multilingue de ces villes, le français s'impose de façon croissante comme lingua franca chez les commerçants et lors des échanges liés à tous les petits métiers qui se multiplient dans ces grandes villes[58]. La langue française parlée n'est plus alors le français standard mais un français qui, sans la base de l'écrit, se transforme, se réinvente pour une part[59]. Cette expansion du français est relayée par l'affichage publicitaire très présent dans les villes et qui propose des slogans en français. Ces slogans deviennent vite populaires dans une société burkinabè à forte tradition orale. »[60] Cette variété de français endogène qui résulte d'une hybridation linguistique[61] est un pidgin en voie de créolisation[62].
+
+Ainsi comme dans le pays voisin la Côte d'Ivoire est apparu un français populaire au Burkina Faso[63]. Dans ce français appelé parfois « français de Ouaga » et qui reste essentiellement une langue orale[64], s'est créé un certain nombre d'interférences entre le français standard et le français populaire du Burkina du fait de l'influence des langues africaines dans la pratique locale du français[65].
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+On assiste de plus en plus à des mariages mixtes constituant des familles dont la langue première est le français[66].
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+Enfin, l'Association des municipalités du Burkina Faso-AMBF de même que les villes de Bobo-Dioulasso, Koudougou, Ouagadougou, Tenkodogo, Banfora, Dédougou, Manga, Ouahigouya et Yako sont membres de l'Association internationale des maires francophones[67].
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+Il existe plus de 60 langues dont les principales sont : le moré langue parlée par les Mossis, le san parlé par les Samos, le peul parlé par les Peuls, le gourmantché parlé par les Gourmantchés dans l'Est du Burkina Faso, le dagara parlé par les Dagaras, le dioula qui est une langue commune à plusieurs pays d'Afrique de l'Ouest (la Côte d'Ivoire, le Mali, la Guinée…) parlé par les Dioulas, le lobiri parlée par les Lobis, le marka ou soninké parlé par les Markas (Soninkés) communément appelés « Dafing », le bobo, le bwamu parlé par les Bwabas, le sénoufo parlé par les Sénoufos, le toussian parlé par les Toussians, le kassena et le lyélé parlées par les Gourounsis et le bissa parlé par les Bissas.
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+Le quatrième recensement général de la population et de l'habitation du Burkina Faso a été réalisé sur le terrain au mois de décembre 2006[68]. Il a recensé 60,5 % de musulmans, 23,2 % de chrétiens (19 % de catholiques et 4,2 % de protestants), 15,3 % d'animistes, 0,6 % d'autres religions et 0,4 % de sans religion[68]'[40].
+
+Les mariages entre personnes de religions différentes sont nombreux au Burkina Faso. Il est fréquent qu'une personnes change de religion sans que cela scandalise son entourage[40].
+
+Le Burkina Faso est un pays membre de l'Organisation de la coopération islamique.
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+La langue officielle est le français. De nombreuses langues nationales sont parlées dont les plus courantes sont le moré, le dioula, le gourmantché et le foulfouldé (peul) (voir la section « Langues »).
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+Depuis son indépendance en août 1960, le Burkina Faso a connu plusieurs régimes politiques : État de droit et État d'exception. À partir de 1991, le pays a officiellement opté pour un système politique démocratique en adoptant une constitution par voie référendaire et en organisant des élections présidentielles et législatives.
+
+Aujourd'hui, des institutions républicaines sont mises en place :
+
+En outre, d'autres institutions viennent consolider l'état de droit. Ce sont notamment :
+
+La Constitution du 2 juin 1991, approuvée par référendum, a instauré un régime semi-présidentiel à deux chambres ouvert au multipartisme :
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+Il faut noter que depuis son adoption le 11 juin 1991[71], la constitution du Burkina Faso a été révisée à trois reprises respectivement en janvier 1997 pour lever le verrou de la limitation du mandat présidentiel, avril 2000 pour non seulement ramener la durée du mandat présidentiel de 7 à 5 ans et aussi pour introduire à nouveau sa limitation à renouvelable une fois, janvier 2002[72].
+
+Il existe également un conseil constitutionnel composé de dix membres et un conseil économique et social dont le rôle est purement consultatif.
+
+Le territoire du Burkina Faso est divisé en 13 régions et subdivisé en 45 provinces, 350 départements, 359 communes de plein exercice dirigées par des maires élus et 8 000 villages environ.
+
+Le Burkina Faso est divisé 13 régions administratives regroupant 45 provinces (qui étaient les anciennes subdivisions principales du pays mais ne sont plus des collectivités territoriales depuis le 2 juillet 2001).
+
+Les régions sont dirigées administrativement par un gouverneur représentant l'État auprès du conseil régional et qui est lui-même représenté dans les provinces par des hauts-commissaires.
+
+Les conseils régionaux réunissent les représentants des départements qui autrefois se réunissaient dans les conseils de province. Il n'y a plus, depuis 2011, d'assemblée consultative dans les provinces qui sont de simples intermédiaires administratifs entre les régions et les départements, les anciens conseils de province où étaient représentés les communes ayant été regroupés dans les conseils régionaux.
+
+De plus les départements ont pour la plupart été érigés en municipalités de plein droit, et donc des collectivités territoriales, avec à leur tête un maire devant un conseil municipal. Selon le cas, les départements ont soit le statut de « commune urbaine », soit celui de « commune rurale ». Parmi les communes urbaines, les plus peuplées ont aussi le statut de « ville ». Toutefois légalement ces différents statuts sont tous des départements. Le département est la circonscription électorale de base pour toutes les institutions nationales et celles des collectivités territoriales.
+
+Enfin de nombreuses fusions de communes ont eu lieu (avant ou après la création des départements, qui aujourd'hui presque partout ne comptent plus qu'une seule municipalité). Toutefois les communes urbaines les plus peuplées sont divisées en « arrondissements municipaux » (à Ouagadougou et Bobo-Dioulasso), eux-mêmes divisés en « secteurs » administratifs. Les autres communes urbaines de plus de 2 000 habitants peuvent être aussi divisées en secteurs. Toutes les autres communes (urbaines ou rurales) sont ensuite divisées en « villages ».
+
+Ni les arrondissements, ni les secteurs urbains, ni les villages ne sont des collectivités territoriales : ils servent essentiellement comme outils de planification et de développement et d'unités territoriales statistiques (celles-ci étant basées sur des sous-ensembles de population d'environ 1 000 habitants, selon l'Institut national de la statistique et de la démographie qui établit la nomenclature officielle de toutes les collectivités territoriales, des provinces et des autres plus petites unités territoriales statistiques).
+
+Ainsi les « villages » concernent des territoires essentiellement ruraux à l'intérieur des communes, et qui peuvent rassembler de nombreux hameaux autour d'une petite agglomération rurale. Le Burkina Faso compte ainsi plusieurs milliers de villages ou secteurs urbains, dans lesquels peuvent subsister d'encore plus nombreux hameaux (à la population très changeante du fait des fortes migrations vers de plus grandes villes, ou de la croissance de la périphérie de ces villes sur d'anciens territoires ruraux, lesquelles absorbent alors leurs anciens hameaux voire des villages entiers).
+
+Les arrondissements, secteurs ou villages peuvent aussi avoir localement des conseils consultatifs (conseils de quartier, conseils de villages traditionnels, etc.), qui ne sont pas des collectivités territoriales mais des associations (de droit privé, ou paritaire), qui peuvent parfois recevoir des subventions et d'autres moyens de la part des départements ou des régions pour certaines missions développées en partenariat, ou des financements privés de la part de leurs membres (certaines collectivités territoriales adhèrent à ces structures de coopération locale). Ces associations peuvent aussi avoir compétence couvrant d'autres territoires voisins (y compris faisant partie d'autres arrondissements ou départements).
+
+En 2016, la frontière avec le Niger va être modifiée. Le Burkina Faso va gagner 14 villages[73].
+
+Le Burkina Faso est un pays en voie de développement, où l'agriculture représente 32 % du produit intérieur brut et occupe 80 % de la population active. Il s'agit principalement d'élevage mais également, surtout dans le sud et le sud-ouest, de cultures de sorgo, de mil, de maïs, d'arachides, de riz. Il a été le deuxième producteur africain de coton derrière l'Égypte[75], malgré l'aridité des sols. La filière coton, dans beaucoup de pays producteurs a pris de la vigueur, avec d'excellentes récoltes[76], même si sur le marché mondial, le cours de la livre de fibre était en 2015 autour de 0,70 dollar, relativement bas comparé au pic des 2 dollars la livre qu’il avait atteint en 2011[76]. Le pays était à la première place du palmarès des sept premiers producteurs africains de coton au milieu des années 2010.
+
+En 2015, près de 100 000 paysans pratiquaient l’agriculture biologique[42].
+
+En 2017, le Burkina est classé 146e par le programme Doing business en ce qui concerne les affaires[77] et est le 134e pays où il fait le plus bon vivre (2017)[78]. Le Burkina Faso compte une très forte diaspora : par exemple, trois millions de Burkinabè vivent au Ghana[79], trois millions également vivent en Côte d'Ivoire et 1.5 million au Soudan[80]. Selon la banque centrale des États de l'Afrique de l'Ouest, ces migrants rapatrient chaque année des dizaines de milliards de francs CFA au Burkina Faso. Depuis les expulsions du Ghana en 1967, cette situation provoque également des tensions avec les pays d'accueil. La dernière crise remonte aux événements de 2003 en Côte d'Ivoire, qui ont entraîné le retour ponctuel de 300 000 migrants. Le tiers de la population du pays vit en dessous du seuil de pauvreté.
+
+Il convient par ailleurs de citer quelques productions minières : cuivre, fer, zinc et surtout or (le pays vient[Quand ?] d'ouvrir sa cinquième mine).
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+À la fin des années 1990, les « compagnies juniors » canadiennes, investies dans plus de 8 000 propriétés minières, dans plus de 100 pays, pour la plupart encore à l'état de projet[81] multiplient les contrats avec des pays africains. Au Burkina, elles ont pour nom Axmin, Orezone Resources, Goldcrest Resources ou Etruscan Resources, et sont souvent présentes dans des pays voisins car le Burkina est un prolongement géologique de la riche zone aurifère du Ghana[82].
+
+Le Burkina Faso est membre de l'Union économique et monétaire ouest-africaine et de l'Autorité de Liptako-Gourma, qui est chargée de prévenir les crises alimentaires et les sécheresses par la coopération de chaque pays membre.
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+Quelques données économiques :
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+L'analphabétisme est majoritaire au Burkina Faso[85]. C'est plus fréquent parmi les femmes[85]. La majorité des élèves sont des garçons[85].
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+Selon la loi 13-2007/AN[86] portant loi d'orientation de l'éducation, le système éducatif burkinabé est structuré de la façon suivante :
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+Elle comprend l'éducation de base formelle et l'éducation de base non formelle. Elle est obligatoire pour tous les enfants de 6 à 13 ans. L'éducation de base formelle comporte trois niveaux :
+
+Quant à l'éducation de base non formelle, elle comprend :
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+L'enseignement secondaire est sanctionné par le baccalauréat et comprend trois voies :
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+Il comprend les universités, les instituts et les grandes écoles. Le Burkina Faso compte quatre universités publiques :
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+Trois centres universitaires créés à l'intérieur du pays viennent en appui des quatre universités. Il s'agit de celui de Fada N'Gourma qui forme dans le domaine des mines, de celui de Ouahigouya qui forme dans le domaine du tertiaire et de la santé et de celui de Dédougou qui forme dans le domaine de l'agriculture[88].
+
+Le Festival panafricain du cinéma et de la télévision de Ouagadougou (FESPACO), le plus grand festival de cinéma africain sur le continent a lieu tous les deux ans à Ouagadougou (février, années impaires).
+
+Les Récréatrales, manifestation bisannuelle, constituent depuis 2002 un événement théâtral culturel majeur du Burkina Faso, avec le Festival international de théâtre et de développement (FITD). Étienne Minoungou en est l'initiateur.
+
+Le Salon International de l'Artisanat de Ouagadougou (SIAO), a lieu lui aussi tous les deux ans, principalement les années paires (fin octobre - début novembre). C'est le plus grand salon de promotion de l'artisanat africain.
+
+La Semaine nationale de la culture (SNC) a lieu également tous les deux ans à Bobo-Dioulasso durant une semaine. Elle constitue tremplin de la culture nationale ou régionale et de celle de la diaspora.
+
+Le Festival Ciné Droits Libres pour les droits de l'homme et la liberté de la presse ; le Festival international des cultures urbaines Waga Hip Hop qui se déroule chaque année depuis 2000 ; le Festival international de théâtre et de marionnettes (FITMO) du professeur Jean Pierre Guingané ; le Festival Jazz à Ouaga ; les Nuits atypiques de Koudougou (NAK) ; le Festival international de théâtre pour le développement (FITD) ; le Festival Dilembu au Gulmu (FESDIG), etc.
+
+Les débuts de la littérature burkinabé sont datés de 1962, avec Crépuscule des temps anciens, de Nazi Boni. La production ultérieure se répartit à parts égales entre romans et poésie, complétés de nouvelles, contes et pièces de théâtre[89].
+
+Le cinéma numérique ambulant est présent au Burkina Faso. Depuis 2003, le cinéma numérique ambulant a réalisé en Afrique plus de 5 000 projections pour des millions de spectateurs. De nouvelles unités de projection sont en cours de création.
+
+La presse culturelle tient une place de choix. On peut citer L'Observateur dimanche, Sidwaya Mag Plus, Africa star et Évasion. Depuis deux ans, une association de jeunes journalistes culturels du nom de Planète Culture couvre les principaux festivals du pays.
+
+Le secteur muséal est en pleine évolution. On peut signaler principalement les musées suivants :
+
+Au Burkina Faso la vie sportive est dominée par le football qui est pratiqué par la majorité des jeunes. Le championnat national, le Fasofoot, est organisé chaque année et regroupe 16 équipes. Il y a aussi la coupe du Faso et la Supercoupe du Faso qui rythment la vie footballistique du pays. L'équipe nationale, les Étalons, est sacrée vice-championne d'Afrique lors de la 29e édition de la Coupe d'Afrique des nations de football, en 2013.
+
+Des structures technologiques sont présentes pour promouvoir ou réguler les technologies de l'information et de la communication (TIC) au Burkina Faso.
+
+L'ANPTIC (Agence nationale de promotion des TIC) au Burkina Faso a pour but d'être un incubateur d'entreprises technologiques de pointe et d'aider à la valorisation et à la diffusion des systèmes et produits conçus et réalisés localement tout en mettant des spécialistes à disposition des établissements publics et privés de formation en informatique afin de promouvoir des formations d'excellence.
+
+L'ARCEP (Autorité de régulation des communications électroniques et des postes) a pour but de mettre en place un système de formalisation et de régulation dans le domaine des nouvelles technologies[90].
+
+Des incubateurs technologiques tels que BeogoLab[91], OuagaLab, des entreprises technologies comme Softnet Burkina[92], CFA Technologie[93]  ont été mis en place pour développer les TIC[94].
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+Le réseau routier inventorié du Burkina Faso a une longueur totale de 61 367 km dont 15 272 km sont classés.
+
+Le Burkina Faso dispose d'un seul corridor ferroviaire qui le relie au port d'Abidjan en Côte d'Ivoire, c'est la liaison Kaya – Abidjan, longue de 1 252 km et répartie quasiment à longueur égale dans les deux pays. Pour la partie au Burkina Faso, la ligne Kaya – Niangoloko (à la frontière de la Côte d'Ivoire : 622 km) est elle-même divisée en deux sections :
+
+Cette ligne ferroviaire est à écartement métrique et en voie unique sur la presque totalité de sa longueur. La charge maximum à l'essieu est de 17 tonnes et la vitesse d'exploitation est de 50 km/h pour les trains de passagers et de 30 km/h pour les trains de transport de marchandises.
+
+Le pays compte 33 aéroports, dont seulement un aéroport international, l'aéroport international de Ouagadougou (qui est un des deux seuls, avec l'aéroport de Bobo-Dioulasso depuis 2007, possédant des pistes goudronnées).
+
+Les zones reculées peuvent bénéficier du réseau solaire, une source d'énergie fonctionnant en circuit court et fermé et palliatif au manque d’infrastructures.  Bénéficiant d'un fort ensoleillement, idéal pour l'énergie solaire, la solution solaire semble adéquate pour le pays[96].
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+Le Burkina Faso a pour codes :
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/2426.html.txt

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+République d'Artsakh
+
+(hy) Արցախ
+
+39° 49' N, 46° 45' E
+
+modifier
+
+Le Haut-Karabagh, Haut-Karabakh ou Artsakh, en forme longue la république d'Artsakh[3] (anciennement république du Haut-Karabagh, en arménien Արցախ, Artsakh ou Լեռնային Ղարաբաղ, Leṙnayin Gharabagh ; en azéri Dağlıq Qarabağ ou Yuxarı Qarabağ et Dağlıq Qarabağ Respublikası ou Yuxarı Qarabağ Respublikası), est une république autoproclamée de Transcaucasie. En 2015, sa population est estimée à 148 917 habitants[4] pour une superficie de 11 430 km2. Sa capitale et plus grande ville est Stepanakert.
+
+Pendant la période soviétique, cette terre majoritairment peuplée d'Arméniens (95 %) est intégrée à la république socialiste soviétique d'Azerbaïdjan en tant qu'oblast autonome du Haut-Karabagh. Depuis la dislocation de l'Union soviétique, le Haut-Karabagh lutte pour son indépendance ou son rattachement à l'Arménie et le 2 septembre 1991 déclare son indépendance, qui n'est reconnue par aucun État membre de l'ONU. Les hostilités entre les Arméniens et l'armée azerbaïdjanaise ont cessé après la trêve négociée par la Russie le 12 mai 1994, bien que des violations persistent, notamment en avril 2016.
+
+Le mot « Karabagh », d'origines turque et persane, signifie littéralement « jardin noir » (kara = noir en turc et bagh = jardin en persan). Le nom apparaît pour la première fois aux XIIIe et XIVe siècles en Géorgie et en Perse[5]. Une autre théorie donne au nom une origine turco-arménienne signifiant « Grand Baghk », en référence au royaume de Ktish-Baghk, une des composantes de l'Artsakh[6].
+
+Sous le régime soviétique, la république autonome a été appelée Nagorny Karabagh (Нагорный Карабах), nagorny signifiant « haut » ou « montagneux » en langue russe. Ni l'Arménie, ni l'Azerbaïdjan n'utilisent plus cette dénomination aujourd'hui.
+
+Actuellement, en langue locale, le nom de la république est souvent une traduction de « Montagneux (ou haut) Karabagh » ou « Jardin noir montagneux » :
+
+Les Arméniens désignent également la région sous le nom d'Artsakh (Արցախ) en référence à la dixième province du royaume d'Arménie, un temps intégrée à l'Albanie du Caucase. Les inscriptions urartéennes (IXe – VIIe siècles av. J.-C.) évoquent le nom « Urtekhini »[7].
+
+La grotte d'Azokh a notablement livré des vestiges d'hominidés remontant au Pléistocène moyen (~300 000 ans).
+
+Au Bronze ancien, la région du Haut-Karabagh actuel est comprise dans la sphère d'influence de la culture kouro-araxe.
+La culture Khodjali-Gədəbəy date quant à elle de l'âge du Bronze final (XIIIe siècle - VIIe siècle avant notre ère). Des découvertes ont été faites concernant cette culture dans le village de Khodjaly (aujourd'hui Ivanian) en 1895.
+
+La région est intégrée au plus tard au VIIIe siècle av. J.-C. à l'Urartu[8].
+
+Sa population originelle, constituée d'autochtones et de tribus nomades[9] auxquels se mêle un élément arménien[10], est intégrée au royaume d'Arménie, soit à l'époque orontide au IVe siècle av. J.-C.[11], soit à l'époque artaxiade au IIe siècle av. J.-C.[9]. Au sein de ce royaume, la région est incluse dans la province historique d'Artsakh[12]. La ville de Tigranakert y est fondée à l'époque artaxiade[13].
+
+En 387, l'Empire romain et l'Empire sassanide concluent un traité de paix, qui leur attribue à chacun une partie de l'Arménie. Dans ce cadre, l'Artsakh et l'Outik sont intégrés à l'Albanie du Caucase, alliée des Sassanides[14], bien qu'il soit possible que l'Artsakh n'ait été rattaché à l'Albanie du Caucase qu'après 451[15]. À la même époque, le processus d'arménisation s'achève, l'élément non arménien n'étant désormais plus identifiable[16]. En parallèle, la région voit le christianisme s'y épanouir sous l'action de l'Église arménienne et en particulier de Mesrop Machtots, qui ouvre ainsi à Amaras la première école arménienne[17].
+
+En 451, à la suite de la bataille d'Avarayr, de nombreux nobles arméniens se retirent dans les montagnes et forêts peu accessibles, notamment en Artsakh, qui devient un centre de résistance contre la Perse[18].
+
+Du VIIe au IXe siècle, la Transcaucasie est dominée par le califat ; les princes d'Artsakh sont au VIIe siècle sous l'influence des souverains de Siounie[19]. Au début du IXe siècle, deux princes arméniens — Sahl Smbatean et Esayi Abu-Muse (en) — se révoltent toutefois contre les Arabes et établissent deux principautés indépendantes en Artsakh, le Khatchen et le Dizak (en) ; la lignée de Khatchen gouverne l'Artsakh jusqu'au XIXe siècle et au rattachement de la région à l'Empire russe[20]. Les deux principautés deviennent des royaumes à la fin du Xe siècle[21]. Le Khatchen est ensuite partagé entre les quatre fils de Hasan Ier le Grand (en)[a] à son abdication en 1182[22]. Les princes arméniens bénéficient de la bienveillance relative des Mongols, avant d'être dépossédés de leurs terres puis d'être restaurés par la dynastie des Qara Qoyunlu sous Jihan Shah après 1441[22], avec le titre de « mélik »[23].
+
+Les mélikats sont ensuite incorporés à la Perse séfévide ; Abbas Ier reconnaît par ailleurs leur autonomie[24]. À la suite de l’effondrement de la dynastie séfévide et de l’intervention ottomane dans l’Est de la Transcaucasie, les mélikats jouissent après l’insurrection de David Bek d’une courte période d’indépendance entre 1722 et 1730[25].
+
+Nâdir Châh confirme ensuite lui aussi l’autonomie de la région[26] dans le cadre du khanat du Karabagh[27]. En 1747, Panah-Ali Khan Javanshir (en), un chef de clan turcoman, met cependant à profit l’assassinat de Nâdir Châh, qu’il a servi comme officier, et la succession sanglante qui suit pour se faire reconnaître khan du Karabagh par Adil Châh. Il rejette la suzeraineté iranienne en 1748[28]. Son fils Ibrahim Khalil Khan (en) achève son œuvre en mettant fin à l’autonomie des derniers mélikats qui ne reconnaissaient pas encore son autorité. La région est cependant reprise en main par l'Iran d'Agha Mohammad Shah[29].
+
+Le khanat est temporairement occupé par les Russes lors de l'expédition russe en Perse de 1796[30] avant d'être repris par les Iraniens[31].
+
+L'Empire russe annexe la région en 1805, lors de la guerre russo-persane de 1804-1813 ; l'annexion est confirmée par le traité de Golestan, signé le 12 octobre 1813[32]. Elle est intégrée en 1868 au gouvernement d'Elisavetpol[33].
+
+Après la révolution russe, le Haut-Karabagh est disputé entre la république démocratique d'Arménie et la république démocratique d'Azerbaïdjan[34]. Les Britanniques, qui commandent dans la région après la Première Guerre mondiale, acceptent cependant la nomination d'un gouverneur azéri[35] ; dès 1919, des massacres d'Arméniens ont lieu[36]. Le 22 août 1919, les représentants de la région acceptent temporairement l'autorité azerbaïdjanaise, dans l'attente d'un règlement définitif — qui ne viendra jamais — de la question lors de la conférence de paix de Paris[37]. Peu après, en mars 1920, la population arménienne de Chouchi est massacrée, ce qui entraîne l'arrivée de l'armée arménienne[38]. Une brève République arménienne de la montagne (1918-1921) préfigure alors l'actuel Haut-Karabagh.
+
+L'Azerbaïdjan est soviétisé en avril 1920[39], et les forces arméniennes doivent se retirer de la région en mai[40]. Les bolcheviks prennent ensuite le pouvoir en Arménie en novembre 1920 et créent la république socialiste soviétique d'Arménie[41]. En présence de Staline, le bureau caucasien du Comité central du parti bolchevik, auparavant favorable à l'Arménie, décide le rattachement du Haut-Karabagh à la république socialiste soviétique d'Azerbaïdjan le 4 juillet 1921[42]. À cette époque, le territoire est peuplé à 94 % d'Arméniens[43]. En 1923 est constitué l'oblast autonome du Haut-Karabagh, séparé de l'Arménie par un « couloir azéri » pourtant peuplé d'Arméniens[42].
+
+Pendant soixante-cinq ans, la situation n'évolue plus jusqu'en 1988 où, profitant de la perestroïka, la région autonome s'autoproclame le 20 février 1988 comme République socialiste soviétique à part entière, à égalité avec l'Arménie et l'Azerbaïdjan[44]. D'après le recensement de 1989, sur une population de 189 000 habitants, il y avait alors dans le pays 145 500 Arméniens et 41 000 Azéris[45]. Le 15 juin 1988, l'Azerbaïdjan revendique auprès de Mikhaïl Gorbatchev le retour du Haut-Karabagh à son territoire. Des violences éclatent la même année en Azerbaïdjan comme en Arménie. Des pogroms anti-arméniens font plusieurs centaines de victimes à Soumgaït près de Bakou[46] puis en 1990 à Bakou même.
+
+La dislocation de l'URSS en 1991 entraîne l'indépendance de fait de l'Azerbaïdjan et de l'Arménie. À cette occasion, l'assemblée nationale du Haut-Karabagh proclame l'indépendance du pays le 2 septembre 1991 : l'Azerbaïdjan réplique en annulant son statut d'autonomie le 26 novembre 1991. Cette proclamation d'indépendance sera réaffirmée par référendum le 10 décembre 1991 avec une écrasante majorité de « oui »[47]. Pour rétablir leur contrôle sur le Haut-Karabagh, les autorités azerbaïdjanaises envoient des troupes au Haut-Karabagh. Entre 1990 et 1992, une catastrophe humanitaire a lieu au Karabagh à la suite du blocus imposé par l'Azerbaïdjan. Les habitants du Haut-Karabagh s'organisent pour s'alimenter et se défendre avec l'aide de l'Arménie, repoussant les Azerbaïdjanais. Les affrontements entre Arméniens et Azerbaïdjanais font de nombreuses victimes et de nombreux massacres ont lieu de part et d'autre.
+
+Cette situation, et l'occupation de plusieurs raions du territoire azerbaïdjanais par les forces armées du Haut-Karabagh, ont donné lieu à l'adoption de quatre résolutions par le Conseil de sécurité des Nations unies en 1993[48].
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+En mai 1994, un cessez-le-feu est obtenu et désormais les négociations pour la résolution finale du conflit sont organisées dans le cadre du Groupe de Minsk, une instance créée en 1992 par l'OSCE et coprésidée par la France, la Russie et les États-Unis. Sur le terrain, les violences cessent, exceptées quelques escarmouches.
+
+En 2016, les violences reprennent du 2 au 5 avril[49] : c'est la guerre des Quatre Jours, causée par une attaque azerbaïdjanaise[50],[51].
+
+Le 20 février 2017 a lieu un référendum qui porte sur une modification de la constitution. Celle-ci est approuvée par 76,4 % des électeurs qui ont participé. Le « oui » a obtenu 87,6 % des suffrages exprimés, le « non », 9,7 % et 2,7 % ont voté blanc ou nul. Cette modification entraîne une présidentialisation du régime, le poste de Premier ministre disparaissant et le gouvernement étant dirigé directement par le président. Enfin le pays change de nom et devient la « République d'Artsakh »[52].
+
+Le Haut-Karabagh se situe sur la frange nord-orientale du haut-plateau arménien (plateau du Karabagh) et dans le Sud-Est du Petit Caucase ; il est bordé à l'est par les plaines de l'Araxe et de la Koura. L'altitude moyenne est 1 100 m et le point culminant est le Gomshasar (3 724 m) situé dans la chaîne de Mourovdag[53].
+
+Les principaux cours d'eau sont l'Araxe, le Vorotan, l'Akera, le Tartar et la Khatchen[54].
+
+À la différence de la république d'Arménie, la région connaît un climat plus tempéré. Située globalement à moins de 800 mètres d'altitude, les étés sont certes chauds mais les hivers sont bien moins froids qu'en Arménie. En hiver, les températures moyennes minimales sont en dessous de 0 °C, mais les températures moyennes maximales sont plus de 0 °C. La pluviométrie moyenne annuelle est assez uniformément répartie.
+
+En plus de la capitale, le Haut-Karabagh est composé de sept régions :
+
+Le régime politique du Haut-Karabagh est un régime présidentiel, au sein duquel le pouvoir exécutif est exercé par le président qui désigne les ministres, cf.supra. Le pouvoir législatif est exercé par l'Assemblée nationale de la république du Haut-Karabagh[56].
+
+L'indépendance du Haut-Karabagh, proclamée le 2 septembre 1991 n'est reconnue par aucun État membre de l'ONU. Seuls trois États, eux-mêmes non membres de l'ONU, l'ont reconnue : l'Abkhazie, l'Ossétie du Sud-Alanie[57] et la Transnistrie[b],[58]. L'Arménie indique quant à elle une « reconnaissance de facto » (et non de jure)[59].
+
+Par ailleurs, aux États-Unis, la Chambre des représentants (en) du Rhode Island a adopté le 17 mai 2012 une résolution appelant le président et le Congrès américains à reconnaître cette indépendance[60],[61]. Elle est suivie en ce sens par la Chambre des représentants du Massachusetts le 6 août 2012[62], par les deux chambres de la Législature du Maine le 10 avril 2013[63],[64], par le Sénat de Louisiane le 31 mai 2013[65], et par la Législature de Californie le 8 mai 2014[66]. Le comté de Fresno, en Californie, a également reconnu le Haut-Karabagh le 23 avril 2013[67].
+
+En Australie, le Conseil législatif du Parlement de Nouvelle-Galles du Sud a adopté le 25 octobre 2010 une résolution demandant à l'État australien de reconnaître l'indépendance du Haut-Karabagh[68].
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+En Espagne, le gouvernement de la province basque du Guipuscoa a reconnu la république du Haut-Karabagh le 11 septembre 2014[69], tandis que le Parlement autonome du Pays basque a lui adopté une motion reconnaissant le droit à l'autodétermination du Nagorno-Karabah le 12 septembre 2014[70].
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+La question de la reconnaissance est également à l'étude en Uruguay depuis 2011[71].
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+Par une déclaration du 31 octobre 2019, le Parti communiste français (PCF) a demandé instamment au Président de la République française de prendre acte du processus démocratique par lequel la population du Haut-Karabagh a proclamé la République[72].
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+Paysage du Haut-Karabagh.
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+Paysage du Haut-Karabagh.
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+Cathédrale Ghazanchetsots, Chouchi.
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+Nous sommes nos montagnes, statue et symbole du Karabagh.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

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+Hawaï (/a.waj/[2] ; en hawaïen : Hawai‘i, prononcé /ha.ˈvaj.ʔi/[3] ; en anglais : Hawaii, prononcé /hə.ˈwaɪ.(j)i/[4]) est un État des États-Unis. Constitué d'un archipel de 137 îles[5], il s'agit du seul État américain situé en dehors du continent nord-américain, puisqu'il est situé en Océanie, et de l'un des deux États américains non contigus, avec l'Alaska. Les huit principales îles sont Niihau, Kauai, Molokai, Lanai, Kahoolawe, Maui, l'île d'Hawaï et Oahu, où se trouve la capitale Honolulu. L'archipel fait partie de la Polynésie et se situe dans le centre de l'océan Pacifique nord, à 3 718 kilomètres au sud de la péninsule d'Alaska, à 3 792 kilomètres à l'ouest-sud-ouest de Punta Gorda, sur la côte californienne, et à 5 713 kilomètres à l'est de l'île de Hokkaidō au Japon. En outre, il est le 50e et dernier État à avoir été admis dans l'Union, le 21 août 1959. La variété de ses paysages, marqués notamment par un volcanisme très actif (Hualālai, Kīlauea, Mauna Kea, Mauna Loa), un climat tropical humide et un patrimoine naturel endémique, en font une destination prisée aussi bien des touristes que des scientifiques[6].
+
+L'archipel était habité par des peuples polynésiens depuis plusieurs siècles à l'arrivée de l'explorateur britannique James Cook en 1778, qui le baptise Îles Sandwich. Les îles sont unifiées en un royaume vers 1810 par Kamehameha Ier, qui fonde une dynastie qui perdure jusqu'en 1893. Lui succèdent une éphémère République d'Hawaï (1894-1898) et le territoire d'Hawaï, créé lors de l'annexion de l'archipel par les États-Unis. En décembre 1941, l'île d'Oahu est le théâtre de l'attaque de Pearl Harbor. Le territoire est dissous en 1959 lorsque Hawaï devient le 50e État américain. Il compte environ 1 360 000 habitants en 2010, principalement dans l'aire urbaine de Honolulu. La population est composée de nombreux groupes ethniques, principalement d'origine asiatique (Philippins, Japonais). Les autochtones hawaïens comptent aujourd'hui pour 22 % de la population[7].
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+Situé au cœur de l'océan Pacifique, Hawaï mêle de nombreuses influences culturelles, entre les apports nord-américains et asiatiques, et sa propre culture ancestrale. Proche des cultures polynésiennes et maories, elle demeure très active, notamment autour de traditions musicales. La musique hawaïenne, essentiellement jouée à la guitare hawaïenne et au ukulélé, fut popularisée dans le monde par Sol Hoopii et, plus tard, par le chanteur Iz. Le mode de vie hawaïen se diffuse également avec la pratique du surf et de la spiritualité locale, le Hoʻoponopono. Ses deux grands parcs nationaux (Parc national des volcans d'Hawaï, Parc national de Haleakalā) et ses nombreuses plages en font une destination touristique majeure. De tradition démocrate, Hawaii est le lieu de naissance du 44e président des États-Unis, Barack Obama.
+
+Le nom Hawaii provient du mot hawaïen Owhyhee (lexicalisé en anglais). Les Espagnols sont les premiers Européens à visiter les îles. Le capitaine James Cook vole les cartes et se rend sur les îles en 1778 et les nomme les « îles Sandwich » (en l'honneur du comte de Sandwich). Ce nom a duré jusqu'à ce que le roi Kamehameha Ier, artisan de leur unité, fonde le royaume d'Hawaï en 1810.
+
+En Français, on rencontre indifféremment les orthographes Hawaii et Hawaï, la deuxième forme étant plus répandue comme dans le titre de série télévisée Hawaï police d'État. Le titre du roman de James A. Michener est, lui, orthographié Hawaii. De même pour l'adjectif hawaïen ou hawaiien (cette dernière forme étant nettement moins répandue). En hawaïen, un coup de glotte (okina), représenté par l'apostrophe inversée (‘), sépare les deux i.
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+Kalaniʻōpuʻu (en), roi d'Hawaii apportant des présents au capitaine James Cook en 1781 (dessin de John Webber, artiste à bord du navire de Cook).
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+Kamehameha Ier, unificateur d'Hawaï.
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+Le fort d'Honolulu vers 1853, par Paul Emmert.
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+La reine Liliʻuokalani.
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+Marines de l'USS Boston, janvier 1893.
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+USS Boston.
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+David Kalākaua, dernier roi d'Hawaï.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Les îles hawaïennes furent habitées initialement par des Polynésiens (probablement des voyageurs des îles Marquises) il y a environ 1 500 ou 2 000 ans. Malgré des contacts sporadiques avec les autres Polynésiens, cette société a vécu dans un important et long isolement. Pendant la majeure partie de leur histoire, les îles d'Hawaï furent gouvernées indépendamment par des monarques locaux, les ali‘i.
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+Le premier contact avec les Européens dont on a gardé la trace date de 1778 avec James Cook lors de son troisième voyage, qui les baptisa îles Sandwich en l'honneur du 4e comte de Sandwich. Il est toutefois possible que ce ne fût pas le premier Européen ; en effet, durant tout le XVIe siècle des navigateurs espagnols, néerlandais et portugais sillonnent le Pacifique et les îles d'Hawaï. Certains pensent que les îles furent découvertes en 1527 par des Espagnols envoyés par Cortés sous le commandement d'Alvaro de Saavedra[8], puis explorées par Juan Gaetano en 1555, puis en 1567 par le navigateur espagnol Álvaro de Mendaña qui précisera la position des îles[9]. Enfin, des hommes du navire néerlandais Liefde désertent en 1599 dans des îles du Pacifique dont on pense aujourd'hui qu'il s'agit d'Hawaii. Les 28 et 29 mai 1786, l'expédition française de La Pérouse fait escale à Mauwee (Maui), une île que James Cook avait négligée lors de son passage.
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+Après une période de conflit qui débute en 1795, le souverain de l'île d'Hawaï, Kamehameha Ier, unifie en 1810 pour la première fois sous son sceptre tous les royaumes insulaires de l'archipel. Ce royaume unifié se développe et est internationalement reconnu, notamment grâce à la bienveillante protection britannique (d'où son drapeau actuel).
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+En 1849, le contre-amiral Louis Legoarant de Tromelin dirige l'invasion française d'Honolulu.
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+Ce royaume excite l’appétit des États-Unis qui signent un traité de réciprocité en 1875 avec l'archipel, ainsi que des puissances européennes dont trois d'entre elles en particulier : la Russie, la Grande-Bretagne et la France. Cette dernière ne s'y implante durablement qu'à partir de 1837 lorsque le capitaine Abel Aubert Du Petit-Thouars (1793-1864) nomme un agent consulaire dans la capitale. Les intérêts français aux îles Sandwich sont variés : politiques et stratégiques d'abord, dans la mesure où ces îles apparaissent très tôt comme la « clé du Pacifique nord » ; religieux aussi, puisque c'est une société missionnaire française, la congrégation de Picpus, qui y introduit le catholicisme ; économiques enfin, les deux ports de Lahaina et surtout d'Honolulu se trouvant pendant une vingtaine d'années, de 1845 à 1865, au centre de la pêche baleinière française.
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+En 1881, une première tentative d’annexion d'Hawaï par les États-Unis échoue. Le secrétaire d’État James Gillepsie Blaine n’en voit pas l’utilité puisque les États-Unis contrôlent le territoire, de fait : « Bien que beaucoup plus éloigné de la côte californienne que Cuba ne l’est de la péninsule de Floride, Hawaï occupe dans la mer occidentale la même position que Cuba dans l’Atlantique. Il est la clé de la souveraineté maritime des États du Pacifique, comme Cuba est la clé du commerce du golfe. Les États-Unis ne désirent pas plus la possession matérielle de Hawaï que celle de Cuba mais en aucun cas ils ne peuvent permettre dans l’autorité territoriale de l’un ou de l’autre un changement susceptible de les couper du système américain, auquel ils appartiennent indispensablement[10]. »
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+Mais c’est finalement l'influence prépondérante des Américains, principalement le fruitier Dole Food Company (planteurs, commerçants), appuyée par le débarquement d'une compagnie de fusiliers-marins[11], qui conduit in fine à la déposition de la dernière reine par un coup d'État en 1893 et à l'instauration d'un Gouvernement provisoire. Ce coup d'État est fomenté par un groupe de planteurs et de missionnaires étrangers, en majorité américains, soutenu par l'USS Boston[12]. Le 17 janvier 1894, un comité de sécurité autoproclamé dirigé par Sandford B. Dole décrète la fin de la monarchie hawaïenne[12] et à la proclamation d'une République d'Hawaï, véritable république bananière. La reine Lili'uokalani quitte aussitôt Hawaï[12]. La « République d'Hawaï »  finit par être annexée au territoire américain le 7 juillet 1898 avec le statut de Territoire d'Hawaï.
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+L'archipel est notamment impliqué dans la Seconde Guerre mondiale lors de l'attaque de la base navale de Pearl Harbor par l'aviation japonaise le 7 décembre 1941.
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+Le pouvoir des planteurs prend fin en raison du droit de vote accordé aux nombreux immigrés qui dès le XIXe siècle ont radicalement transformé la démographie de l'archipel.
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+Le 21 août 1959, Hawaï devient le 50e et dernier territoire de l'Union à avoir accédé au statut d'État des États-Unis : cette transformation étant due notamment à l'action des organisations syndicales (132 773 voix pour, 7 971 contre lors du référendum du 27 juin 1959).
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+Hawaï présente la caractéristique rare de n'avoir jamais été rattachée à son actuelle puissance souveraine (les États-Unis) par un acte de droit international. La cession de l'archipel a en effet été le fait d'un gouvernement provisoire que les États-Unis ne reconnaissaient pas, le président Grover Cleveland ayant explicitement déclaré cette entité illégitime. Par peur des résultats, on ne procéda pas à un référendum auprès de la population hawaïenne. La résolution Newland, qui érige Hawaï en territoire organisé des États-Unis, votée par le Congrès américain n'est donc, en termes juridiques, qu'un acte unilatéral. Par l'Apology Resolution du 23 novembre 1993, le Congrès américain souligne ainsi ce point en reconnaissant que le peuple hawaïen n'avait jamais renoncé à sa souveraineté au profit des États-Unis.
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+Quand bien même le gouvernement hawaïen aurait été considéré comme légitime, le droit international prévoit qu'il aurait fallu un traité, dans la mesure où une loi votée dans un pays ne peut s'appliquer à un autre pays, traité qui n'a jamais été conclu. Le statut du territoire d'Hawaï est donc, au regard du droit international pur, non valide. Cette irrégularité dans l'annexion d'Hawaï nourrit aujourd'hui encore un mouvement indépendantiste chez une partie de la population autochtone, ainsi que des querelles récurrentes quant à la propriété des terres ancestrales hawaïennes[13],[14],
+[15]. Ainsi, la loi publique 103-05 « présente  solennellement, au nom du peuple et du gouvernement des États-Unis, ses excuses aux populations indigènes hawaïennes » pour le « renversement illégal du royaume d'Hawaï, le 17 janvier 1893, avec la participation d'agents et de citoyens américains, et la spoliation des indigènes hawaïens de leurs droits à l'autodétermination » et « exprime son engagement [celui des États-Unis] à assumer les conséquences du renversement du royaume d'Hawaï, afin de créer les conditions favorables à la réconciliation entre les États-Unis et le peuple indigène hawaïen »[12].
+
+Lors de la campagne des présidentielles américaines de 2008, certains opposants à Barack Obama ont tenté d'utiliser ce fait pour affirmer qu'Hawaï n'étant pas de droit un État américain et Barack Obama y étant né, ce dernier n'était donc pas né sur le territoire des États-Unis, et qu'en conséquence, il ne pouvait pas en être élu président en vertu de l'Article II de la Constitution des États-Unis[16].
+
+Dans la mesure où Hawaï a été constitué en État fédéré en 1959, sa séparation des États-Unis est aujourd'hui presque impossible, même au titre de la nullité en droit de son rattachement, car elle constituerait un cas de sécession[17].
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+D'une superficie totale de 16 760 km2, Hawaï est peuplé de 1 427 538 habitants (2017). La capitale et plus grande ville de l'État est Honolulu, située sur l'île d'Oahu. Hawaï est bordé par l'océan Pacifique nord.
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+Les 19 îles et atolls qui composent l'archipel se répartissent en deux groupes principaux :
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+Parmi les 50 États américains, Hawaï est :
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+L'archipel d'Hawaï.
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+Pali Gap, Windward Coast, île d'Oahu, Hawaï
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+Plage à Oahu
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+Nihoa
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+Image satellitale de l'archipel d'Hawaï.
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+Oahu, côte Est d'Hawaï.
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+Hawaï a un climat tropical typique, bien que les températures soient moins extrêmes grâce aux alizés qui soufflent de l'est. En été, les températures maximales pendant la journée sont d'environ 31 °C, et les températures minimales sont d'environ 24 °C. En hiver, les températures maximales sont d'environ 28 °C, et les températures minimales ne descendent pas souvent plus bas que 18 °C.
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+Hawaï n'a généralement que deux saisons : la saison sèche (avec moins de pluie) entre mai et septembre, et la saison humide (plus de pluie) entre octobre et avril. Il neige parfois en hiver aux sommets de Mauna Kea et Mauna Loa, les deux volcans les plus hauts à Hawaï. Le Mont Waialeale, sur l'île de Kauai, avec 11 684 mm par an, a la deuxième plus grande hauteur de précipitations annuelle du monde.
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+La géographie d'Hawaï est très variée à cause de ses grands volcans.
+Avec Tahiti, les îles Marshall et Tuamotu, Hawaï est l’un des points chauds les plus étudiés par les géologues. Une instabilité de couche limite située à la base du manteau terrestre engendre un panache thermique (formé de matière solide comme le reste du manteau) qui en arrivant à proximité de la surface subit une décompression adiabatique qui produit du magma par fusion partielle ; comme les plaques de la croûte terrestre sont en mouvement, une série de volcans voient le jour puis s’éteignent au fur et à mesure que la plaque pacifique passe au-dessus du point chaud. Cela explique la forme de l'archipel hawaïen, en chapelet d’îles et de guyots. Les volcans d’Hawaï sont de type « volcans-boucliers ».
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+Les principaux volcans de l'archipel sont :
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+Sea arch, Hawaï
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+Lave pāhoehoe entrant dans la mer.
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+Coulée de lave.
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+Offrandes à Pele sur le bord du cratère (fire pit) Halem'uma'u, dans le cratère principal du Kīlauea.
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+Le patrimoine naturel hawaïen est d'une grande richesse, tant sur terre qu'en mer. Hawaï est cité comme un point chaud de biodiversité au sein d'un ensemble biogéographique qui inclut la plus grande partie de la Polynésie et de la Micronésie. Initialement la faune terrestre de l'archipel était dominée par les oiseaux. On ne trouve en effet que deux mammifères natifs sur ces îles, à savoir le phoque moine d'Hawaï (Monachus schauinslandi)  et l'ʻōpeʻapeʻa (Aeorestes semotus), une espèce de chauve-souris parfois considérée comme une sous-espèce. On retrouve par contre 338 espèces d'oiseaux dont 130 sont migratrices ou occasionnelles et 53 furent introduites par l'homme. Sans oublier 64 espèces endémiques dont la moitié ont disparu avec l'arrivée des premiers Européens. En effet les espèces insulaires sont très vulnérables en raison de la pression anthropique, de l'insularisation écologique des milieux naturels relictuels et de l'introduction de nombreuses espèces devenues invasives ou susceptibles de le devenir[19]. Les chats, les chiens, les rats et les mangoustes constituent des prédateurs particulièrement dévastateurs dans les milieux insulaires fragiles.
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+La flore hawaïenne est également très riche. On retrouve environ 1 400 espèces de plantes vasculaires dont 90% sont endémiques. Une mise à jour 2016 de la liste rouge de l'UICN a confirmé un risque croissant d'extinction pour les espèces natives. Depuis le début du XXe siècle, 79 espèces de plantes ont disparu à Hawaï, principalement victimes de la déforestation[20]. Sans oublier la pression causée par la présence d'herbivores importés comme les chèvres, les cochons et les cerfs qui causent des ravages en consommant des espèces natives. En juin 2006, c'est après avoir visionné le film de Jean-Michel Cousteau (Voyage to Kure) que le président George W. Bush fait classer les îles du Nord-Ouest d'Hawaï comme monument national. Ces îles constitueront alors la plus grande zone marine protégée du monde à l'abri de la pêche commerciale. D'une superficie de plus de 350 000 km2, ce nouveau monument national s'étire sur près de 2 300 km, comprend une dizaine d'îles inhabitées ainsi qu'une centaine d'atolls et abrite également de nombreuses espèces en danger.
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+Depuis quelques années, HawaÏ subit les impacts du changement climatique avec une prolifération des phénomènes naturels extrêmes. Le programme Hawaï durable vise ainsi à formuler des objectifs et des actions pour atteindre 100% d'énergie propre et renouvelable d'ici 2045, ainsi que des actions pour protéger les bassins versants. Ce programme est également significatif dans la lutte contre les espèces invasives afin de protéger et préserver l'écosystème unique de l'archipel[21]. Le 15 juin 2006 les États-Unis ont créé la plus vaste et longue aire marine protégée au large des îles du Nord-Ouest d’Hawaï. Le « Monument national marin des îles du Nord-Ouest d'Hawaï » recouvre environ 36 millions d’hectares marins, incluant 1,16 million d’hectares de récifs coralliens abritant plus de 7 000 espèces marines (endémiques à 25 % environ). 1 400 phoques hawaïens, les derniers de cette espèce menacée de disparition, ainsi qu'environ 90 % des tortues vertes d'Hawaï (également espèce menacée). Présence du palmier de Hawaï également endémique et en voie de disparition. Les embarcations non autorisées, l'extraction de matériaux marins, le déversement de déchets, et même la pêche commerciale devraient y disparaître en cinq ans, ainsi que les activités commerciales et touristiques, selon la Maison-Blanche[22].
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+À la suite de la catastrophe nucléaire de Fukushima, Hawaï fait partie des premières zones terrestres habitées et éloignées du Japon potentiellement touchées par les retombées aériennes radioactives de l'accident de mars 2011. Les autorités américaines et la presse[23] se sont rapidement montrées rassurantes, invitant la population à ne pas se précipiter vers les stocks de pilules d'Iode[24], certains spécialistes suggérant de rester néanmoins vigilant[24]. Des radionucléides ont été détectés dans le lait par le réseau national RadNet de l'EPA ; du Césium 134 (24 picocuries par litre) et du Césium 137 (19 picocuries par litre), ainsi que l'iode 131 (18 picocuries par litre) dans du lait local échantillonné le 4 avril 2011. À cette date, la radioactivité était très inférieure aux seuils d'action de l'EPA[25]. Une bioaccumulation par les champignons ou coquillages filtreurs (huitres, moules, coques...) est localement possible dans les mois ou années à venir. En juin 2011, le projet FLEXPART du NILU (Norwegian Institute for Air Research) a cessé de produire ses modélisations[26] du trajet du nuage dans l'hémisphère nord en raison d'un manque d'accès aux sources d'émissions[27].
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+Le National Park Service gère neuf sites à Hawaï[28] :
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+L'État d'Hawaï est divisé en 5 comtés[29].
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+Le Bureau de la gestion et du budget a défini deux aires métropolitaines et deux aires micropolitaines dans l'État d'Hawaï[30].
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+En 2010, tous les Hawaïens résidaient dans une zone à caractère urbain, dont 81,5 % dans une aire métropolitaine et 18,5 % dans une aire micropolitaine.
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+L'État d'Hawaï compte une municipalité[31].
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+Honolulu (Image NASA).
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+Kahului Bay, 2001.
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+Waiakea (lac), Hilo (2007).
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+Oahu, Kailua, 2006.
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+Petite église de Kailua-Kona, 2007.
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+Eruption à Kupaianaha, Kalapana Gardens, 1990.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Le Bureau du recensement des États-Unis estime la population d'Hawaï à 1 415 872 habitants au 1er juillet 2019, soit une hausse de 4,09 % depuis le recensement des États-Unis de 2010 qui tablait la population à 1 360 301 habitants[32]. Depuis 2010, l'État connaît la 15e croissance démographique la plus soutenue des États-Unis.
+
+Avec 1 360 301 habitants en 2010, Hawaï était le 40e État le plus peuplé des États-Unis. Sa population comptait pour 0,44 % de la population du pays. Le centre démographique de l'État était localisé entre les îles d'Oahu et de Molokai[33].
+
+Avec 81,78 hab./km2 en 2010, Hawaï était le 13e État le plus dense des États-Unis.
+
+Le taux d'urbains était de 91,9 % et celui de ruraux de 8,1 %. L'État comptait le 5e plus fort taux d'urbains du pays après la Californie (95,0 %), le New Jersey (94,7 %), le Nevada (94,2 %) et le Massachusetts (92,0 %).
+
+En 2010, le taux de natalité s'élevait à 14,0 ‰[34] (13,6 ‰ en 2012[35]) et le taux de mortalité à 7,1 ‰[36] (7,4 ‰ en 2012[37]). L'indice de fécondité était de 2,15 enfants par femme[34] (2,10 en 2012[35]). Le taux de mortalité infantile s'élevait à 6,2 ‰[36] (5,0 ‰ en 2012[37]). La population était composée de 22,33 % de personnes de moins de 18 ans, 9,58 % de personnes entre 18 et 24 ans, 26,59 % de personnes entre 25 et 44 ans, 27,15 % de personnes entre 45 et 64 ans et 14,35 % de personnes de 65 ans et plus. L'âge médian était de 38,6 ans[38].
+
+Entre 2010 et 2013, l'accroissement de la population (+ 43 753) était le résultat d'une part d'un solde naturel positif (+ 26 544) avec un excédent des naissances (61 617) sur les décès (35 073), et d'autre part d'un solde migratoire positif (+ 17 517) avec un excédent des flux migratoires internationaux (+ 23 621) et un déficit des flux migratoires intérieurs (- 6 104)[39].
+
+Selon des estimations de 2013, 79,6 % des Hawaïens étaient nés dans un État fédéré, dont 54,2 % dans l'État d'Hawaï et 25,4 % dans un autre État (10,3 % dans l'Ouest, 6,5 % dans le Sud, 4,9 % dans le Midwest, 3,8 % dans le Nord-Est), 2,8 % étaient nés dans un territoire non incorporé ou à l'étranger avec au moins un parent américain et 17,6 % étaient nés à l'étranger de parents étrangers (79,2 % en Asie, 9,3 % en Océanie, 4,5 % en Europe, 4,1 % en Amérique latine, 2,1 % en Amérique du Nord, 0,8 % en Afrique). Parmi ces derniers, 56,7 % étaient naturalisés américain et 43,3 % étaient étrangers[40],[41].
+
+Selon des estimations de 2012 effectuées par le Pew Hispanic Center, l'État comptait 35 000 immigrés illégaux, soit 2,4 % de la population[42].
+
+Selon le recensement des États-Unis de 2010, la population était composée de 38,60 % d'Asiatiques (14,52 % de Philippins, 13,64 % de Japonais, 3,97 % de Chinois, 1,78 % de Coréens, 0,72 % de Viêts), 24,74 % de Blancs, 23,57 % de Métis, 9,96 % d'Océaniens (5,91 % d'Hawaïens, 1,34 % de Samoans), 1,57 % de Noirs, 0,31 % d'Amérindiens et 1,25 % de personnes n'entrant dans aucune de ces catégories.
+
+Les Métis se décomposaient entre ceux revendiquant deux races (15,22 %), principalement asiatique et océanienne (5,33 %), blanche et asiatique (4,89 %), blanche et océanienne (2,79 %) et blanche et amérindienne (0,58 %), et ceux revendiquant trois races ou plus (8,35 %).
+
+Les non-hispaniques représentaient 91,12 % de la population avec 37,73 % d'Asiatiques, 22,74 % de Blancs, 19,41 % de Métis, 9,43 % d'Océaniens, 1,46 % de Noirs, 0,21 % d'Amérindiens et 0,14 % de personnes n'entrant dans aucune de ces catégories, tandis que les Hispaniques comptaient pour 8,88 % de la population, principalement des personnes originaires de Porto Rico (3,24 %), du Mexique (2,60 %) et d'Espagne (0,75 %)[38].
+
+En 2010, l'État d'Hawaï avait les plus fortes proportions d'Asiatiques et d'Océaniens des États-Unis. A contrario, l'État avait les plus faibles proportions de Blancs et de Blancs non hispaniques ainsi que la 8e plus faible proportion d'Amérindiens et la 10e plus faible proportion de Noirs des États-Unis.
+
+L'État comptait également le 2e plus grand nombre d'Océaniens (135 422) après la Californie (144 386) et le 6e plus grand nombre d'Asiatiques des États-Unis.
+
+L'État regroupait à lui seul 25,1 % des Océaniens résidant aux États-Unis.
+
+À l'instar du Texas (45,33 %), du Nouveau-Mexique (40,49 %) et de la Californie (40,15 %), Hawaï est un État aux minorités majoritaires, concept selon lequel la population blanche non hispanique représente moins de la moitié de la population, mais à la différence des trois autres, les Blancs non hispaniques n'ont jamais été majoritaires dans l'État.
+
+En 2013, le Bureau du recensement des États-Unis estime la part des non hispaniques à 90,2 %, dont 37,0 % d'Asiatiques, 23,0 % de Blancs, 19,1 % de Métis, 9,0 % d'Océaniens et 2,0 % de Noirs, et celle des Hispaniques à 9,8 %[45].
+
+En 2000, les Hawaïens s'identifiaient principalement comme étant d'origine japonaise (24,5 %), philippine (22,8 %), hawaïenne (19,8 %), chinoise (14,0 %), allemande (5,8 %), irlandaise (4,4 %), anglaise (4,3 %), portugaise (4,0 %) et coréenne (3,4 %)[46].
+
+L'État avait la 3e plus forte proportion de personnes d'origine portugaise.
+
+L'État abrite la 36e communauté juive des États-Unis. Selon le North American Jewish Data Bank, l'État comptait 7 280 Juifs en 2013 (1 500 en 1971), soit 0,5 % de la population. Ils se concentraient principalement dans les agglomérations d'Honolulu (5 200) et Kahului-Wailuku-Lahaina (1 500)[47].
+
+En 2010, les Asiatiques s'identifiaient principalement comme étant Philippins (37,6 %), Japonais (35,3 %), Chinois (10,5 %) et Coréens (4,6 %)[48].
+
+L'État avait les plus fortes proportions de Philippins (14,52 %), de Japonais (13,64 %), de Chinois (4,04 %) et de Coréens (1,78 %), la 2e plus forte proportion de Thaïs (0,15 %), la 4e plus forte proportion de Viêts (0,72 %) ainsi que la 8e plus forte proportion de Laotiens (0,14 %).
+
+L'État comptait également les 2e plus grands nombres de Philippins (197 497) et de Japonais (185 502).
+
+L'État regroupait 24,3 % des Japonais et 7,7 % des Philippins résidant aux États-Unis.
+
+Les Océaniens s'identifiaient principalement comme étant Hawaïens (59,3 %), Samoans (13,5 %), Marshallais (4,7 %) et Tongiens (3,6 %)[49].
+
+Les Hispaniques étaient principalement originaires de Porto Rico (36,5 %), du Mexique (29,3 %) et d'Espagne (8,5 %)[50]. Composée à 46,9 % de Métis, 22,6 % de Blancs, 9,8 % d'Asiatiques, 6,0 % d'Océaniens, 1,3 % de Noirs, 1,1 % d'Amérindiens et 12,5 % de personnes n'entrant dans aucune de ces catégories, la population hispanique représentait 32,2 % des Amérindiens, 17,7 % des Métis, 8,1 % des Blancs, 7,1 % des Noirs, 5,3 % des Océaniens, 2,2 % des Asiatiques et 88,9 % des personnes n'entrant dans aucune de ces catégories.
+
+L'État avait la 3e plus forte proportion de personnes originaires d'Espagne (0,75 %) et la 7e plus forte proportion de personnes originaires de Porto Rico (3,24 %).
+
+Les Métis se décomposaient entre ceux revendiquant deux races (64,6 %), principalement asiatique et océanienne (22,6 %), blanche et asiatique (20,7 %) et blanche et océanienne (11,8 %), et ceux revendiquant trois races ou plus (35,4 %)[51].
+
+Selon l'institut de sondage The Gallup Organization, en 2015, 30 % des habitants d'Hawaï se considèrent comme « très religieux » (40 % au niveau national), 26 % comme « modérément religieux » (29 % au niveau national) et 44 % comme « non religieux » (31 % au niveau national)[53].
+
+D'après l'article XV de la Constitution de l'État d'Hawaï, les deux langues officielles depuis 1978 sont l'anglais et l'hawaïen. Il est donc un des deux États sur 50 ayant plus d'une langue officielle (en 2014 l'Alaska a officialisé ses vingt langues amérindiennes en plus de l'anglais)[58]. Bien que l'hawaïen soit menacé d'extinction, il est enseigné et des mesures de protection sont en place[59]. L'hawaïen, appelé ‘Ōlelo Hawai‘i (langue d'Hawaï), est la langue autochtone, une langue polynésienne de la famille austronésienne étroitement reliée au marquisien, proche du tahitien et du maori[60]. Au recensement de 1970, quelque 17 000 insulaires avaient indiqué que l'hawaïen était encore la langue parlée au foyer lorsqu'ils étaient enfants. En 1990, ils étaient moins de 1 000. Aujourd’hui, seules les personnes âgées de plus de 60 ans et les habitants de l’île Niihau (230 personnes) parlent encore l'hawaïen. L'île de Niihau est une propriété privée dont les propriétaires n'admettent que les habitants de l'île, les anciens résidents et les descendants des ancêtres hawaïens ; les insulaires y parlent une variante dialectale de l’hawaïen.
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+D'après le recensement des États-Unis de 2000, 73,4 % des Hawaïens de plus de 5 ans parlent l'anglais comme langue maternelle[61]. Ce sont, dans l'ordre, l'île d'Oahu, puis celle d'Hawaï, suivies des îles Molokai, Lanai, Kahoolawe et Maui, qui sont les plus anglicisées. Les îles situées au nord-ouest (Niihau, Kauai) comptent moins (ou pas) d'anglophones. L'île d'Oahu est celle qui compte aussi le plus grand nombre de langues immigrantes, notamment le chinois et le japonais.
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+Les autres langues sont, outre les langues polynésiennes (7,9 %), le filipino (5,7 %), le japonais (4,9 %), le chinois (2,9 %), l'espagnol (1,6 %) et le coréen (1,6 %). Les Hawaïens qui utilisent encore ces langues immigrantes sont ceux de la première et de la deuxième génération ; ceux de la troisième génération ont généralement abandonné la langue de leurs ancêtres. Selon le contexte, les Kamaaina (ceux de n'importe quelle origine qui sont nés et élevés à Hawaï) parlent soit un anglais qui ressemble à celui des autres citoyens américains, soit le Hawaiian Pidgin, créole basé sur l'anglais et comportant des emprunts à l'hawaïen comme aux nombreuses langues parlées par des vagues successives d'immigrants.
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+L'anglais et l'hawaïen sont les deux langues officielles de l'État depuis 1978.
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+La base navale de Pearl Harbor, près de Honolulu occupe le quart du territoire de l'île d'Oahu. Il s'agit de la plus importante base militaire américaine[62],[63].
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+Hawaï est un État de tradition démocrate. Il participe aux élections présidentielles depuis 1960 mais seuls Richard Nixon en 1972 et Ronald Reagan en 1984 ont emporté l'État pour le compte des républicains. Lors de l’élection présidentielle de 2004, le candidat démocrate John Kerry l'emporte avec 54,01 % des voix contre 45,26 % au président sortant et candidat républicain George W. Bush.
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+Lors de l'élection de 2016, le républicain Donald Trump n'obtient que 30 % des voix à Hawaï face à son adversaire démocrate, Hillary Clinton, obtient 62,2 % des voix[64].
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+Au niveau fédéral, les deux sénateurs de l'Union sont les démocrates Brian Schatz et Mazie Hirono et à la Chambre des représentants l'État est représenté par deux élus démocrates Tulsi Gabbard et Colleen Hanabusa.
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+Brian Schatz, sénateur depuis 2012.
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+Mazie Hirono, sénatrice depuis 2013.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Au niveau local, le gouverneur de l'État est le démocrate David Ige depuis le 1er décembre 2014.
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+Pour la législature 2016-2018, la Chambre des représentants comprend 51 sièges dont 46 élus démocrates et 5 élus républicains et le Sénat, 25 membres, tous démocrates.
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+Au niveau fédéral, Hawaii devient le 8 mars 2017, le premier État américain à contester en justice le nouveau décret migratoire du président Donald Trump, qui interdit l’entrée des États-Unis aux ressortissants de six pays majoritairement musulmans[65].
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+Le tourisme représente un des principaux revenus de l’archipel avec 10 milliards de dollars en termes de revenu de tourisme à chaque année[62],[63].
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+L'agriculture occupe aussi une place importante. En effet Hawaï est le premier producteur mondial d'ananas et de papaye[62],[63]. Hawaï est aussi le deuxième producteur mondial de sucre de canne[62],[63].
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+Il faut aussi noter la présence d'autres cultures comme celle du café et de l'élevage sur le territoire[62],[63].
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+La culture d'Hawaï est réputée pour la danse traditionnelle polynésienne nommée hula. Ce type de danse permet aux Hawaïens de partager et de préserver leur culture. Il est possible de voir ce type de danse un peu partout sur les îles. D'ailleurs, plusieurs hôtels proposent des forfaits souper-spectacle[66]. Un certain nombre de peintres sont originaires de l'archipel, à l'instar de Mabel Alvarez, George Miyasaki (en) ou John Chin Young (en), tandis que d'autres s'y sont installé : Jules Tavernier, Jean Charlot et Kosta Kulundzic, par exemple.
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+Hoʻoponopono est un procédé psycho-spirituel de réconciliation et de pardon mutuel des anciens Hawaïens : une voie de résolution des conflits et d'absolution, mais aussi une philosophie et un art de vivre. Traditionnellement Hoʻoponopono était fait par un(e) Kahuna lapaʻau (prêtre(sse) guérisseur(se)) et la plupart du temps avec des groupes familiaux pour guérir les maladies physiques et mentales. Les versions modernes sont conçues de façon que chacun puisse le faire seul, individuellement.
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+Le surf est une pratique traditionnelle d'Hawaï qui a connu un renouveau populaire à partir du milieu du XXe siècle. Ce sport s'est depuis répandu de par le monde, mais reste très pratiqué dans l'archipel.
+
+À Peahi, île de Maui, dans le nord l'île, se produit en cas de forte houle la déferlante de Jaws (littéralement « les mâchoires » en anglais mais également le titre original du film Les Dents de la mer). Cette vague géante, une des plus grosses du globe, atteint parfois 25 mètres de haut. Elle a été popularisée par Laird Hamilton, Dave Kalama (en), Darrick Doerner (en), Gerry López et Basile Commarieu entre autres.
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+En janvier 1998, Laird Hamilton surfa la vague la plus haute jamais surfée (à l'époque), de 26 mètres de haut, déferlant à une vitesse impressionnante et formant un mur d'eau gigantesque, pour ensuite se transformer en tourbillon de mousse et d'écume géant. Jack Johnson, aujourd'hui connu pour ses chansons, est originaire de l'île d'Oahu et a commencé sa carrière dans le monde du surf. Il a été plusieurs fois récompensé pour ses films comme Thicker Than Water ou A Brokedawn Melody.
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+Surf-Riders, Honolulu, par Charles W. Bartlett, 1919, Honolulu Academy of Arts.
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+The Surf Rider (Hawaï) par Charles W. Bartlett, 1921, Honolulu Academy of Arts.
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+Hui Nalu, Club of the Waves, fondé en 1908 par les Hawaïens.
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+Surfeur sur le spot de Banzai Pipeline, Oahu, 2007, Hawaï.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+De nombreuses influences culturelles font partie de la cuisine hawaïenne : coréenne, portugaise, chinoise, japonaise, philippine. Par contre, une gastronomie locale est présente dans l'État. Ainsi on retrouve par exemple le loco moco, le déjeuner local dans les mœurs alimentaires de l'État. Enfin on retrouve des particularités locales comme le jambon épicé appelé commercialement Spam[67].
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+Hawaï est connue pour être le lieu de tournage des séries Hawaï police d'État et son remake Hawaii 5-0, mais aussi Magnum et LOST.
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+Le nom du premier monarque du royaume unifié d’Hawaï, Kamehameha Ier, inspira notamment l'auteur de Dragon Ball.
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+Le film Battleship fut tourné sur la côte d'une des îles hawaïennes.
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+L'action du film The Descendants, avec George Clooney, se déroule à Hawaï.
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+Le film Pearl Harbor retrace l'attaque japonaise du 7 décembre 1941 du port militaire de l'île d'Oahu.
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+Des segments du film Kong: Skull Island ont été tournés à Kulaoa Ranch. Il en va de même pour les scènes extérieures de  Jurassic Park .
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+L'archipel d'Hawaï a également inspiré la région d'Alola (dont le nom dérive du mot aloha) où se déroulent les jeux vidéo Pokémon Soleil et Lune et Pokémon Ultra-Soleil et Ultra-Lune.
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+En 1977, la Team Hawaii, une équipe professionnelle de soccer au sein de la North American Soccer League joue sur l'île. Toutefois, du fait des coûts importants et de la distance avec le continent l'équipe s'arrête au bout d'une saison[68].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+Australasie
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+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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+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)

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+Hawaï (/a.waj/[2] ; en hawaïen : Hawai‘i, prononcé /ha.ˈvaj.ʔi/[3] ; en anglais : Hawaii, prononcé /hə.ˈwaɪ.(j)i/[4]) est un État des États-Unis. Constitué d'un archipel de 137 îles[5], il s'agit du seul État américain situé en dehors du continent nord-américain, puisqu'il est situé en Océanie, et de l'un des deux États américains non contigus, avec l'Alaska. Les huit principales îles sont Niihau, Kauai, Molokai, Lanai, Kahoolawe, Maui, l'île d'Hawaï et Oahu, où se trouve la capitale Honolulu. L'archipel fait partie de la Polynésie et se situe dans le centre de l'océan Pacifique nord, à 3 718 kilomètres au sud de la péninsule d'Alaska, à 3 792 kilomètres à l'ouest-sud-ouest de Punta Gorda, sur la côte californienne, et à 5 713 kilomètres à l'est de l'île de Hokkaidō au Japon. En outre, il est le 50e et dernier État à avoir été admis dans l'Union, le 21 août 1959. La variété de ses paysages, marqués notamment par un volcanisme très actif (Hualālai, Kīlauea, Mauna Kea, Mauna Loa), un climat tropical humide et un patrimoine naturel endémique, en font une destination prisée aussi bien des touristes que des scientifiques[6].
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+L'archipel était habité par des peuples polynésiens depuis plusieurs siècles à l'arrivée de l'explorateur britannique James Cook en 1778, qui le baptise Îles Sandwich. Les îles sont unifiées en un royaume vers 1810 par Kamehameha Ier, qui fonde une dynastie qui perdure jusqu'en 1893. Lui succèdent une éphémère République d'Hawaï (1894-1898) et le territoire d'Hawaï, créé lors de l'annexion de l'archipel par les États-Unis. En décembre 1941, l'île d'Oahu est le théâtre de l'attaque de Pearl Harbor. Le territoire est dissous en 1959 lorsque Hawaï devient le 50e État américain. Il compte environ 1 360 000 habitants en 2010, principalement dans l'aire urbaine de Honolulu. La population est composée de nombreux groupes ethniques, principalement d'origine asiatique (Philippins, Japonais). Les autochtones hawaïens comptent aujourd'hui pour 22 % de la population[7].
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+Situé au cœur de l'océan Pacifique, Hawaï mêle de nombreuses influences culturelles, entre les apports nord-américains et asiatiques, et sa propre culture ancestrale. Proche des cultures polynésiennes et maories, elle demeure très active, notamment autour de traditions musicales. La musique hawaïenne, essentiellement jouée à la guitare hawaïenne et au ukulélé, fut popularisée dans le monde par Sol Hoopii et, plus tard, par le chanteur Iz. Le mode de vie hawaïen se diffuse également avec la pratique du surf et de la spiritualité locale, le Hoʻoponopono. Ses deux grands parcs nationaux (Parc national des volcans d'Hawaï, Parc national de Haleakalā) et ses nombreuses plages en font une destination touristique majeure. De tradition démocrate, Hawaii est le lieu de naissance du 44e président des États-Unis, Barack Obama.
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+Le nom Hawaii provient du mot hawaïen Owhyhee (lexicalisé en anglais). Les Espagnols sont les premiers Européens à visiter les îles. Le capitaine James Cook vole les cartes et se rend sur les îles en 1778 et les nomme les « îles Sandwich » (en l'honneur du comte de Sandwich). Ce nom a duré jusqu'à ce que le roi Kamehameha Ier, artisan de leur unité, fonde le royaume d'Hawaï en 1810.
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+En Français, on rencontre indifféremment les orthographes Hawaii et Hawaï, la deuxième forme étant plus répandue comme dans le titre de série télévisée Hawaï police d'État. Le titre du roman de James A. Michener est, lui, orthographié Hawaii. De même pour l'adjectif hawaïen ou hawaiien (cette dernière forme étant nettement moins répandue). En hawaïen, un coup de glotte (okina), représenté par l'apostrophe inversée (‘), sépare les deux i.
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+Kalaniʻōpuʻu (en), roi d'Hawaii apportant des présents au capitaine James Cook en 1781 (dessin de John Webber, artiste à bord du navire de Cook).
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+Kamehameha Ier, unificateur d'Hawaï.
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+Le fort d'Honolulu vers 1853, par Paul Emmert.
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+La reine Liliʻuokalani.
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+Marines de l'USS Boston, janvier 1893.
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+USS Boston.
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+David Kalākaua, dernier roi d'Hawaï.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Les îles hawaïennes furent habitées initialement par des Polynésiens (probablement des voyageurs des îles Marquises) il y a environ 1 500 ou 2 000 ans. Malgré des contacts sporadiques avec les autres Polynésiens, cette société a vécu dans un important et long isolement. Pendant la majeure partie de leur histoire, les îles d'Hawaï furent gouvernées indépendamment par des monarques locaux, les ali‘i.
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+Le premier contact avec les Européens dont on a gardé la trace date de 1778 avec James Cook lors de son troisième voyage, qui les baptisa îles Sandwich en l'honneur du 4e comte de Sandwich. Il est toutefois possible que ce ne fût pas le premier Européen ; en effet, durant tout le XVIe siècle des navigateurs espagnols, néerlandais et portugais sillonnent le Pacifique et les îles d'Hawaï. Certains pensent que les îles furent découvertes en 1527 par des Espagnols envoyés par Cortés sous le commandement d'Alvaro de Saavedra[8], puis explorées par Juan Gaetano en 1555, puis en 1567 par le navigateur espagnol Álvaro de Mendaña qui précisera la position des îles[9]. Enfin, des hommes du navire néerlandais Liefde désertent en 1599 dans des îles du Pacifique dont on pense aujourd'hui qu'il s'agit d'Hawaii. Les 28 et 29 mai 1786, l'expédition française de La Pérouse fait escale à Mauwee (Maui), une île que James Cook avait négligée lors de son passage.
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+Après une période de conflit qui débute en 1795, le souverain de l'île d'Hawaï, Kamehameha Ier, unifie en 1810 pour la première fois sous son sceptre tous les royaumes insulaires de l'archipel. Ce royaume unifié se développe et est internationalement reconnu, notamment grâce à la bienveillante protection britannique (d'où son drapeau actuel).
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+En 1849, le contre-amiral Louis Legoarant de Tromelin dirige l'invasion française d'Honolulu.
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+Ce royaume excite l’appétit des États-Unis qui signent un traité de réciprocité en 1875 avec l'archipel, ainsi que des puissances européennes dont trois d'entre elles en particulier : la Russie, la Grande-Bretagne et la France. Cette dernière ne s'y implante durablement qu'à partir de 1837 lorsque le capitaine Abel Aubert Du Petit-Thouars (1793-1864) nomme un agent consulaire dans la capitale. Les intérêts français aux îles Sandwich sont variés : politiques et stratégiques d'abord, dans la mesure où ces îles apparaissent très tôt comme la « clé du Pacifique nord » ; religieux aussi, puisque c'est une société missionnaire française, la congrégation de Picpus, qui y introduit le catholicisme ; économiques enfin, les deux ports de Lahaina et surtout d'Honolulu se trouvant pendant une vingtaine d'années, de 1845 à 1865, au centre de la pêche baleinière française.
+
+En 1881, une première tentative d’annexion d'Hawaï par les États-Unis échoue. Le secrétaire d’État James Gillepsie Blaine n’en voit pas l’utilité puisque les États-Unis contrôlent le territoire, de fait : « Bien que beaucoup plus éloigné de la côte californienne que Cuba ne l’est de la péninsule de Floride, Hawaï occupe dans la mer occidentale la même position que Cuba dans l’Atlantique. Il est la clé de la souveraineté maritime des États du Pacifique, comme Cuba est la clé du commerce du golfe. Les États-Unis ne désirent pas plus la possession matérielle de Hawaï que celle de Cuba mais en aucun cas ils ne peuvent permettre dans l’autorité territoriale de l’un ou de l’autre un changement susceptible de les couper du système américain, auquel ils appartiennent indispensablement[10]. »
+
+Mais c’est finalement l'influence prépondérante des Américains, principalement le fruitier Dole Food Company (planteurs, commerçants), appuyée par le débarquement d'une compagnie de fusiliers-marins[11], qui conduit in fine à la déposition de la dernière reine par un coup d'État en 1893 et à l'instauration d'un Gouvernement provisoire. Ce coup d'État est fomenté par un groupe de planteurs et de missionnaires étrangers, en majorité américains, soutenu par l'USS Boston[12]. Le 17 janvier 1894, un comité de sécurité autoproclamé dirigé par Sandford B. Dole décrète la fin de la monarchie hawaïenne[12] et à la proclamation d'une République d'Hawaï, véritable république bananière. La reine Lili'uokalani quitte aussitôt Hawaï[12]. La « République d'Hawaï »  finit par être annexée au territoire américain le 7 juillet 1898 avec le statut de Territoire d'Hawaï.
+
+L'archipel est notamment impliqué dans la Seconde Guerre mondiale lors de l'attaque de la base navale de Pearl Harbor par l'aviation japonaise le 7 décembre 1941.
+
+Le pouvoir des planteurs prend fin en raison du droit de vote accordé aux nombreux immigrés qui dès le XIXe siècle ont radicalement transformé la démographie de l'archipel.
+
+Le 21 août 1959, Hawaï devient le 50e et dernier territoire de l'Union à avoir accédé au statut d'État des États-Unis : cette transformation étant due notamment à l'action des organisations syndicales (132 773 voix pour, 7 971 contre lors du référendum du 27 juin 1959).
+
+Hawaï présente la caractéristique rare de n'avoir jamais été rattachée à son actuelle puissance souveraine (les États-Unis) par un acte de droit international. La cession de l'archipel a en effet été le fait d'un gouvernement provisoire que les États-Unis ne reconnaissaient pas, le président Grover Cleveland ayant explicitement déclaré cette entité illégitime. Par peur des résultats, on ne procéda pas à un référendum auprès de la population hawaïenne. La résolution Newland, qui érige Hawaï en territoire organisé des États-Unis, votée par le Congrès américain n'est donc, en termes juridiques, qu'un acte unilatéral. Par l'Apology Resolution du 23 novembre 1993, le Congrès américain souligne ainsi ce point en reconnaissant que le peuple hawaïen n'avait jamais renoncé à sa souveraineté au profit des États-Unis.
+
+Quand bien même le gouvernement hawaïen aurait été considéré comme légitime, le droit international prévoit qu'il aurait fallu un traité, dans la mesure où une loi votée dans un pays ne peut s'appliquer à un autre pays, traité qui n'a jamais été conclu. Le statut du territoire d'Hawaï est donc, au regard du droit international pur, non valide. Cette irrégularité dans l'annexion d'Hawaï nourrit aujourd'hui encore un mouvement indépendantiste chez une partie de la population autochtone, ainsi que des querelles récurrentes quant à la propriété des terres ancestrales hawaïennes[13],[14],
+[15]. Ainsi, la loi publique 103-05 « présente  solennellement, au nom du peuple et du gouvernement des États-Unis, ses excuses aux populations indigènes hawaïennes » pour le « renversement illégal du royaume d'Hawaï, le 17 janvier 1893, avec la participation d'agents et de citoyens américains, et la spoliation des indigènes hawaïens de leurs droits à l'autodétermination » et « exprime son engagement [celui des États-Unis] à assumer les conséquences du renversement du royaume d'Hawaï, afin de créer les conditions favorables à la réconciliation entre les États-Unis et le peuple indigène hawaïen »[12].
+
+Lors de la campagne des présidentielles américaines de 2008, certains opposants à Barack Obama ont tenté d'utiliser ce fait pour affirmer qu'Hawaï n'étant pas de droit un État américain et Barack Obama y étant né, ce dernier n'était donc pas né sur le territoire des États-Unis, et qu'en conséquence, il ne pouvait pas en être élu président en vertu de l'Article II de la Constitution des États-Unis[16].
+
+Dans la mesure où Hawaï a été constitué en État fédéré en 1959, sa séparation des États-Unis est aujourd'hui presque impossible, même au titre de la nullité en droit de son rattachement, car elle constituerait un cas de sécession[17].
+
+D'une superficie totale de 16 760 km2, Hawaï est peuplé de 1 427 538 habitants (2017). La capitale et plus grande ville de l'État est Honolulu, située sur l'île d'Oahu. Hawaï est bordé par l'océan Pacifique nord.
+
+Les 19 îles et atolls qui composent l'archipel se répartissent en deux groupes principaux :
+
+Parmi les 50 États américains, Hawaï est :
+
+L'archipel d'Hawaï.
+
+Pali Gap, Windward Coast, île d'Oahu, Hawaï
+
+Plage à Oahu
+
+Nihoa
+
+Image satellitale de l'archipel d'Hawaï.
+
+Oahu, côte Est d'Hawaï.
+
+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
+
+Hawaï a un climat tropical typique, bien que les températures soient moins extrêmes grâce aux alizés qui soufflent de l'est. En été, les températures maximales pendant la journée sont d'environ 31 °C, et les températures minimales sont d'environ 24 °C. En hiver, les températures maximales sont d'environ 28 °C, et les températures minimales ne descendent pas souvent plus bas que 18 °C.
+
+Hawaï n'a généralement que deux saisons : la saison sèche (avec moins de pluie) entre mai et septembre, et la saison humide (plus de pluie) entre octobre et avril. Il neige parfois en hiver aux sommets de Mauna Kea et Mauna Loa, les deux volcans les plus hauts à Hawaï. Le Mont Waialeale, sur l'île de Kauai, avec 11 684 mm par an, a la deuxième plus grande hauteur de précipitations annuelle du monde.
+
+
+
+La géographie d'Hawaï est très variée à cause de ses grands volcans.
+Avec Tahiti, les îles Marshall et Tuamotu, Hawaï est l’un des points chauds les plus étudiés par les géologues. Une instabilité de couche limite située à la base du manteau terrestre engendre un panache thermique (formé de matière solide comme le reste du manteau) qui en arrivant à proximité de la surface subit une décompression adiabatique qui produit du magma par fusion partielle ; comme les plaques de la croûte terrestre sont en mouvement, une série de volcans voient le jour puis s’éteignent au fur et à mesure que la plaque pacifique passe au-dessus du point chaud. Cela explique la forme de l'archipel hawaïen, en chapelet d’îles et de guyots. Les volcans d’Hawaï sont de type « volcans-boucliers ».
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+Les principaux volcans de l'archipel sont :
+
+Sea arch, Hawaï
+
+Lave pāhoehoe entrant dans la mer.
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+Coulée de lave.
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+Offrandes à Pele sur le bord du cratère (fire pit) Halem'uma'u, dans le cratère principal du Kīlauea.
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+Le patrimoine naturel hawaïen est d'une grande richesse, tant sur terre qu'en mer. Hawaï est cité comme un point chaud de biodiversité au sein d'un ensemble biogéographique qui inclut la plus grande partie de la Polynésie et de la Micronésie. Initialement la faune terrestre de l'archipel était dominée par les oiseaux. On ne trouve en effet que deux mammifères natifs sur ces îles, à savoir le phoque moine d'Hawaï (Monachus schauinslandi)  et l'ʻōpeʻapeʻa (Aeorestes semotus), une espèce de chauve-souris parfois considérée comme une sous-espèce. On retrouve par contre 338 espèces d'oiseaux dont 130 sont migratrices ou occasionnelles et 53 furent introduites par l'homme. Sans oublier 64 espèces endémiques dont la moitié ont disparu avec l'arrivée des premiers Européens. En effet les espèces insulaires sont très vulnérables en raison de la pression anthropique, de l'insularisation écologique des milieux naturels relictuels et de l'introduction de nombreuses espèces devenues invasives ou susceptibles de le devenir[19]. Les chats, les chiens, les rats et les mangoustes constituent des prédateurs particulièrement dévastateurs dans les milieux insulaires fragiles.
+
+La flore hawaïenne est également très riche. On retrouve environ 1 400 espèces de plantes vasculaires dont 90% sont endémiques. Une mise à jour 2016 de la liste rouge de l'UICN a confirmé un risque croissant d'extinction pour les espèces natives. Depuis le début du XXe siècle, 79 espèces de plantes ont disparu à Hawaï, principalement victimes de la déforestation[20]. Sans oublier la pression causée par la présence d'herbivores importés comme les chèvres, les cochons et les cerfs qui causent des ravages en consommant des espèces natives. En juin 2006, c'est après avoir visionné le film de Jean-Michel Cousteau (Voyage to Kure) que le président George W. Bush fait classer les îles du Nord-Ouest d'Hawaï comme monument national. Ces îles constitueront alors la plus grande zone marine protégée du monde à l'abri de la pêche commerciale. D'une superficie de plus de 350 000 km2, ce nouveau monument national s'étire sur près de 2 300 km, comprend une dizaine d'îles inhabitées ainsi qu'une centaine d'atolls et abrite également de nombreuses espèces en danger.
+
+Depuis quelques années, HawaÏ subit les impacts du changement climatique avec une prolifération des phénomènes naturels extrêmes. Le programme Hawaï durable vise ainsi à formuler des objectifs et des actions pour atteindre 100% d'énergie propre et renouvelable d'ici 2045, ainsi que des actions pour protéger les bassins versants. Ce programme est également significatif dans la lutte contre les espèces invasives afin de protéger et préserver l'écosystème unique de l'archipel[21]. Le 15 juin 2006 les États-Unis ont créé la plus vaste et longue aire marine protégée au large des îles du Nord-Ouest d’Hawaï. Le « Monument national marin des îles du Nord-Ouest d'Hawaï » recouvre environ 36 millions d’hectares marins, incluant 1,16 million d’hectares de récifs coralliens abritant plus de 7 000 espèces marines (endémiques à 25 % environ). 1 400 phoques hawaïens, les derniers de cette espèce menacée de disparition, ainsi qu'environ 90 % des tortues vertes d'Hawaï (également espèce menacée). Présence du palmier de Hawaï également endémique et en voie de disparition. Les embarcations non autorisées, l'extraction de matériaux marins, le déversement de déchets, et même la pêche commerciale devraient y disparaître en cinq ans, ainsi que les activités commerciales et touristiques, selon la Maison-Blanche[22].
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+À la suite de la catastrophe nucléaire de Fukushima, Hawaï fait partie des premières zones terrestres habitées et éloignées du Japon potentiellement touchées par les retombées aériennes radioactives de l'accident de mars 2011. Les autorités américaines et la presse[23] se sont rapidement montrées rassurantes, invitant la population à ne pas se précipiter vers les stocks de pilules d'Iode[24], certains spécialistes suggérant de rester néanmoins vigilant[24]. Des radionucléides ont été détectés dans le lait par le réseau national RadNet de l'EPA ; du Césium 134 (24 picocuries par litre) et du Césium 137 (19 picocuries par litre), ainsi que l'iode 131 (18 picocuries par litre) dans du lait local échantillonné le 4 avril 2011. À cette date, la radioactivité était très inférieure aux seuils d'action de l'EPA[25]. Une bioaccumulation par les champignons ou coquillages filtreurs (huitres, moules, coques...) est localement possible dans les mois ou années à venir. En juin 2011, le projet FLEXPART du NILU (Norwegian Institute for Air Research) a cessé de produire ses modélisations[26] du trajet du nuage dans l'hémisphère nord en raison d'un manque d'accès aux sources d'émissions[27].
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+Le National Park Service gère neuf sites à Hawaï[28] :
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+L'État d'Hawaï est divisé en 5 comtés[29].
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+Le Bureau de la gestion et du budget a défini deux aires métropolitaines et deux aires micropolitaines dans l'État d'Hawaï[30].
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+En 2010, tous les Hawaïens résidaient dans une zone à caractère urbain, dont 81,5 % dans une aire métropolitaine et 18,5 % dans une aire micropolitaine.
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+L'État d'Hawaï compte une municipalité[31].
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+Honolulu (Image NASA).
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+Kahului Bay, 2001.
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+Waiakea (lac), Hilo (2007).
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+Oahu, Kailua, 2006.
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+Petite église de Kailua-Kona, 2007.
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+Eruption à Kupaianaha, Kalapana Gardens, 1990.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Le Bureau du recensement des États-Unis estime la population d'Hawaï à 1 415 872 habitants au 1er juillet 2019, soit une hausse de 4,09 % depuis le recensement des États-Unis de 2010 qui tablait la population à 1 360 301 habitants[32]. Depuis 2010, l'État connaît la 15e croissance démographique la plus soutenue des États-Unis.
+
+Avec 1 360 301 habitants en 2010, Hawaï était le 40e État le plus peuplé des États-Unis. Sa population comptait pour 0,44 % de la population du pays. Le centre démographique de l'État était localisé entre les îles d'Oahu et de Molokai[33].
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+Avec 81,78 hab./km2 en 2010, Hawaï était le 13e État le plus dense des États-Unis.
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+Le taux d'urbains était de 91,9 % et celui de ruraux de 8,1 %. L'État comptait le 5e plus fort taux d'urbains du pays après la Californie (95,0 %), le New Jersey (94,7 %), le Nevada (94,2 %) et le Massachusetts (92,0 %).
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+En 2010, le taux de natalité s'élevait à 14,0 ‰[34] (13,6 ‰ en 2012[35]) et le taux de mortalité à 7,1 ‰[36] (7,4 ‰ en 2012[37]). L'indice de fécondité était de 2,15 enfants par femme[34] (2,10 en 2012[35]). Le taux de mortalité infantile s'élevait à 6,2 ‰[36] (5,0 ‰ en 2012[37]). La population était composée de 22,33 % de personnes de moins de 18 ans, 9,58 % de personnes entre 18 et 24 ans, 26,59 % de personnes entre 25 et 44 ans, 27,15 % de personnes entre 45 et 64 ans et 14,35 % de personnes de 65 ans et plus. L'âge médian était de 38,6 ans[38].
+
+Entre 2010 et 2013, l'accroissement de la population (+ 43 753) était le résultat d'une part d'un solde naturel positif (+ 26 544) avec un excédent des naissances (61 617) sur les décès (35 073), et d'autre part d'un solde migratoire positif (+ 17 517) avec un excédent des flux migratoires internationaux (+ 23 621) et un déficit des flux migratoires intérieurs (- 6 104)[39].
+
+Selon des estimations de 2013, 79,6 % des Hawaïens étaient nés dans un État fédéré, dont 54,2 % dans l'État d'Hawaï et 25,4 % dans un autre État (10,3 % dans l'Ouest, 6,5 % dans le Sud, 4,9 % dans le Midwest, 3,8 % dans le Nord-Est), 2,8 % étaient nés dans un territoire non incorporé ou à l'étranger avec au moins un parent américain et 17,6 % étaient nés à l'étranger de parents étrangers (79,2 % en Asie, 9,3 % en Océanie, 4,5 % en Europe, 4,1 % en Amérique latine, 2,1 % en Amérique du Nord, 0,8 % en Afrique). Parmi ces derniers, 56,7 % étaient naturalisés américain et 43,3 % étaient étrangers[40],[41].
+
+Selon des estimations de 2012 effectuées par le Pew Hispanic Center, l'État comptait 35 000 immigrés illégaux, soit 2,4 % de la population[42].
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+Selon le recensement des États-Unis de 2010, la population était composée de 38,60 % d'Asiatiques (14,52 % de Philippins, 13,64 % de Japonais, 3,97 % de Chinois, 1,78 % de Coréens, 0,72 % de Viêts), 24,74 % de Blancs, 23,57 % de Métis, 9,96 % d'Océaniens (5,91 % d'Hawaïens, 1,34 % de Samoans), 1,57 % de Noirs, 0,31 % d'Amérindiens et 1,25 % de personnes n'entrant dans aucune de ces catégories.
+
+Les Métis se décomposaient entre ceux revendiquant deux races (15,22 %), principalement asiatique et océanienne (5,33 %), blanche et asiatique (4,89 %), blanche et océanienne (2,79 %) et blanche et amérindienne (0,58 %), et ceux revendiquant trois races ou plus (8,35 %).
+
+Les non-hispaniques représentaient 91,12 % de la population avec 37,73 % d'Asiatiques, 22,74 % de Blancs, 19,41 % de Métis, 9,43 % d'Océaniens, 1,46 % de Noirs, 0,21 % d'Amérindiens et 0,14 % de personnes n'entrant dans aucune de ces catégories, tandis que les Hispaniques comptaient pour 8,88 % de la population, principalement des personnes originaires de Porto Rico (3,24 %), du Mexique (2,60 %) et d'Espagne (0,75 %)[38].
+
+En 2010, l'État d'Hawaï avait les plus fortes proportions d'Asiatiques et d'Océaniens des États-Unis. A contrario, l'État avait les plus faibles proportions de Blancs et de Blancs non hispaniques ainsi que la 8e plus faible proportion d'Amérindiens et la 10e plus faible proportion de Noirs des États-Unis.
+
+L'État comptait également le 2e plus grand nombre d'Océaniens (135 422) après la Californie (144 386) et le 6e plus grand nombre d'Asiatiques des États-Unis.
+
+L'État regroupait à lui seul 25,1 % des Océaniens résidant aux États-Unis.
+
+À l'instar du Texas (45,33 %), du Nouveau-Mexique (40,49 %) et de la Californie (40,15 %), Hawaï est un État aux minorités majoritaires, concept selon lequel la population blanche non hispanique représente moins de la moitié de la population, mais à la différence des trois autres, les Blancs non hispaniques n'ont jamais été majoritaires dans l'État.
+
+En 2013, le Bureau du recensement des États-Unis estime la part des non hispaniques à 90,2 %, dont 37,0 % d'Asiatiques, 23,0 % de Blancs, 19,1 % de Métis, 9,0 % d'Océaniens et 2,0 % de Noirs, et celle des Hispaniques à 9,8 %[45].
+
+En 2000, les Hawaïens s'identifiaient principalement comme étant d'origine japonaise (24,5 %), philippine (22,8 %), hawaïenne (19,8 %), chinoise (14,0 %), allemande (5,8 %), irlandaise (4,4 %), anglaise (4,3 %), portugaise (4,0 %) et coréenne (3,4 %)[46].
+
+L'État avait la 3e plus forte proportion de personnes d'origine portugaise.
+
+L'État abrite la 36e communauté juive des États-Unis. Selon le North American Jewish Data Bank, l'État comptait 7 280 Juifs en 2013 (1 500 en 1971), soit 0,5 % de la population. Ils se concentraient principalement dans les agglomérations d'Honolulu (5 200) et Kahului-Wailuku-Lahaina (1 500)[47].
+
+En 2010, les Asiatiques s'identifiaient principalement comme étant Philippins (37,6 %), Japonais (35,3 %), Chinois (10,5 %) et Coréens (4,6 %)[48].
+
+L'État avait les plus fortes proportions de Philippins (14,52 %), de Japonais (13,64 %), de Chinois (4,04 %) et de Coréens (1,78 %), la 2e plus forte proportion de Thaïs (0,15 %), la 4e plus forte proportion de Viêts (0,72 %) ainsi que la 8e plus forte proportion de Laotiens (0,14 %).
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+L'État comptait également les 2e plus grands nombres de Philippins (197 497) et de Japonais (185 502).
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+L'État regroupait 24,3 % des Japonais et 7,7 % des Philippins résidant aux États-Unis.
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+Les Océaniens s'identifiaient principalement comme étant Hawaïens (59,3 %), Samoans (13,5 %), Marshallais (4,7 %) et Tongiens (3,6 %)[49].
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+Les Hispaniques étaient principalement originaires de Porto Rico (36,5 %), du Mexique (29,3 %) et d'Espagne (8,5 %)[50]. Composée à 46,9 % de Métis, 22,6 % de Blancs, 9,8 % d'Asiatiques, 6,0 % d'Océaniens, 1,3 % de Noirs, 1,1 % d'Amérindiens et 12,5 % de personnes n'entrant dans aucune de ces catégories, la population hispanique représentait 32,2 % des Amérindiens, 17,7 % des Métis, 8,1 % des Blancs, 7,1 % des Noirs, 5,3 % des Océaniens, 2,2 % des Asiatiques et 88,9 % des personnes n'entrant dans aucune de ces catégories.
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+L'État avait la 3e plus forte proportion de personnes originaires d'Espagne (0,75 %) et la 7e plus forte proportion de personnes originaires de Porto Rico (3,24 %).
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+Les Métis se décomposaient entre ceux revendiquant deux races (64,6 %), principalement asiatique et océanienne (22,6 %), blanche et asiatique (20,7 %) et blanche et océanienne (11,8 %), et ceux revendiquant trois races ou plus (35,4 %)[51].
+
+Selon l'institut de sondage The Gallup Organization, en 2015, 30 % des habitants d'Hawaï se considèrent comme « très religieux » (40 % au niveau national), 26 % comme « modérément religieux » (29 % au niveau national) et 44 % comme « non religieux » (31 % au niveau national)[53].
+
+D'après l'article XV de la Constitution de l'État d'Hawaï, les deux langues officielles depuis 1978 sont l'anglais et l'hawaïen. Il est donc un des deux États sur 50 ayant plus d'une langue officielle (en 2014 l'Alaska a officialisé ses vingt langues amérindiennes en plus de l'anglais)[58]. Bien que l'hawaïen soit menacé d'extinction, il est enseigné et des mesures de protection sont en place[59]. L'hawaïen, appelé ‘Ōlelo Hawai‘i (langue d'Hawaï), est la langue autochtone, une langue polynésienne de la famille austronésienne étroitement reliée au marquisien, proche du tahitien et du maori[60]. Au recensement de 1970, quelque 17 000 insulaires avaient indiqué que l'hawaïen était encore la langue parlée au foyer lorsqu'ils étaient enfants. En 1990, ils étaient moins de 1 000. Aujourd’hui, seules les personnes âgées de plus de 60 ans et les habitants de l’île Niihau (230 personnes) parlent encore l'hawaïen. L'île de Niihau est une propriété privée dont les propriétaires n'admettent que les habitants de l'île, les anciens résidents et les descendants des ancêtres hawaïens ; les insulaires y parlent une variante dialectale de l’hawaïen.
+
+D'après le recensement des États-Unis de 2000, 73,4 % des Hawaïens de plus de 5 ans parlent l'anglais comme langue maternelle[61]. Ce sont, dans l'ordre, l'île d'Oahu, puis celle d'Hawaï, suivies des îles Molokai, Lanai, Kahoolawe et Maui, qui sont les plus anglicisées. Les îles situées au nord-ouest (Niihau, Kauai) comptent moins (ou pas) d'anglophones. L'île d'Oahu est celle qui compte aussi le plus grand nombre de langues immigrantes, notamment le chinois et le japonais.
+
+Les autres langues sont, outre les langues polynésiennes (7,9 %), le filipino (5,7 %), le japonais (4,9 %), le chinois (2,9 %), l'espagnol (1,6 %) et le coréen (1,6 %). Les Hawaïens qui utilisent encore ces langues immigrantes sont ceux de la première et de la deuxième génération ; ceux de la troisième génération ont généralement abandonné la langue de leurs ancêtres. Selon le contexte, les Kamaaina (ceux de n'importe quelle origine qui sont nés et élevés à Hawaï) parlent soit un anglais qui ressemble à celui des autres citoyens américains, soit le Hawaiian Pidgin, créole basé sur l'anglais et comportant des emprunts à l'hawaïen comme aux nombreuses langues parlées par des vagues successives d'immigrants.
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+L'anglais et l'hawaïen sont les deux langues officielles de l'État depuis 1978.
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+La base navale de Pearl Harbor, près de Honolulu occupe le quart du territoire de l'île d'Oahu. Il s'agit de la plus importante base militaire américaine[62],[63].
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+Hawaï est un État de tradition démocrate. Il participe aux élections présidentielles depuis 1960 mais seuls Richard Nixon en 1972 et Ronald Reagan en 1984 ont emporté l'État pour le compte des républicains. Lors de l’élection présidentielle de 2004, le candidat démocrate John Kerry l'emporte avec 54,01 % des voix contre 45,26 % au président sortant et candidat républicain George W. Bush.
+
+Lors de l'élection de 2016, le républicain Donald Trump n'obtient que 30 % des voix à Hawaï face à son adversaire démocrate, Hillary Clinton, obtient 62,2 % des voix[64].
+
+Au niveau fédéral, les deux sénateurs de l'Union sont les démocrates Brian Schatz et Mazie Hirono et à la Chambre des représentants l'État est représenté par deux élus démocrates Tulsi Gabbard et Colleen Hanabusa.
+
+Brian Schatz, sénateur depuis 2012.
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+Mazie Hirono, sénatrice depuis 2013.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+Au niveau local, le gouverneur de l'État est le démocrate David Ige depuis le 1er décembre 2014.
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+Pour la législature 2016-2018, la Chambre des représentants comprend 51 sièges dont 46 élus démocrates et 5 élus républicains et le Sénat, 25 membres, tous démocrates.
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+Au niveau fédéral, Hawaii devient le 8 mars 2017, le premier État américain à contester en justice le nouveau décret migratoire du président Donald Trump, qui interdit l’entrée des États-Unis aux ressortissants de six pays majoritairement musulmans[65].
+
+Le tourisme représente un des principaux revenus de l’archipel avec 10 milliards de dollars en termes de revenu de tourisme à chaque année[62],[63].
+
+L'agriculture occupe aussi une place importante. En effet Hawaï est le premier producteur mondial d'ananas et de papaye[62],[63]. Hawaï est aussi le deuxième producteur mondial de sucre de canne[62],[63].
+
+Il faut aussi noter la présence d'autres cultures comme celle du café et de l'élevage sur le territoire[62],[63].
+
+La culture d'Hawaï est réputée pour la danse traditionnelle polynésienne nommée hula. Ce type de danse permet aux Hawaïens de partager et de préserver leur culture. Il est possible de voir ce type de danse un peu partout sur les îles. D'ailleurs, plusieurs hôtels proposent des forfaits souper-spectacle[66]. Un certain nombre de peintres sont originaires de l'archipel, à l'instar de Mabel Alvarez, George Miyasaki (en) ou John Chin Young (en), tandis que d'autres s'y sont installé : Jules Tavernier, Jean Charlot et Kosta Kulundzic, par exemple.
+
+Hoʻoponopono est un procédé psycho-spirituel de réconciliation et de pardon mutuel des anciens Hawaïens : une voie de résolution des conflits et d'absolution, mais aussi une philosophie et un art de vivre. Traditionnellement Hoʻoponopono était fait par un(e) Kahuna lapaʻau (prêtre(sse) guérisseur(se)) et la plupart du temps avec des groupes familiaux pour guérir les maladies physiques et mentales. Les versions modernes sont conçues de façon que chacun puisse le faire seul, individuellement.
+
+Le surf est une pratique traditionnelle d'Hawaï qui a connu un renouveau populaire à partir du milieu du XXe siècle. Ce sport s'est depuis répandu de par le monde, mais reste très pratiqué dans l'archipel.
+
+À Peahi, île de Maui, dans le nord l'île, se produit en cas de forte houle la déferlante de Jaws (littéralement « les mâchoires » en anglais mais également le titre original du film Les Dents de la mer). Cette vague géante, une des plus grosses du globe, atteint parfois 25 mètres de haut. Elle a été popularisée par Laird Hamilton, Dave Kalama (en), Darrick Doerner (en), Gerry López et Basile Commarieu entre autres.
+
+En janvier 1998, Laird Hamilton surfa la vague la plus haute jamais surfée (à l'époque), de 26 mètres de haut, déferlant à une vitesse impressionnante et formant un mur d'eau gigantesque, pour ensuite se transformer en tourbillon de mousse et d'écume géant. Jack Johnson, aujourd'hui connu pour ses chansons, est originaire de l'île d'Oahu et a commencé sa carrière dans le monde du surf. Il a été plusieurs fois récompensé pour ses films comme Thicker Than Water ou A Brokedawn Melody.
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+Surf-Riders, Honolulu, par Charles W. Bartlett, 1919, Honolulu Academy of Arts.
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+The Surf Rider (Hawaï) par Charles W. Bartlett, 1921, Honolulu Academy of Arts.
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+Hui Nalu, Club of the Waves, fondé en 1908 par les Hawaïens.
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+Surfeur sur le spot de Banzai Pipeline, Oahu, 2007, Hawaï.
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+Cliquez sur une vignette pour l’agrandir.
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+De nombreuses influences culturelles font partie de la cuisine hawaïenne : coréenne, portugaise, chinoise, japonaise, philippine. Par contre, une gastronomie locale est présente dans l'État. Ainsi on retrouve par exemple le loco moco, le déjeuner local dans les mœurs alimentaires de l'État. Enfin on retrouve des particularités locales comme le jambon épicé appelé commercialement Spam[67].
+
+Hawaï est connue pour être le lieu de tournage des séries Hawaï police d'État et son remake Hawaii 5-0, mais aussi Magnum et LOST.
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+Le nom du premier monarque du royaume unifié d’Hawaï, Kamehameha Ier, inspira notamment l'auteur de Dragon Ball.
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+Le film Battleship fut tourné sur la côte d'une des îles hawaïennes.
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+L'action du film The Descendants, avec George Clooney, se déroule à Hawaï.
+
+Le film Pearl Harbor retrace l'attaque japonaise du 7 décembre 1941 du port militaire de l'île d'Oahu.
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+Des segments du film Kong: Skull Island ont été tournés à Kulaoa Ranch. Il en va de même pour les scènes extérieures de  Jurassic Park .
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+L'archipel d'Hawaï a également inspiré la région d'Alola (dont le nom dérive du mot aloha) où se déroulent les jeux vidéo Pokémon Soleil et Lune et Pokémon Ultra-Soleil et Ultra-Lune.
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+En 1977, la Team Hawaii, une équipe professionnelle de soccer au sein de la North American Soccer League joue sur l'île. Toutefois, du fait des coûts importants et de la distance avec le continent l'équipe s'arrête au bout d'une saison[68].
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+Sur les autres projets Wikimedia :
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+Hayao Miyazaki (宮崎 駿, Miyazaki Hayao?), né le 5 janvier 1941 à Tokyo, est un dessinateur, réalisateur et producteur de films d'animation japonais, cofondateur du Studio Ghibli avec Isao Takahata.
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+Presque inconnu en Occident en dehors des cercles d’amateurs d’anime et de manga jusqu’à la sortie internationale de Princesse Mononoké en 1999, ses films rencontrent ensuite un grand succès partout dans le monde et surtout au Japon où certains ont battu des records d’affluence.
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+Il explore souvent les mêmes thèmes centraux, la relation de l’humanité avec la nature, l’écologie et la technologie, ainsi que la difficulté de rester pacifiste dans un monde en guerre. Les protagonistes de ses films sont le plus souvent de jeunes filles ou femmes fortes et indépendantes, et les « méchants » ont des qualités qui les rendent moralement ambigus, comme les kamis de la religion shintoïste.
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+Ses œuvres sont tout aussi accessibles aux enfants qu’aux adultes. Au Japon, il est considéré comme l’égal d’Osamu Tezuka, et en Occident on le compare souvent à Walt Disney[1],[2],[3],[4]. Toutefois, Miyazaki reste modeste et explique le succès de son entreprise par la chance qu’il a eue de pouvoir exploiter pleinement sa créativité.
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+Né le 5 janvier 1941 à Tokyo[5] (au quartier d’Akebono dans l’arrondissement de Bunkyō), deuxième d’une fratrie de quatre garçons[6] (Arata, né en juillet 1939, Yutaka, né en janvier 1944, et Shirō)[7], sa petite enfance est marquée par un Japon dévasté par la Seconde Guerre mondiale. L’œuvre de Miyazaki en sera beaucoup inspirée.
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+Son père, Katsuji Miyazaki, est alors directeur de Miyazaki Airplane, une entreprise en aéronautique appartenant à son frère (l’oncle de Hayao) qui produisait des gouvernes pour des avions de chasse de type zéro. C’est certainement à ce contexte que Miyazaki doit cette passion pour les avions et le vol en général, thèmes omniprésents dans son œuvre[8].
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+La mère de Hayao est une femme intelligente, plutôt réservée et stricte. En 1947, elle est diagnostiquée du mal de Pott (une forme de tuberculose). Elle reste alitée, d’abord à l’hôpital pendant trois ans puis chez elle jusqu'en 1955[9]. Hayao est très proche d’elle ; par bien des aspects le film Mon voisin Totoro s'avère autobiographique[6]. Dans Le vent se lève la tuberculose touche Nahoko Satomi, l'héroïne principale[10],[11]. Shirō Miyazaki, le frère cadet de Hayao, dit du personnage de Dora dans Le Château dans le ciel qu'il est basé sur leur mère, non physiquement mais en ce qui se rapporte à la personnalité[7].
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+Fuyant la guerre et les bombardements, la famille Miyazaki déménage souvent entre 1944 et 1945 (entre autres à Utsunomiya et Kanuma, tous les deux dans la préfecture de Tochigi au nord de Tokyo). L’usine de Miyazaki Airplane était à Kanuma. Le petit Hayao connaît trois écoles différentes en six ans : entre 1947 et 1949, il est inscrit dans une école primaire d’Utsunomiya, en 1950, il étudie à l’École Omiya au quartier Suginami de Tokyo, sa famille s’étant réinstallée dans la capitale, et de 1951 à 1955 à l’École Eifuku. Il passe ses années lycéennes à l’École Omiya (1956 et 1957) et au lycée Toyotama (1958)[7],[8].
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+Pendant sa dernière année au lycée, il découvre le premier film d’animation japonais en couleurs : Le Serpent blanc (Hakuja den), de l’animateur Taiji Yabushita (ja) du studio Toei, inspiré d’un conte populaire chinois. Pour le jeune Hayao, c'est une révélation ; il dit être tombé amoureux de l’héroïne, Pai-nyan, et avoir pleuré toute la nuit[6]. Il est également grand amateur d’Osamu Tezuka et exerce alors ses talents de dessinateur, d’abord en réalisant des croquis d’avions en imitant son héros, mais trouve qu’il ne peut pas dessiner les personnes[7]. Un jour, prenant conscience qu’il ne fait que copier le style de Tezuka, il brûle tous les mangas qu’il a dessinés ; il dit s'être rendu compte que créer son propre style s'avère très difficile[6]. En 1962, il entreprend des études en économie à Gakushūin et rédige un mémoire sur l’industrie japonaise. La même année, il rejoint un club de recherches à Gakushūin sur la littérature enfantine[7].
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+Miyazaki commence sa carrière en avril 1963 comme intervalliste au studio Toei[5]. Il se fait connaître d’abord avec son travail sur Garibā no Uchū Ryokō (1965) ; ayant trouvé la fin du film non satisfaisante, il en propose une autre qui est acceptée et incorporée au film. Après une formation de trois mois, il est affecté au film Les Fidèles Serviteurs canins (Wan wan chushingura) puis à la première série télévisée du studio, Ken, l'enfant-loup, concurrente de Astro, le petit robot d’Osamu Tezuka. Il perçoit un salaire de dix-neuf mille cinq cents yens (le loyer de son petit appartement dans le quartier Nerima lui coûte six mille yens)[7].
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+Quand quelques troubles syndicaux éclatent en 1964 au sein du studio, Miyazaki prend la tête des manifestants et devient secrétaire en chef du syndicat des travailleurs[8]. Isao Takahata est alors le vice-président du syndicat. C’est à cette époque qu’il rencontre Akemi Ōta, également animatrice au studio, qu'il épouse en octobre 1965 ; le jeune couple déménage à Higashimurayama[7].
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+L’année 1965 marque aussi le début d’une longue collaboration avec Takahata avec un premier projet commun, Hustle Punch. Lorsque Takahata commence à travailler sur le film Horus, prince du Soleil, Miyazaki, qui a alors 24 ans, est volontaire pour rejoindre le projet[12] qu’il considère comme sa dernière chance de travailler sur un long métrage et d’arrêter les séries télévisées. Takahata, Miyazaki et Yasuo Ōtsuka se font la promesse de terminer ce projet, coûte que coûte. Le film, réussite artistique mais échec commercial, ne sort finalement que le 21 juillet 1968.
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+La même année, Miyazaki travaille avec sa femme sur Le Chat botté mais cette fois, est promu animateur clé[12],[7]. Il assure l’animation de la course-poursuite qui marque le climax du récit. En 1969, il anime quelques plans du film Le Vaisseau fantôme volant, un autre long métrage, toujours en compagnie de sa femme[12].
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+Le couple donne naissance à deux fils : Gorō Miyazaki en janvier 1967, qui devient lui aussi réalisateur, travaillant parfois pour le studio de son père, et un second en avril 1969, Keisuke, artiste ayant fait des gravures et figurines en bois, dont une qui apparaît dans le film Si tu tends l’oreille[6],[7]. La famille déménage à Tokorozawa dans la préfecture de Saitama en 1970[7]. Sa femme quitte son travail pour élever les garçons.
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+Parallèlement, Miyazaki travaille sur diverses séries télévisées : Sally la petite sorcière, Caroline et se lance dans le manga. Le Peuple du désert, paraît de septembre 1969 à mars 1970 dans Shōnen Shojo Shinbun, sous le pseudonyme de Akitsu Saburo.
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+Il participe en 1970 et 1971 à l’animation d’un film réalisé par Ikeda Hiroshi, Les Joyeux Pirates de l’île au trésor[12], adaptation du célèbre roman de Stevenson. Un personnage original voulu par Miyazaki apparait : Cathy, une jeune fille rousse vêtue de bleu, que l’on revoit par la suite sous différentes formes au fil de son œuvre.
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+En 1971, Miyazaki quitte Toei et rejoint Isao Takahata et Yōichi Kotabe aux studios A-Pro[5]. Il accompagne Yutaka Fujiota (président de Tokyo Movie) en Suède pour essayer d’obtenir les droits d’adaptation de Fifi Brindacier (Nagakutsushita no Pippi), pour lequel ils ont déjà créé des storyboards, et pour parler à l’auteur du livre, Astrid Lindgren. Leur démarche échoue et le projet est annulé[7],[8]. Ce voyage constitue son premier à l’étranger. Les paysages de Scandinavie seront souvent utilisés dans ses films, notamment dans Kiki la petite sorcière, où l'aspect de Koriko et ses environs sont basés sur Stockholm, en particulier sa vieille ville, le Gamla stan, et Visby sur l’île de Gotland[13].
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+Il visite également de nombreux endroits à Tokyo pour un possible nouveau bâtiment pour le studio. Le trio Miyazaki, Takahata, Kotabe réalise plusieurs épisodes de la série Lupin III et le court métrage Panda Petit Panda. En 1973, la suite Panda Petit Panda : Le Cirque sous la pluie sort en salle et déjà, le trait rond et jovial du panda augure le célèbre Totoro.
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+En juin 1973, le trio quitte A-Pro pour Zuiyō Eizō (qui deviendra en 1975 Nippon Animation)[5],[7]. Heidi, la petite fille des Alpes série de Takahata sur laquelle Miyazaki a travaillé en tant que concepteur scénique et pour laquelle il a fait un voyage en Suisse pour s’inspirer des paysages, est née de ce studio. Ils travaillent ensuite pendant cinq ans sur les World Masterpiece Theater, séries de la Nippon Animation inspirées de romans occidentaux et pour la plupart distribuées en France. En 1975, Miyazaki se rend également en Italie et en Argentine pour préparer Marco.
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+En 1978, Miyazaki obtient chez Nippon Animation la possibilité de passer à la réalisation. Il en résulte une série de 26 épisodes de 26 minutes chacun, intitulée Conan, le fils du futur. Cette série, basée sur le roman pour enfants The Incredible Tide (en) d’Alexander Key (en), aborde d’ailleurs des thèmes similaires à ceux de Nausicaä (monde post-apocalyptique, graves problèmes écologiques) ou Laputa (similarité des héros) et présente les premières machines volantes créées par Miyazaki.
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+La même année, un jeune reporter – Toshio Suzuki – récemment transféré à un nouveau mensuel, Animage (qui traite de l'animation japonaise et de l'activité artistique), appelle Takahata pour lui parler de Horus, prince du soleil, sur lequel il comptait écrire un article pour sa rubrique sur les classiques de l’animation. Takahata lui parle pendant une heure, mais refuse de parler de Horus, se concentrant sur ses projets plus récents. Il passe le téléphone à Miyazaki, qui lui parle de Horus et ne demande pas moins de seize pages dans Animage. Suzuki renonce à citer les deux noms dans le magazine, mais ne les oublie pas. Il devient plus tard producteur en chef du Studio Ghibli et ami inséparable de Miyazaki[14].
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+En 1979, Miyazaki rejoint la Tōkyō Movie Shinsha. La même année sort son premier film en tant que réalisateur : Le Château de Cagliostro. Devenu depuis un classique, ce film représente une étape marquante dans la carrière de Miyazaki. Suzuki et Miyazaki se voient pour la première fois. Miyazaki l’ignore complètement, refusant même d’être pris en photo (Suzuki n’en a qu’une seule). Malgré cette expérience, Suzuki continue à écrire sur le travail de Miyazaki dans Animage[14].
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+L’année suivante, Miyazaki travaille pour Telecom Animation Film et coiffe la casquette d’instructeur en chef pour les nouveaux animateurs. À la même période, il réalise les épisodes 145 et 155 de la série Lupin III et utilise Telecom, le nom de sa société, comme pseudonyme[7].
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+En 1982, il réalise les six premiers épisodes (dont il signe également le scénario) de la série Sherlock Holmes (finalement diffusée en 1984 et 1985) en coproduction avec la RAI italienne. Cette série raconte les aventures d'un Sherlock Holmes présenté sous les traits d'un renard anthropomorphe.
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+C’est vers cette époque qu’il côtoie régulièrement Suzuki, avec qui il parle de ses idées de projets. Celui-ci décide de l’aider à les réaliser, en commençant par Nausicaä de la vallée du vent[15]. Il essuie refus après refus des producteurs, qui demandent à l’époque des mangas ou de la musique avant d’accepter un projet. Suzuki ne baisse pas les bras, et fait publier dans Animage la version manga de Nausicaä, grande saga épique et écologique que Miyazaki met douze ans à terminer. Le manga est un grand succès et est élu manga préféré des lecteurs d’Animage l’année suivante[14]. Miyazaki publie également Le Voyage de Shuna (Shuna no tabi), manga assez proche de Princesse Mononoké (Mononoke Hime).
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+En 1983, le projet de faire un long métrage des premiers volumes de Nausicaä est lancé. Le frère cadet de Miyazaki, Shirō, travaillant à Hakuhōdo, la seconde plus grande agence de publicité du Japon, le film est une coproduction Tokuma-Hakuhōdo[7]. Miyazaki, de nature très exigeant sur la qualité, la production prend du retard. Une petite annonce est publiée dans Animage pour trouver plus d’animateurs et le jeune Hideaki Anno (mieux connu aujourd’hui pour son travail dans Neon Genesis Evangelion) répond à l’appel. Miyazaki, ébloui par la qualité de son travail, l'embauche immédiatement et le met au travail sur la scène clé du film : l’arrivée du « soldat géant ». En novembre 1984, le film sort dans les salles japonaises ; on voit de longues files d’attente devant les cinémas du pays[14].
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+Le succès de l’adaptation cinématographique de Nausicaä lui permet en 1985 de fonder le Studio Ghibli (basé dans le quartier Suginami de la capitale japonaise), en compagnie d’Isao Takahata ; ils occupent le bâtiment lui-même depuis avril 1984[7]. Le succès du film et la fondation du studio surviennent à une époque difficile pour Miyazaki, sa mère étant décédée un an avant la sortie du film, en juillet 1983, à l’âge de 71 ans[7].
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+Miyazaki entend dès lors se concentrer sur les longs métrages d’animation alors que le genre est essentiellement représenté au Japon par les séries et OAV. Il produit donc des films d’animation en nombre beaucoup plus restreint mais de grande qualité. Le premier projet du studio est le long métrage Le Château dans le ciel, qui sort en août 1986.
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+La consécration doit attendre 1988 avec la sortie de Mon voisin Totoro (Tonari no Totoro). Le film connaît un tel succès au Japon qu’à l’heure actuelle tous les Japonais connaissent le personnage éponyme qui est devenu l’emblème et mascotte du studio. La chanson d’introduction, chantée par Azumi Inoue (en), devient aussi un standard parmi les comptines chantées à la maternelle par les enfants japonais. Toutefois, quand Toshio Suzuki parle du projet chez les producteurs Tokuma pour la première fois en 1986, il est tout de suite refusé. Il en est de même lors de son second essai, en couplant Totoro (réalisé par Miyazaki) avec Le Tombeau des lucioles (de Takahata). Le travail sur les deux films commence seulement après le soutien de l’éditeur du roman du Tombeau. Le studio travaille alors sur les deux films en même temps. Ce sont deux années difficiles pour Miyazaki et son équipe, qui doivent plaire à deux maisons d’édition à la fois (Totoro étant lui aussi tiré d'un livre, celui-ci pour enfants) et jongler avec deux équipes d’animateurs[14].
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+Peu après la sortie de ces films, Miyazaki s’assoit devant une gare toute une journée pour observer le mouvement des jupes des passantes. Il incorpore ce qu'il voit dans son prochain film ; en 1989, Kiki la petite sorcière, dont l’héroïne porte toujours une longue robe noire de sorcière, est un véritable succès. Tiré du roman d’Eiko Kadono, le film est classé premier au box-office japonais pour l’année 1989, récolte 2 170 millions de yens et cumule 2 604 619 entrées en salle[14]. La réalisation de Kiki la petite sorcière n'aura cependant pas été de tout repos. En effet, lorsque le studio Ghibli a obtenu les droits d'adaptation en 1987, Miyazaki travaillait sur Mon voisin Totoro. Le film devait donc initialement être réalisé par Sunao Katabuchi et écrit par Nobuyuki Isshiki, mais Miyazaki, mécontent du script, a fini par reprendre la réalisation du film. Par la suite, Eiko Kadono s'est dite mécontente des différences entre son roman et le film, mais Miyazaki et Suzuki sont parvenus à la convaincre d'autoriser la poursuite du projet.[16]
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+Suzuki, fidèle ami de Miyazaki et de Takahata, travaille pour le studio à temps plein après Kiki et devient producteur dès le film suivant, Souvenirs goutte à goutte[14].
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+Le studio vit encore des temps difficiles pendant la production de Kiki. Bien que le budget pour ce film soit le double de celui de Totoro, la qualité des images étant supérieure, les animateurs gagnent beaucoup moins par rapport au travail effectué. En effet, ils sont alors payés à la pièce, par image ou par dessin, rémunérés environ cent mille yens par mois. Pour éviter que le studio ne s’effondre, Miyazaki et Suzuki décident d'intégrer leur personnel vacataire au studio à temps plein et ainsi de pouvoir former d'autres animateurs. Miyazaki pense à un petit plan simple pour le studio : créer un bon environnement de travail puis former et guider les jeunes animateurs[14] (la plupart des animateurs ont entre 18 et 25 ans[17]).
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+Le studio sort Porco Rosso en 1992, long métrage relatant l’histoire d’un mercenaire italien transformé en cochon, pilote d'hydravion en mer Adriatique dans les années 1920. Ce film se démarque de l’univers de Miyazaki par plusieurs aspects, notamment par son héros adulte et l’histoire, située dans un contexte historique et géographique réel.
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+Le même jour de la sortie de Porco Rosso sont inaugurés les nouveaux bureaux du Studio Ghibli dans la banlieue ouest de Tōkyō[14].
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+En 1994 sort Pompoko de Takahata, grand succès dont les héros sont des chiens viverrins, petits animaux endémiques au Japon, les tanukis.
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+En 1995, On Your Mark, un clip musical au budget considérable est réalisé pour la chanson du même nom du célèbre groupe jpop Chage and Aska. Il est diffusé au Japon avec le film Si tu tends l'oreille de Yoshifumi Kondō. Le scénario est écrit par Miyazaki, d’après un manga d’Aoi Hiiragi, mais c’est le premier film du Studio Ghibli qui n’est réalisé ni par Miyazaki ni par Takahata.
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+En 1996, un accord entre Disney et Studio Ghibli charge le géant américain de distribuer tous les longs-métrages Ghibli (hors DVD) dans le monde, y compris le Japon, mais excluant le reste de l’Asie[18].
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+À cette époque, Miyazaki a énormément de mal à choisir entre deux projets qui lui tiennent à cœur, et dit à Suzuki qu’il voudrait faire les deux en même temps. Les projets en question sont Boro la petite chenille, histoire épique du voyage d’une chenille jusqu’à l’arbre d’à côté, et Princesse Mononoké. Suzuki le convainc de faire Mononoké en premier, en partie parce que « passé un certain âge, c’est dur de faire des films d’action. Miyazaki a alors 54 ans et c'est peut-être sa dernière chance de réaliser un film comme Mononoké. »[14] Miyazaki suit le conseil de son ami, et sort Princesse Mononoké en 1997.
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+Le film est annoncé à tort comme « le dernier long métrage de Miyazaki » par la presse après une conférence de presse où Miyazaki dit « Je crois que c’est le dernier film que je ferai de cette manière ».  En effet, Miyazaki aime beaucoup être présent à toutes les étapes de la création d’un film et vérifier tous les dessins des animateurs, un par un, ce qu’il fait pour tous ses films. Cependant, les deux ans de production de Mononoké le fatiguent. Son âge ne lui permet plus d’être aussi impliqué dans ses projets. Il dit que ses yeux s’affaiblissent, que ses mains deviennent plus lentes, et ne croit pas tout pouvoir faire comme auparavant. La presse ignore cette nuance de la fin de la phrase et annonce donc sa retraite[19].
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+Le film est considéré comme un chef-d’œuvre de l’animation et propulse la renommée de Miyazaki du niveau national au niveau mondial. Il est distribué dans de nombreux pays dont la France (en 2000) par Miramax Films (Disney) qui demande à l’auteur de le couper pour la diffusion internationale. Miyazaki refuse. Un énorme succès au box-office nippon le classe premier, dépassant E.T. l'extra-terrestre et totalisant plus de treize millions d’entrées (il est par la suite dépassé par Titanic). En France, environ 335 000 entrées ont été enregistrées.
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+Miyazaki quitte formellement Ghibli le 14 janvier 1998 pour s’occuper d’une nouvelle structure, Butaya[Quoi ?] (« La maison du cochon ») près du Studio Ghibli, en vue de sa proche retraite. À partir de ce moment, Miyazaki déclare en effet régulièrement sa « retraite » à la fin de la réalisation de chacun de ses films, sans qu'elle ne soit finalement effective. Devant le vide laissé par le décès de Yoshifumi Kondō, le 16 janvier 1999, Miyazaki revient au Studio Ghibli en tant que shochō (ce titre signifie approximativement « tête du service »).
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+Pendant une longue période de vacances, il fait connaissance avec les filles d’un ami ; l’une d’elles l'inspire pour son prochain film, Le Voyage de Chihiro. En 2001, Miyazaki termine sa réalisation et annonce, lors d’une conférence de presse, qu’il s’agit de son dernier long métrage[19]. Ce film est présenté en décembre 2001 en première internationale au festival Nouvelles Images du Japon, au Forum des images à Paris. Hayao Miyazaki, invité de la manifestation, reçoit à cette occasion la Médaille de la Ville de Paris (Grand Vermeil) et les insignes de chevalier des Arts et des Lettres, premières distinctions officielles hors Japon. Le film devient le plus gros succès cinématographique de tous les temps au Japon (surpassant Titanic) avec 23 millions d’entrées[20]. Il bénéficie d’une importante reconnaissance internationale en remportant de nombreux prix (dont l’Ours d'or du meilleur film à Berlin, une première pour un film d’animation, et l’Oscar du meilleur film d'animation en 2002). En France, il totalise plus de 1 400 000 entrées.
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+La même année voit l’inauguration du musée Ghibli dans le quartier de Mitaka, dans l’ouest de Tōkyō[14].
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+En 2003 sort Le Royaume des chats, qu’il produit pour Hiroyuki Morita, et fin 2004, Le Château ambulant sort au Japon. Inspiré d’un roman de Diana Wynne Jones intitulé Le Château de Hurle, il relate l’histoire fantastique d’une jeune fille transformée en vieille femme.
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+Miyazaki est distingué par un Lion d'or pour l'ensemble de sa carrière cinématographique à la Mostra de Venise de 2005. Pendant la conférence de presse, il déclare : « Je n’ai pas été trop enthousiaste au début parce qu’il avait l’air d’être un prix pour les vieux. Mais on m’a dit qu’on a donné ce prix à des personnes qui sont encore actives, comme Eastwood, donc je l’ai accepté [humblement]. J’ai une envie intarissable [de continuer à faire des films]. Je veux créer des films qui inspirent les enfants. »[19]
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+Il reçoit les honneurs du magazine Time en 2006 qui le place comme l’une des personnalités asiatiques les plus influentes des soixante dernières années[21].
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+En 2008 sort Ponyo sur la falaise, qui raconte les aventures d’un petit garçon de cinq ans et d’une princesse poisson rouge qui voudrait devenir humaine. Ce film marque un changement notable de style graphique puisque les dessins sont au pastel et que le CGI n'a pas été employé. Toshio Suzuki confie que « 70 % à 80 % du film se déroule en mer ». Le film est sorti en salles en juillet 2008 au Japon et est projeté lors de la Mostra de Venise de 2008 pour le public européen. Il arrive finalement le 8 avril 2009 en France.
+
+Fin 2011, il est annoncé que son prochain film pourrait s'inspirer de l'autobiographie de Jiro Horikoshi, un ingénieur japonais qui conçut de nombreux avions de guerre japonais durant la Seconde Guerre mondiale, et de la catastrophe de Fukushima[22]. Le vent se lève, inspiré de l’histoire romancée de Jiro Horikoshi, et faisant du séisme de 1923 de Kantō - suivi d’incendies ravageant Tokyo - le cadre de la rencontre des héros. Le film est sorti dans les salles au Japon le 20 juillet 2013 et le 22 janvier 2014 en France.
+
+En 2013, il prend sa retraite comme réalisateur après la 70e Mostra de Venise à laquelle son dernier film, Le vent se lève, est sélectionné[23].
+
+En 2016, le dessinateur annonce qu'il travaille sur un court métrage d'animation dénommé Boro la petite chenille[24],[25].
+
+Depuis 2016, Hayao Miyazaki travaille sur un long métrage, Comment vivez-vous ? [26],[27] (君たちはどう生きるか, Kimi-tachi wa Dô Ikiru ka), adapté d'un livre de Genzaburô Yoshino, publié en 1937. Le film raconte l'histoire d'un homme et de son oncle[28].
+
+Miyazaki s’implique énormément en créant ses films, souvent en tant que scénariste et réalisateur à la fois. Il vérifie personnellement tous les dessins de ses premiers films mais, à la suite de problèmes de santé provoqués par la surcharge de travail[29], il délègue maintenant une partie de ce travail à d’autres membres du Studio Ghibli. Dans une entrevue en 1999, il dit : « à cet âge, je ne peux plus faire le travail que je faisais. Si mes employés peuvent me seconder et si je peux me concentrer sur la réalisation, il y a encore plusieurs films que j’aimerais faire. »[30]
+
+En contraste avec l’animation américaine, le scénario et les storyboards sont créés en même temps et l’animation commence avant même la fin du travail sur le scénario, ainsi que pendant la création des storyboards[31],[32]. C’est une méthode qu’il désapprouve lui-même pour son manque d’organisation mais qui, dans son cas, fonctionne. Les films sont parfois tirés de ses mangas, comme ce fut le cas pour Nausicaä de la vallée du vent.
+
+Miyazaki utilise l’animation traditionnelle (à la main, avec pinceaux, peinture et encre), quoique des effets produits sur ordinateur (peinture numérique) soient utilisés depuis Princesse Mononoké pour donner « une petite touche d’élégance »[29] (dans Mononoké, ils sont utilisés pour respecter les délais). Dans une autre entrevue, Miyazaki déclare : « C’est très important pour moi de retenir le bon ratio entre le travail à la main et le travail sur ordinateur. J’ai appris cet équilibre maintenant, comment utiliser les deux et encore pouvoir dire que mes films sont en 2D. »[33]
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+Son dévouement pour son travail aurait souvent eu un impact négatif sur sa relation avec son fils aîné, Gorō[34].
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+Les mangas de Miyazaki sont très influencés par le travail d’Osamu Tezuka, auquel il est souvent comparé dans son pays natal. Il l’a fortement imité quand il a commencé à dessiner dans le but de devenir un jour mangaka. Plus tard, il critique toutefois Tezuka en tant que créateur d’anime et dit ne pas aimer du tout son travail[6]. On le compare aussi à Walt Disney, l’appelant « le Disney japonais », ce qu’il n’aime pas. Il n’apprécie en effet guère les productions du studio américain, à l’exception des œuvres les plus anciennes, dont les Silly Symphonies[6].
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+Dans les premières années – très difficiles – de sa carrière en tant qu’animateur, il visionne La Reine des neiges (Снежная королева, Snejnaïa Koroleva), un film d’animation du Russe Lev Atamanov. Il est tellement ému par le film qu’il se résout à se remettre au travail avec « une détermination renouvelée ». Il est possible de voir cette influence dans Horus, le prince du soleil[6]. La Bergère et le ramoneur (1952, réédité en 1979 sous le titre de Le Roi et l’oiseau), film d’animation classique français de Paul Grimault, convainc quant à lui Miyazaki qu’il est possible de faire des films d’animation pour adultes. Ce film aura une influence déterminante sur l'œuvre d'Isao Takahata et de Hayao Miyazaki qui lui rend hommage à diverses reprises, notamment dans Le Château de Cagliostro[6], Le Château dans le ciel, Nausicaä… En 2008, une grande exposition à l'abbaye de Fontevraud, conçue par Xavier Kawa-Topor, Jean-Pierre Magliano et Ilan Nguyen et intitulée « Grimault, Takahata, Miyazaki : mondes et merveilles du dessin animé », met en évidence cette filiation artistique déterminante.
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+Takahata a écrit un livre sur le Russe Iouri Norstein qui a réalisé, entre autres, Le Conte des contes, une source d’inspiration pour Miyazaki[6]. Miyazaki est aussi ébloui par le travail du Canadien Frédéric Back (Crac, l'Homme qui plantait des arbres), en particulier son talent pour dessiner les plantes. Crac l'a déprimé parce qu’il jugeait son propre travail inférieur[6].
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+Il dit être très influencé par plusieurs écrivains occidentaux, dont Lewis Carroll, Diana Wynne Jones et Ursula K. Le Guin, à qui il a avoué avoir ses livres sur sa table de chevet[35]. Il a été influencé par d’autres auteurs britanniques, dont Eleanor Farjeon, Rosemary Sutcliff, et Philippa Pearce[36]. Il aime également beaucoup les contes sur l’aviation écrits par Roald Dahl (qui fut pilote à la RAF pendant la Seconde Guerre mondiale) ; la scène de Porco Rosso dans laquelle apparait un nuage de pilotes morts est inspirée de They Shall Not Grow Old (Ils ne vieilliront pas).
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+Il est inspiré par deux écrivains français, Antoine de Saint-Exupéry et Jean Giraud (Mœbius). Il a dessiné les couvertures des éditions japonaises de Vol de nuit et de Terre des hommes (et rédigé un épilogue pour ce dernier, ainsi que pour un recueil des dessins de l'aviateur). Quant à Mœbius, ils se sont influencés réciproquement et ont été amis. La Monnaie de Paris a tenu une exposition sur leur travail, réalisée par Jean-Jacques Launier et intitulée Miyazaki et Mœbius : Deux artistes dont les dessins prennent vie, de décembre 2004 à avril 2005 ; ils ont été d’ailleurs présents lors de la cérémonie d’ouverture de l’exposition[37]. Mœbius a prénommé sa fille Nausicaä en l’honneur de l’héroïne du film de Miyazaki.
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+En littérature japonaise, il dit aimer le travail de plusieurs auteurs, dont Ryōtarō Shiba, Yoshie Hotā et Sasuke Nakao[6].
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+Plusieurs des films de Miyazaki incorporent des éléments de mythologie japonaise comme les yōkai, notamment dans Mon voisin Totoro, Princesse Mononoké et Le Voyage de Chihiro.
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+Miyazaki dit se refuser à réaliser ses films en se laissant guider par un schéma préétabli et éprouvé ou un thème identique. Même si nombre de ses films présentent des récurrences au niveau des thèmes abord��s, du scénario ou encore des personnages, ces récurrences sont liées aux thématiques et valeurs universelles qui ont une place centrale dans le scénario. 
+L'univers de Miyazaki repose sur la pédagogie, l'éveil de l'enfance et la curiosité, les valeurs universelles et écologiques.
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+Beaucoup des héros des films de Miyazaki sont des enfants ou des adolescents. Miyazaki explique que lorsqu’il imagine ses scénarios, ses personnages, ce sont spontanément des enfants.
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+Les films de Miyazaki sont destinés à tous : ses personnages permettent à la fois l’identification du jeune public et un développement psychologique important. Les enfants sont caractérisés par leur naïveté liée à la découverte de leur environnement, leur spontanéité, leur enthousiasme et n’ont souvent pas encore acquis la réserve des adultes (en particulier au Japon). Ce type d'animation permet donc une appropriation rapide pour le jeune public. Toutefois, leur rôle les met souvent dans des situations où les événements leur confèrent une forte responsabilité (d’eux-mêmes comme des autres) et les poussent à agir en adulte.
+
+Miyazaki est, selon Suzuki, un féministe convaincu : « Miyazaki est un féministe. En tant que féministe, il est convaincu que les sociétés valorisant les femmes réussissent mieux. »
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+Les femmes occupent donc une place importante dans son œuvre. On les retrouve dans tous ses films, jouant souvent un rôle majeur lorsqu’elles ne tiennent pas le rôle principal. Elles sont à la fois fortes et vulnérables, craintives et téméraires. Tous les âges sont représentés dans sa filmographie, allant des petites filles de Mon voisin Totoro à l’aïeule de Nausicaä. Ce sont des femmes, dirigées par Dame Eboshi, qui travaillent à la forge dans Princesse Mononoké, et des femmes qui réparent l’hydravion de Marco dans Porco Rosso[14].
+
+Les liens filiaux présentés par Miyazaki sont presque exclusivement de type mère-fille. Il met souvent en scène la rupture de ce lien, un pas vers l’âge adulte et la transmission d’un patrimoine de la mère à sa fille, comme dans Kiki la petite sorcière.
+
+Miyazaki s’inscrit dans la lignée des artistes traumatisés, obsédés par la bombe atomique. En effet, l’idée d’armes dévastatrices est un thème très représenté, aussi bien dans les mangas, que dans les œuvres d’art ou les films d’animation. Bien que Miyazaki ait été très jeune lors de cette guerre (il avait quatre ans lors des bombes nucléaires de Hiroshima et de Nagasaki), il l’a vécue et ressentie au travers de sa mère et son entourage durant toute son enfance et sa vie d’aujourd’hui. Le Château dans le ciel, inspiré d’un épisode des Voyages de Gulliver, a pour sujet une pierre flottante aux pouvoirs apocalyptiques que l’armée convoite. Dans Nausicaä de la vallée du vent, on retrouve des guerriers géants, plus grands et plus dévastateurs que tout, puisqu’en « sept jours de feu », ils ont réduit le monde à néant.
+
+Les engins volants, machines souvent représentées, rappellent le passé de Miyazaki, qui a longtemps dessiné des avions avant de s’essayer aux personnages. Son intérêt pour les machines volantes et tout ce qui vole en général se retrouve dans la plupart de ses films. Dans Porco Rosso, c'est l'histoire des aviateurs des années 1920-1930 qui constitue le fil conducteur de la narration, et notamment celle des as du ciel, tels que le personnage principal. Le film montre à ce titre différents avions au design largement inspiré des avions ayant existé. Dans Nausicaä de la vallée du vent, l’héroïne pilote son moeve. Dans Le Château dans le ciel, les engins volants sont très présents avec notamment les survoleurs, le dirigeable et la forteresse volante Le Goliath. Dans Le Château ambulant, Hauru et Sophie volent au-dessus de leur village tandis que dans Le Voyage de Chihiro, l’héroïne est portée sur le dos d’un dragon. Dans Totoro, le personnage éponyme porte les fillettes au-dessus des arbres, et finalement dans Kiki la petite sorcière, Kiki vole sur un balai ; enfin, le dernier film du réalisateur, Le vent se lève, a pour thème central l’aéronautique. À titre de remarque, deux films notables de l'auteur font exception à la règle : Princesse Mononoke qui se déroule presque exclusivement dans un environnement terrestre et Ponyo sur la falaise qui met à l'honneur l'élément aquatique.
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+Miyazaki fait souvent référence à l’écologie, thème exploré dans plusieurs de ses films. Dans une entrevue avec The New Yorker il dit qu’une grande partie de la culture moderne est « légère, superficielle et fausse », et qu’il attend, « pas complètement en plaisantant », une ère apocalyptique où les « herbes vertes sauvages » reprendront la Terre[38],[39]. Toutefois, il suggère que les adultes « ne devraient pas imposer leur vision du monde aux enfants »[31]. En juin 2011, à la suite de l’accident nucléaire de Fukushima, il se prononce officiellement contre le recours à l'énergie nucléaire[40].
+
+Miyazaki dénonce également l’inutilité de la violence et la bêtise humaine. Ses personnages montrent qu'il n'y a pas de bons ou de mauvais côtés mais des choix. Il dépasse ainsi les clichés du « héros face au méchant », ses personnages principaux faisant des choix et des actions dont la finalité n'est pas le plus important. Dame Eboshi dans Princesse Mononoké est le reflet exact de l’humain avide de pouvoir, souhaitant asseoir son autorité sur la nature. Mais bien que cruelle, elle se montre juste envers les siens, abritant des lépreux et des prostituées (mis au ban de la société dans un certain nombre de cultures).
+
+Certains des premiers films de Miyazaki avaient des « méchants » effectivement méchants, comme dans Le Château de Cagliostro et Le Château dans le ciel. D’autres sont remarquables par l’absence totale d'antagonistes, comme dans Mon voisin Totoro et Kiki la petite sorcière.
+
+Conformément à la culture japonaise, le respect des personnes âgées se voit très bien dans la plupart des films de Miyazaki : la doyenne du village dans Nausicaä est consultée pour sa sagesse ; dans Le Château ambulant, le grand âge de la Sorcière des Landes la rend respectable (Sophie veille sur elle comme une parente après sa transformation), bien qu'elle soit une antagoniste ; dans Ponyo sur la falaise, Sôsuke s'avère très poli envers les personnes âgées dont sa mère s'occupe. Aussi, même les personnages « méchants » sont respectés : dans Princesse Mononoké, on s'excuse auprès de la dépouille du sanglier possédé par le démon de l'avoir tué. Car les « méchants » possèdent néanmoins un fond de bonté, qui les rend parfois ambigus : ils s'avèrent victimes d'un sort ou d'une incompréhension qui les empêchent d'être bons. Les héros de Miyazaki vont parfois jusqu'à sauver leurs ennemis de leurs propres méchancetés.
+
+Dans tous les films de Miyazaki, quel que soit le sujet, on trouve un endroit de paix éternelle loin de la civilisation, calme, où seul le bruit du vent, des oiseaux et de l’eau vient troubler le silence : un décor pur et verdoyant, sans trace de l’homme. Plaine à l’herbe haute, cœur d’un arbre ou d’une forêt, îlot flottant en plein ciel ; subtiles, ces images établissent souvent le contexte le plus fort de ses mondes animés.
+
+On peut percevoir son intérêt pour le marxisme dans certains de ses premiers films, notamment Porco Rosso et Le Château dans le ciel, où les travailleurs sont décrits en termes idéalisés. Miyazaki semble avoir pris du recul avec son ancienne conception du marxisme lors de la création du manga de Nausicaä : « J’ai arrêté de voir les choses en "classes" parce que c’est un mensonge de dire qu’on a raison seulement parce qu’on est travailleur manuel. »[41],[42] sans cependant avoir renié le penseur : « J’aspire toujours au fond de moi à une société plus juste, et je reste influencé par l’idéal communiste formulé par Marx [...] » [43]
+
+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/243.html.txt

@@ -0,0 +1,919 @@
+En géométrie, la notion générale d'angle se décline en plusieurs concepts.
+
+Dans son sens ancien, l'angle est une figure plane, portion de plan délimitée par deux demi-droites. C'est ainsi qu'on parle des angles d'un polygone. Cependant, l'usage est maintenant d'employer le terme « secteur angulaire » pour une telle figure. L'angle peut désigner également une portion de l'espace délimitée par deux plans (angle dièdre). La mesure de tels angles porte couramment mais abusivement le nom d'angle, elle aussi.
+
+En un sens plus abstrait, l'angle est une classe d'équivalence, c'est-à-dire un ensemble obtenu en assimilant entre eux tous les angles-figures identifiables par isométrie. L'une quelconque des figures identifiées est alors appelée représentant de l'angle. Tous ces représentants ayant même mesure, on peut parler de mesure de l'angle abstrait.
+
+Il est possible de définir une notion d'angle orienté en géométrie euclidienne du plan, ainsi que d'étendre la notion d'angle au cadre des espaces vectoriels préhilbertiens ou des variétés riemanniennes.
+
+Il y a plusieurs sortes d'angles : Angle droit, Angle aigu et Angle obtus
+
+Le mot angle dérive du latin angulus, mot qui signifie « le coin ». Selon le mathématicien Carpos d'Antioche, l'angle est une quantité et l'intervalle des lignes ou des surfaces qui le comprennent ; cet intervalle est dimensionné d'une seule manière, et pourtant l'angle n'est pas une ligne pour cela.
+
+Dans le plan, deux demi-droites de même origine délimitent deux régions, appelées secteurs angulaires.
+
+On dit que deux secteurs angulaires définissent le même angle lorsqu'ils sont superposables (plus formellement : l'angle d'un secteur angulaire est sa classe de congruence). On parle traditionnellement d'angle géométrique pour cette notion d'angle[1] mais ce terme peut aussi désigner, dans la terminologie moderne, une notion voisine moins fine (voir infra).
+
+Un angle est dit saillant si les secteurs angulaires qui le représentent sont convexes, et rentrant sinon.
+
+Une paire de demi-droites de même origine définit donc en général deux angles : l'un saillant et l'autre rentrant (le cas exceptionnel est celui de l'angle plat).
+
+Dans le plan, on peut parler de l'angle de deux droites sécantes. Deux droites sécantes découpent le plan en 4 secteurs angulaires saillants, correspondant à deux paires d'angles opposés par le sommet. Les angles opposés sont égaux et les angles adjacents sont supplémentaires[2].  Il y a en général deux valeurs possibles pour ces angles. On choisit parfois  de privilégier le plus petit des angles, c'est-à-dire l'angle aigu ou droit
+
+La mesure de l'angle d'un secteur angulaire est le nombre réel positif qui mesure la proportion du plan occupée par le secteur angulaire. Les unités utilisées pour le quantifier sont le radian, le quadrant et ses subdivisions, le degré, ses sous-unités et le grade. Les angles sont fréquemment notés par une lettre grecque minuscule, par exemple α, β, θ, ρ… Lorsque l'angle est au sommet d'un polygone et qu'il n'y a pas d'ambiguïté, on utilise alors le nom du sommet surmonté d'un chapeau, par exemple Â.
+
+Pour évaluer cet angle, cette « proportion de surface », on prend un disque centré au point d'intersection, et on effectue le rapport entre l'aire de la portion de disque interceptée par le secteur angulaire et l'aire totale du disque. On peut montrer que cela revient également à faire le rapport entre la longueur de l'arc intercepté et la circonférence du cercle ; cette valeur inférieure à 1 est appelée nombre de tour. La valeur 1/4 (quart de tour) correspond au quadrant.
+
+Une unité couramment utilisée est le degré, qui est le résultat de la division du quadrant en 90 parts égales. Le tour complet correspond donc à 360 degrés. La minute d'arc est un sous-multiple du degré, égale à 1/60 de degré. De même, la seconde d'arc est égale à 1/60 de la minute d'arc, soit 1/3 600 de degré. On utilise plus rarement le grade, qui correspond à une subdivision centésimale du quadrant.
+
+L'unité internationale de mesure des angles est cependant le radian, défini comme le rapport entre la longueur de l'arc intercepté et le rayon du cercle. Le tour complet correspond donc à 
+
+
+
+2
+π
+
+
+{\displaystyle 2\pi }
+
+ radians.
+
+Les angles peuvent être calculés à partir des longueurs des côtés de polygones, notamment de triangles, en utilisant la trigonométrie.
+
+L'unité de mesure des angles utilisée principalement par les militaires est le millième. Il est l'angle sous lequel on voit 1 mètre à 1 kilomètre. 6283 millièmes correspond à 2π radians ou 360 degrés, soit 360°/arctan(1 m/1 000 m). Autrement-dit, millième = mrad (milliradian).
+
+« Sur le terrain », les angles peuvent être mesurés avec un appareil appelé goniomètre ; il comporte en général une règle courbe graduée en degrés, appelée rapporteur.
+
+En informatique, le 1/16ième de degré peut être utilisé, soit 5760 pour 360°.
+
+Les angles correspondant à un nombre entier de quadrants portent un nom particulier. Le tableau suivant représente les valeurs des angles particuliers dans les diverses unités.
+
+L'angle droit est obtenu en considérant deux droites qui divisent le plan en quatre secteurs égaux. De telles droites sont dites orthogonales ou perpendiculaires.
+
+On confond fréquemment l'angle avec sa mesure. Ainsi par exemple un angle plat est abusivement dit « égal » à 180°. Cet abus est pratiqué largement dans la suite de cet article.
+
+Les qualificatifs suivants sont employés pour les angles prenant des valeurs intermédiaires entre ces valeurs remarquables :
+
+Pour qualifier les valeurs relatives de deux angles, on emploie les expressions suivantes :
+
+On emploie encore d'autres expressions pour qualifier la position des angles sur une figure, c'est-à-dire plus justement, la position relative de secteurs angulaires :
+
+Remarque, deux angles complémentaires ou supplémentaires ne sont pas nécessairement adjacents : 
+Par exemple, dans un triangle ABE rectangle en B, les angles  et Ê sont complémentaires.
+
+Par extension, on définit également les angles entre des demi-droites, des segments de droite et des vecteurs, en prolongeant les droites portant ces objets jusqu'à leur intersection. La définition par des demi-droites ou des vecteurs permet de lever l'indétermination entre les angles supplémentaires, c'est-à-dire de définir sans ambiguïté quel secteur angulaire utiliser pour définir l'inclinaison des directions.
+
+Un angle géométrique est, dans la terminologie actuelle, la classe d'équivalence d'un couple de demi-droites de même origine, deux tels couples étant considérées comme équivalents s'ils sont superposables[3].
+
+Si l'on note 
+
+
+
+
+
+
+
+x
+O
+y
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {xOy}}}
+
+ l'angle géométrique associé au couple de demi-droites 
+
+
+
+
+(
+
+[
+O
+x
+)
+,
+[
+O
+y
+)
+
+)
+
+
+
+{\displaystyle \left([Ox),[Oy)\right)}
+
+, on a (par symétrie par rapport à la bissectrice) : 
+
+
+
+
+
+
+
+x
+O
+y
+
+^
+
+
+
+=
+
+
+
+
+y
+O
+x
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {xOy}}={\widehat {yOx}}}
+
+, c'est-à-dire que cet angle ne dépend que de la paire 
+
+
+
+{
+[
+O
+x
+)
+,
+[
+O
+y
+)
+}
+
+
+{\displaystyle \{[Ox),[Oy)\}}
+
+.
+
+L'angle saillant et l'angle rentrant associés à une telle paire (voir supra) correspondent donc, avec cette nouvelle terminologie, à un même « angle géométrique », dont le représentant privilégié est l'angle saillant[4],[5] (de mesure comprise entre 0 et 180°).
+
+On peut l'interpréter de plusieurs façons : divergence entre deux directions, directions des faces d'un objet (coin), direction visée par rapport au nord (angle donné par une boussole)… L'angle peut aussi s'interpréter comme l'ouverture du secteur angulaire. C'est la mesure de l'inclinaison d'une demi-droite par rapport à l'autre.
+
+Si une translation transforme 
+
+
+
+[
+O
+x
+)
+
+
+{\displaystyle [Ox)}
+
+ en 
+
+
+
+[
+
+O
+′
+
+
+x
+′
+
+)
+
+
+{\displaystyle [O'x')}
+
+ et 
+
+
+
+[
+O
+y
+)
+
+
+{\displaystyle [Oy)}
+
+ en 
+
+
+
+[
+
+O
+′
+
+
+y
+′
+
+)
+
+
+{\displaystyle [O'y')}
+
+, elle ne modifie pas l'angle géométrique : 
+
+
+
+
+
+
+
+
+x
+′
+
+
+O
+′
+
+
+y
+′
+
+
+^
+
+
+
+=
+
+
+
+
+x
+O
+y
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {x'O'y'}}={\widehat {xOy}}}
+
+. On peut donc définir l'angle géométrique 
+
+
+
+
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {({\vec {u}},{\vec {v}})}}}
+
+ de deux vecteurs non nuls 
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {u}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}}
+
+ comme l'angle entre deux demi-droites dirigées par ces deux vecteurs, et d'origine commune arbitraire. Ou encore : deux couples 
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}},{\vec {v}})}
+
+ et 
+
+
+
+(
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+′
+
+,
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+′
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}}',{\vec {v}}')}
+
+ de vecteurs non nuls sont équivalents (représentent le même angle géométrique) s'il existe une isométrie vectorielle qui transforme les vecteurs unitaires 
+
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+‖
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {\vec {u}}{\|{\vec {u}}\|}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+‖
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {\vec {v}}{\|{\vec {v}}\|}}}
+
+ en 
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+′
+
+
+‖
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+′
+
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {{\vec {u}}'}{\|{\vec {u}}'\|}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+′
+
+
+‖
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+′
+
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {{\vec {v}}'}{\|{\vec {v}}'\|}}}
+
+. (On définit bien ainsi une relation d'équivalence entre couples, parce que les isométries vectorielles forment un groupe.)
+
+La présentation des angles orientés dans un plan peut se faire de manière intuitive ou plus formaliste.
+
+La première approche consiste à voir l'angle comme la trace d'une rotation : la rotation qui envoie la demi-droite (Ox) sur la demi-droite (Oy) est en général différente de celle envoyant (Oy) sur (Ox). On considère alors comme distincts les angles (Ox, Oy) et (Oy, Ox)  en signalant qu'ils ont même mesure mais des sens de parcours différents[6].
+
+Une autre approche consiste à confondre l'angle orienté et sa mesure[7]. Cette démarche nécessite de définir une orientation préalable du plan pour pouvoir définir le sens dit positif. C'est ce type d'approche que l'on retrouve quand on définit la mesure de l'angle orienté d'un couple de vecteurs unitaires à l'aide de la longueur de l'arc de cercle orienté qu'il détermine sur un cercle unité[8].
+
+La dernière approche, plus formalisée consiste à voir un angle orienté comme une classe d'équivalence de couple de demi-droites vectorielles modulo les rotations planes, ou ce qui revient au même, comme des orbites de couples de demi-droites vectorielles par l'action de groupe des isométries positives[9].
+
+Par la suite seront présentées les approches par les longueurs d'arcs de cercle et comme classes d'équivalence. Par les mêmes techniques que ci-dessus, il revient au même, lorsqu'on parle d'angles, de considérer deux demi-droites de même origine, deux vecteurs non nuls, ou deux vecteurs unitaires. Nous limitons donc l'exposé à ce dernier cas.
+
+Dans un cercle de centre O et de rayon 1, on définit un sens de parcours dit positif, en général le sens inverse des aiguilles d'une montre, appelé sens trigonométrique. Si A et B sont deux points du cercle, on appelle longueur de l'arc orienté AB, la longueur de tout parcours sur le cercle partant de A et arrivant à B. Il existe plusieurs parcours possibles consistant à ajouter des tours complets du cercle parcourus dans le sens positif ou dans le sens négatif.
+Une longueur a étant connue, les autres longueurs de l'arc orienté sont donc toutes de la forme a + 2kπ où k est un entier relatif quelconque. La longueur correspondant au trajet le plus court pour se rendre de A à B est appelé la mesure principale de l'arc AB (s'il existe deux trajets possibles, on choisit celui de mesure positive). La mesure principale est donc un nombre appartenant à l'intervalle ]-π, π].
+
+Soient 
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {u}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}}
+
+ deux vecteurs unitaires, et A et B les points tels que 
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+=
+
+
+
+O
+A
+
+→
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {u}}={\overrightarrow {OA}}}
+
+ et 
+
+
+
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+=
+
+
+
+O
+B
+
+→
+
+
+
+
+{\displaystyle {\vec {v}}={\overrightarrow {OB}}}
+
+, on appelle mesure de l'angle orienté 
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}},{\vec {v}})}
+
+ toute  longueur de l'arc orienté AB. La mesure principale de l'angle 
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}},{\vec {v}})}
+
+ a donc pour valeur absolue la mesure de l'angle géométrique  
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {{\vec {u}},{\vec {v}}}}}
+
+ . Le signe de cette mesure principale est positif si le plus court chemin pour se rendre de A vers B est dans le sens direct , il est négatif dans le cas contraire. Deux couples de vecteurs ayant même mesure définissent le même angle orienté.
+
+Dans cette approche, il est nécessaire que soit perçu comme naturel l'«enroulement» de la droite réelle sur le cercle[10], enroulement qu'il resterait à formaliser.
+
+Le plan a la particularité suivante, par rapport aux dimensions supérieures : on peut y affiner la relation de congruence définie pour l'angle géométrique de telle façon que les couples 
+
+
+
+(
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {u}},{\vec {v}})}
+
+ et 
+
+
+
+(
+
+
+
+v
+→
+
+
+
+,
+
+
+
+u
+→
+
+
+
+)
+
+
+{\displaystyle ({\vec {v}},{\vec {u}})}
+
+ ne représentent plus le même angle en général[11]. Pour cela, on évite de faire intervenir les réflexions parmi les isométries autorisées pour définir une nouvelle relation entre les couples, c'est-à-dire qu'on se limite au sous-groupe des rotations du plan vectoriel (en dimension 3 par exemple, cette limitation échouerait car les deux couples sont transformés l'un de l'autre non seulement par réflexion par rapport au plan bissecteur, mais aussi par une rotation d'un demi-tour). Cela conduit à la définition suivante :
+
+(On se dispense désormais des traditionnelles flèches sur les vecteurs.)
+
+Deux couples (u, v) et (u', v') de vecteurs unitaires du plan représentent le même angle orienté s'il existe une rotation g telle que u' = g(u) et v' = g(v).
+
+En confondant abusivement un couple et l'angle orienté qu'il représente, on a par exemple : (–u, –v) = (u, v) par le demi-tour g = –Id.
+
+Cette nouvelle relation d'équivalence est plus fine que celle qui définit les angles géométriques. Plus précisément, en tant que classe d'équivalence, l'angle géométrique 
+
+
+
+
+
+
+
+(
+u
+,
+v
+)
+
+^
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\widehat {(u,v)}}}
+
+ est la réunion des deux angles orientés 
+
+
+
+(
+u
+,
+v
+)
+
+
+{\displaystyle (u,v)}
+
+ et 
+
+
+
+(
+v
+,
+u
+)
+
+
+{\displaystyle (v,u)}
+
+.
+
+Étant donnés deux vecteurs unitaires, il existe une unique rotation du plan qui envoie le premier sur le second[12].
+
+Cette unicité permet de définir une application qui au couple (u, v) de vecteurs unitaires associe la rotation f telle que f(u) = v.
+
+Cette application T : (u, v) ↦ f, des couples de vecteurs vers les rotations, « passe au quotient », et définit ainsi une bijection S, des angles orientés vers les rotations. En effet :
+
+Théorème — (u, v) et (u', v') représentent le même angle orienté si et seulement si la rotation qui envoie u sur v est la même que celle qui envoie u' sur v'.
+
+Cela est dû au fait que le groupe des rotations du plan vectoriel est abélien.
+
+Par définition, (u, v) et (u', v') représentent le même angle orienté si et seulement si la rotation qui envoie u sur u' est la même que celle qui envoie v sur v', autrement dit : T(u,u') = T(v,v'). Par commutativité du groupe des rotations, ceci équivaut à T(u',v)∘T(u,u') = T(v,v')∘T(u',v), c.-à-d. T(u,v) = T(u',v').
+
+En utilisant cette bijection S, on peut alors « plaquer » la structure (en) de groupe abélien du groupe des rotations sur l'ensemble des angles, c'est-à-dire définir l'addition des angles à partir de la composition des rotations, en posant[13] :
+
+On va définir, sur les angles orientés, une mesure, de telle façon que la mesure de la somme soit égale à la somme des mesures (pour les angles géométriques, on pouvait définir partiellement une addition des angles et des mesures correspondantes : seulement pour des angles « pas trop grands »).
+
+Le choix de l'une des deux orientations possibles du plan détermine l'un des deux isomorphismes du groupe des rotations avec le groupe SO(2) des matrices de rotations planes ou encore avec le groupe U des nombres complexes de module 1. L'exponentielle complexe permet alors de définir la mesure de l'angle d'une rotation à 2π près, ou « modulo 2π » (en radians). Si θ est une mesure de l'angle de la rotation f = T(u, v), on dira que θ est aussi une mesure de l'angle orienté de vecteurs (u, v).
+
+Par exemple, la mesure de l'angle droit de sens direct est notée :
+
+ou bien
+
+En résumé, une orientation du plan étant choisie, la mesure d'un angle orienté de vecteurs est définie par :
+
+où la matrice est celle de T(u, v) dans n'importe quelle base orthonormée directe.
+
+C'est un isomorphisme du groupe des angles orientés dans le groupe additif des « réels modulo 2π ». Ainsi, la mesure des angles est enfin additive.
+
+Rappelons cependant qu'elle dépend d'un choix d'orientation du plan : inverser ce choix change toutes les mesures en leurs opposées. On retrouve ici le fait qu'un angle géométrique, de mesure α comprise entre 0 et π, correspond à deux angles orientés opposés, l'attribution (modulo 2π) de la mesure α à l'un et donc –α à l'autre étant fonction de l'orientation du plan.
+
+De plus, Daniel Perrin et Jean Dieudonné font remarquer que l'on ne peut parler stricto sensu de mesure car aucune comparaison entre deux mesures d'angles n'est possible[15].
+
+Dans un plan, l'angle orienté de deux droites est la classe modulo π de l'angle orienté formé par leurs vecteurs directeurs. Ce travail modulo π provient du fait que l'on peut prendre comme vecteur directeur d'une droite u ou -u et que changer un vecteur en son opposé revient à ajouter π à la mesure de l'angle correspondant[16].
+
+Les angles orientés de droites sont utilisés pour déterminer l'angle d'une rotation composée de deux réflexions. Cette notion est également utile pour tous les problèmes d'alignement et de cyclicité[16].
+
+Deux droites sécantes sont nécessairement coplanaires, donc l'angle entre les droites est défini dans ce plan, de la même manière que ci-dessus.
+
+Dans l'espace, il n'existe pas de notion d'angle orienté de droites mais on peut définir l'angle deux droites quelconques de l'espace, sécantes ou non,  à condition de travailler sur leurs vecteurs directeurs. On appelle angle de deux droites l'angle géométrique formé par leurs vecteurs directeurs. Il y a en général deux valeurs possibles pour cet angle, selon les vecteurs directeurs choisis. Il arrive que l'on privilégie le plus petit des angles[17].  Ainsi l'angle entre deux droites parallèles est nul et celui entre deux droites orthogonales est de 90° ou π/2 rad.
+
+L'angle de deux droites de vecteurs directeurs u et v peut se déterminer à l'aide du produit scalaire : c'est l'angle dont le cosinus vaut 
+
+
+
+
+
+
+
+|
+
+u
+⋅
+v
+
+|
+
+
+
+‖
+u
+‖
+‖
+v
+‖
+
+
+
+
+
+{\displaystyle {\frac {|u\cdot v|}{\|u\|\|v\|}}}
+
+[17].
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+On peut aussi considérer la notion voisine d'angle de deux axes, dans laquelle l'orientation des axes impose une unique valeur à l'angle qu'ils forment[18].
+
+Pour définir l'angle entre deux plans, ou angle dièdre, on considère l'angle que font leurs normales.
+
+Pour définir l'angle entre un plan et une droite, on considère l'angle α entre la droite et sa projection orthogonale sur le plan, ou encore l'angle complémentaire entre la droite et la normale au plan : on retranche l'angle β entre la droite et la normale au plan de l'angle droit (α = π/2 – β en radians).
+
+On définit également les angles solides : on prend un point (parfois appelé « point d'observation ») et une surface dans l'espace (la « surface observée »), l'angle solide est la portion de l'espace délimitée par le cône ayant pour sommet le point considéré et s'appuyant sur le contour de la surface. On mesure l'angle solide en calculant l'aire de la calotte découpée par le cône sur la sphère de rayon un et de centre le sommet du cône. L'unité de mesure d'angle solide est le stéradian (sr en abrégé), l'espace complet fait 4π sr.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

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+
+Hayden Christensen est un acteur et producteur canado-américain né le 19 avril 1981 à Vancouver (Canada). Il a commencé sa carrière à la télévision canadienne à l'âge de douze ans, puis a continué à la télévision américaine à la fin des années 1990.
+
+En 2001, il est nommé au Golden Globe du meilleur acteur dans un second rôle pour sa performance dans le mélodrame La Maison sur l'océan.
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+Puis en 2002 et 2005, il bénéficie d'une audience mondiale en prêtant ses traits à Anakin Skywalker dans Star Wars, épisode II : L'Attaque des clones et Star Wars, épisode III : La Revanche des Sith. Rôle qu'il reprend en 2019 sous forme de caméo vocal dans Star Wars, épisode IX : L'Ascension de Skywalker.
+
+Cependant, l'échec du blockbuster Jumper, en 2008, dont il est la tête d'affiche, compromet sérieusement sa carrière. Il enchaîne depuis des productions de seconde zone, souvent sorties directement en vidéo. En 2015, l’acteur confia avoir fait lui-même le choix de faire une pause dans sa carrière depuis le début de la décennie.
+
+Hayden Christensen est né à Vancouver en Colombie-Britannique, au Canada. Il est le fils d'Alie Nelson, rédactrice américaine et de David Christensen, programmeur canadien. Son père est d'origine danoise et sa mère est d'ascendance suédoise et italienne[1]. Il a un frère aîné, Tove, une grande sœur, Hejsa, et une petite sœur, Kaylen[2],[3].
+
+Christensen grandit à Thornill, dans la banlieue de Toronto. Il effectue sa scolarité à l'E.J. Sand Public School, Baythorn Public School et l'Unionville High School à Unionville (Ontario). Il devient un athlète au lycée, en jouant au hockey et au tennis au niveau provincial[4].
+
+Il passe ses étés à Long Island avec sa grand-mère maternelle, Rose Schwartz[4], et suit des cours d'art dramatique à l'Actors Studio à New York ainsi qu'à Arts York à l'Unionville High School. Il est repéré quand sa grande sœur, une ancienne championne de trampoline, cherchait un agent après avoir obtenu un rôle dans une publicité de Pringles[4],[5].
+
+Hayden Christensen obtient son premier rôle en septembre 1993, à l'âge de douze ans en jouant un rôle secondaire dans la série télévisée germano-canadienne Family Passions[6]. L'année suivante, il obtient un petit rôle dans le film L'Antre de la folie de John Carpenter[6].
+
+De 1995 à 1999, il apparait dans plusieurs films et séries télévisées, dont Harrison Bergeron, Le Justicier des ténèbres, Chair de poule, Fais-moi peur ![6] et Virgin Suicides de Sofia Coppola.
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+Il acquiert une plus grande notoriété en jouant dans la série Cœurs rebelles en 2000, dans laquelle il incarne un adolescent abusé sexuellement par sa belle-mère, s'enfonçant dans la drogue et le désespoir[6],[7].
+
+L'acteur a été acclamé par la critique pour son interprétation d'un jeune adulte incompris dans le film La Maison sur l'océan en 2001, ce qui lui vaut le National Board of Review Award de la révélation masculine de l'année ainsi que de nombreuses nominations, dont le Golden Globe et le Screen Actors Guild Award du meilleur acteur dans un second rôle[8],[9],[10]. Cependant, sa performance ne s'est pas répandue auprès du grand public[7] et il ne se révélera qu'un an plus tard en jouant dans Star Wars.
+
+En 2002, Christensen fait ses débuts au théâtre de Londres en jouant avec Jake Gyllenhaal et Anna Paquin dans This Is Our Youth[11].
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+Il reçoit d'excellentes critiques en 2003 pour sa performance dans Le Mystificateur, biopic racontant l'histoire vraie du journaliste Stephen Glass qui fut renvoyé du journal The New Republic pour avoir publié de faux articles d'après de fausses sources, de fausses notes et de faux contacts[12],[13]. Peter Travers de Rolling Stone écrit : « Hayden Christensen est sensationnel dans le rôle de Glass, trouvant le juste milieu entre l'enfant prodige et le gamin perturbé volant sur une renommée de haut vol qu'il n'a pas gagnée »[14].
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+En 2005, Christensen fait ses débuts à Broadway en apparaissant brièvement dans une pièce de dix minutes. La même année, il prend part aux 24 heures de l'interprétation en jouant dans des groupes sans but lucratif à la Big Apple[15].
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+Le 12 mai 2000, Christensen est annoncé comme l'interprète d'Anakin Skywalker dans Star Wars : Épisode II - L'Attaque des clones (2002) et Star Wars : Épisode III - La Revanche des Sith (2005), où il partagera la vedette aux côtés de Natalie Portman et Ewan McGregor. Le directeur du casting a auditionné plus de 1 500 candidats avant que le réalisateur George Lucas choisisse Christensen[16]. Lucas a déclaré qu'il avait choisi Christensen parce qu'il avait « besoin d'un acteur qui possède la présence du côté obscur », caractéristique essentielle pour solidifier l'histoire que Lucas essaye de raconter : la chute tragique d'Anakin Skywalker et l'ascension de Dark Vador.
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+Durant la production de La Revanche des Sith, Christensen demande à Lucas si un costume spécial de Vador peut ��tre fabriqué pour être adapté à son propre corps, plutôt que d'avoir un acteur différent sous le costume, porté à l'origine par David Prowse[17]. Lucas est d'accord et un costume est conçu pour correspondre à la carrure de Christensen, incluant des extensions afin de permettre à l'acteur d'atteindre la taille de Vador (1,98 m). Cependant, sa voix robotique est enregistrée par James Earl Jones, déjà impliqué dans la trilogie originale[18].
+
+Des rushes de Christensen ont été utilisés dans l'édition DVD 2004 de Star Wars : Épisode VI - Le Retour du Jedi, où il a été inséré à la place de l'acteur Sebastian Shaw en tant que fantôme d'Anakin Skywalker[19]. Lucas a dit qu'il voulait avoir la personne intérieure de Dark Vador de retour, l'homme qu'il était avant qu'il bascule du côté obscur[20]. Christensen a déclaré que ce changement a été effectué sans qu'il le sache, chose confirmée par George Lucas lui-même dans le bonus Le Retour du Jedi : Qu'est-ce qui a changé ? comme vu sur le site web officiel pour commémorer le DVD de 2006[21].
+
+Sa performance dans les épisodes II et III divise clairement la critique. D'un côté, certains journalistes américains apprécient le travail de l'acteur[22],[23],[24],[25],[26], et il est nommé à plus de dix distinctions, dont le Saturn Award du meilleur acteur en 2006 pour son rôle dans La Revanche des Sith. Parmi ces nominations, il reçoit le Trophée Chopard de la révélation masculine au Festival de Cannes 2002, le ShoWest Award de la star masculine de demain et le MTV Movie Award du meilleur méchant[27]. Mais il reçoit également le Razzie Award du pire acteur en 2003 et 2006, pour sa prestation dans les deux longs-métrages[28]. Et des années plus tard, sa performance alimente des vidéos sur les plateformes en ligne[29]. Ce rôle le révèle néanmoins et fait de lui un visage connu du grand public[30].
+
+Entre 2006 et 2007, il remplace Jared Leto dans Awake, avec Jessica Alba, qui raconte l'histoire d'un homme éveillé mais paralysé durant une opération cardiaque[6],[31]. Il apparait dans Factory Girl avec Sienna Miller et Guy Pearce[6],[32]. L'acteur reçoit, avec Jessica Alba, le Razzie Award 2008 du pire couple à l'écran. L'acteur avait déjà reçu une nomination dans cette catégorie pour son couple avec Portman[33].
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+Il est cependant déjà choisi pour porter une nouvelle franchise de science-fiction. Jumper raconte l'histoire d'un homme (Christensen) qui découvre qu'il a le pouvoir de se téléporter. L'acteur est entouré de Samuel L. Jackson, Jamie Bell et Rachel Bilson. Sorti le 14 février 2008[34],[35], le blockbuster est un échec artistique et commercial : il rembourse à peine son budget sur le territoire nord-américain[36] et est éreinté par la critique[37]. Les projets de suites sont annulés, et cette déroute compromet sérieusement la position du jeune acteur à Hollywood.
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+Christensen apparait aux côtés de Mischa Barton dans Territoires vierges, qui est sorti directement en vidéo en Amérique du Nord le 26 août 2008[38]. Le film, basé sur le Décaméron, raconte l'histoire d'un groupe de personnes qui échappent à la peste noire en se cachant dans une villa toscane en Italie[39].
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+Fin 2009, il retrouve sa désormais compagne Rachel Bilson pour un segment du film à sketch-es New York, I Love You[40]. Mais l'année 2010 va confirmer sa mise à l'écart de l'échiquier hollywoodien, et son passage à des productions plus modestes.
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+Le 27 août 2010 sort d'abord le thriller d'action Takers[41]. L'acteur y tient un rôle secondaire, aux côtés de Matt Dillon, Jay Hernandez, Paul Walker, Idris Elba, Michael Ealy et Chris Brown. Et l'année se conclut avec la présentation au Festival International du Film de Toronto du film d'horreur L'Empire des Ombres, réalisé par Brad Anderson, où il joue le rôle principal, entouré de Thandie Newton et John Leguizamo[42],[43]. Le long-métrage, doté d'un budget d'à peine 10 millions de dollars, sort en février 2011 et rapporte à peine plus d'un million[44].
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+La même année, il prête sa voix dans le film d'animation Quantum Quest: A Cassini Space Odyssey. Il s'agit de sa quatrième collaboration avec Samuel L. Jackson. Lorsque le film sort, l'acteur a fait le choix de s'éloigner des plateaux de cinéma pendant quelque temps.
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+En coulisses, il reste cependant actif : en 2010, il entame des poursuites contre la chaîne USA Network en justice sur des allégations selon lesquelles ils auraient volé son idée pour la série télévisée Royal Pains. La requête prétend que Christensen a rencontré USA pour lancer une série similaire appelée Housecalls. Au cours de la réunion, Christensen prétend qu'il n'a jamais été informé qu'un programme similaire était en développement[45],[46]. Bien qu'un juge fédéral ait rejeté la plainte de Christensen dans un premier temps, en juin 2012 une seconde cour d'appel a décidé de renverser la décision de la cour inférieure et de renvoyer l'affaire à la cour de district pour davantage de procédure, ce qui est considéré comme une grosse victoire pour Christensen[47].
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+Le 20 mai 2013, durant le Festival de Cannes, le studio russe Enjoy Movies annonce la création de Glacier Films, une alliance de studios avec Hayden Christensen et son frère Tove. Glacier Films projette de produire en trois ans onze films à « micro-budget », coûtant 1,5 million de dollars chacun. Dans le premier projet, American Heist, Christensen lui-même tient le premier rôle, aux côtés d'Adrien Brody et Jordana Brewster, avec un tournage qui débute en juin 2013. C'est un remake du film Hold-up en 120 secondes avec Steve McQueen, dont la sortie est prévue pour 2015[48]. La même année, Christensen joue dans le film franco-canado-chinois Croisades (Outcast) avec Nicolas Cage[49]. Cette co-production internationale est laminée par la critique[50].
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+Après 90 minutes au paradis (2015) et First Kill (2017), passés inaperçus, Christensen revient avec le film Little Italy, une comédie romantique dans laquelle il occupe le premier rôle masculin au côté d'Emma Roberts.
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+En 2007, Christensen commence une relation avec l'actrice Rachel Bilson qu'il a rencontrée sur le tournage du film Jumper. Ils se fiancent le 25 décembre 2008[51],[52]. En juin 2010, ils se séparent mais se remettent ensemble en novembre 2010[53],[54],[55],[56],[57]. Le 21 mai 2014, il a été annoncé qu'ils attendent leur premier enfant[58]. Le 29 octobre 2014, Christensen et sa compagne Rachel Bilson sont devenus les parents d'une fille prénommée Briar Rose Christensen[59]. Le couple se sépare en septembre 2017 après dix ans de concubinage[60].
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+Christensen possède une ferme près d'Uxbridge en Ontario depuis 2007[61],[62]. Il a lui-même entièrement rénové la propriété et a consacré du temps à apprendre à propos « du bétail, des cultures et des machines agricoles »[61]. En novembre 2013, Christensen s'est associé avec la chaîne canadienne de vêtements RW&Co pour lancer une marque de vêtements pour hommes, inspirée par sa ferme[63].
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+Christensen a effectué un message d'intérêt public pour Do Something en 2008[64]. Il a servi de modèle pour une publicité de Louis Vuitton[65] et a aussi été nommé ambassadeur du parfum Challenge de Lacoste[66]. Il est également apparu dans la Campagne Lazarus Effect de RED, destinée à la sensibilisation afin de combattre le sida en Afrique[67],[68].
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+Il est un supporter des Maple Leafs de Toronto et vit désormais à Los Angeles.
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+Sources : IMDb[69]
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+En France, Emmanuel Garijo est la voix française régulière de Hayden Christensen depuis Cœurs rebelles.
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+(Franz) Joseph Haydn[n 1] (/ˈhaɪdən/) ( audio) — il n'utilisait jamais son premier prénom —, né à Rohrau sur la Leitha en Basse-Autriche, le 31 mars 1732 et mort à Vienne le 31 mai 1809, est un compositeur autrichien. Il incarne le classicisme viennois au même titre que Mozart et Beethoven, les trois compositeurs étant regroupés par la postérité sous le vocable de « trinité classique viennoise »[1].
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+La carrière musicale de Joseph Haydn couvre toute la période classique, allant de la fin de la musique baroque aux débuts du romantisme. Il est à la fois le pont et le moteur qui a permis à cette évolution de s'accomplir[2]. L'image du « papa Haydn »[3] ne vient pas des titres de « père de la symphonie » ou « père du quatuor à cordes » généreusement décernés au XIXe siècle et même de nos jours. La création de ces genres relève d'une genèse un peu plus complexe, mais Haydn a très largement contribué à leur émergence et leur consolidation.
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+Deux de ses frères furent également musiciens :
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+Joseph Haydn est né le 31 mars 1732[n 2] dans une famille modeste[n 3] à Rohrau sur la Leitha à la frontière austro-hongroise. Son père Mathias (1699-1763) était charron et harpiste amateur, sa mère, Anna Maria Koller (1707-1754), cuisinière chez le comte Harrach, seigneur de Rohrau. Il est le deuxième des douze enfants du couple, dont six survivront à l'âge adulte :
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+À l'âge de six ans, il apprend les rudiments de la musique auprès de son cousin[n 4], Johann Mathias Franck, maître d'école et maître de chœur à Hainburg, en Basse-Autriche, qui s'était engagé à le former. Dès sept ans, remarqué grâce à sa belle voix de soprano, il devient choriste dans la maîtrise de la cathédrale Saint-Étienne de Vienne où il est éduqué musicalement par G. Reutter. Comme beaucoup d'autres à travers l'Europe, il fait donc partie des garçons qui chantent avec et dans le chœur professionnel d'une église. L'ensemble est placé sous la direction du Kapellmeister Georg Reutter le jeune, à la fois maître du chœur et maître de musique des enfants. Un frère de Joseph, Michael Haydn, futur compositeur, vint plus tard le rejoindre. Comme dans toute maîtrise, on y apprend les techniques et l'art du chant (à commencer par les différentes formes de chant liturgique) et plus généralement les différentes disciplines musicales (y compris l'harmonie et la composition). Joseph y apprit également à jouer du clavecin et du violon[5]. Mais il semble que l'enseignement qu'il reçut dans cette maîtrise n'ait pas été complet. Il l'affirmera plus tard : « Mes débuts ont toujours été liés à la pratique ». Reutter le renvoie de la maîtrise à l'âge de 18 ans[6], sa voix ayant mué et le temps d'études, dans toute maîtrise, ne se prolongeant pas au-delà de l'âge de dix-huit ou vingt ans. On recevait ordinairement une gratification qui rémunérait les services rendus et permettait de débuter dans le métier de musicien ou dans une autre profession. Joseph Haydn, quant à lui, relata « les durs moments qu'il passa » dans cette école musicale, sous les ordres de ce personnage fort avare, « mais aussi les bonnes farces qu'il y joua »[7].
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+Joseph Haydn fut le premier, avant Mozart, à vouloir devenir musicien indépendant. En tant qu'interprète, il ne s'orienta pas vers la profession de musicien d'église et ne devint que plus tard maître de chapelle. Vers 1750-1752 (à l'âge de 18-20 ans), à Vienne, il mena d'abord une vie difficile. Livré à lui-même, il jouait occasionnellement du violon lors de sérénades, de bals et d'inhumations. Il donna aussi des leçons de piano à de jeunes élèves ainsi qu'à la comtesse de Thun. De même, il devint valet de chambre (qualification pouvant parfaitement signifier qu'il était employé comme musicien). Cette période n'est connue que par la narration qu'Haydn lui-même en fera au soir de sa vie à ses premiers biographes, Albert Christoph Dies (de) et Georg August Griesinger (de). Il rapporte avoir été hébergé quelque temps par Johann Michael Spangler[n 5], ténor à l'église Saint-Michel de Vienne, avant de s'installer dans une mansarde de la Michaelerplatz. Dans la même maison habitait le célèbre librettiste et poète Pietro Metastasio (Métastase).
+
+En 1753, par l'intermédiaire de Métastase, il a la chance de faire la connaissance de Porpora dont il devient le secrétaire[n 6]. Professeur de chant et compositeur renommé, Nicola Porpora lui dispense à son tour un enseignement concernant la composition des opéras, en fait son assistant et l'introduit dans les milieux aristocratiques. Haydn se forme également en autodidacte grâce à deux célèbres ouvrages : le Gradus ad Parnassum, traité de contrepoint rédigé par un compositeur de la cour, Johann Joseph Fux (1660-1741), et Der vollkommene Capellmeister (« Le Maître de chapelle accompli ») de Johann Mattheson[8]. Il est également influencé par la musique de Carl Philipp Emanuel Bach, deuxième fils de Jean-Sébastien. C'est au début des années 1750 que Haydn compose ses premières œuvres vocales (des Missæ brevis, messes brèves) et instrumentales dont il est impossible de préciser la chronologie exacte. Il rédige également, en 1751 ou 1752, la partition musicale (perdue) de l'opéra Der krumme Teufel (« Le diable boiteux »)[9]sur un livret de Josef Felix Kurz-Bernardon.
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+En 1757, le baron von Fürnberg (1720-1767) l'invite pendant quelques mois à participer aux séances de musique de chambre dans son château de Weinzierl, près de Melk, où Haydn compose ses premiers divertimenti ou cassations pour quatuors à cordes, qui établirent sa renommée, et sont à l'origine de la fortune de cette formation. L'année suivante, peut-être sur la recommandation de Fürnberg, il devient directeur de la musique chez le comte Carl von Morzin (1717-1783), qui est donc son premier employeur. Il compose alors ses premières symphonies pour un petit orchestre de seize musiciens[10].
+
+À cette époque, il tombe amoureux d'une de ses élèves, Theresa Keller (1733-1819), fille d'un ami, et la demande en mariage. Mais Theresa étant destinée au couvent, Haydn accepte alors d'épouser sa sœur, de trois années plus âgée, Maria Anna Theresia Keller (1730-1800)[11]. Les premiers biographes de Haydn, Albert Christoph Dies et Georg August Griesinger sont en désaccord pour reconnaître la qualité d'aîné entre Theresa et Maria Anna. Marié le 26 novembre 1760, le couple n'eut pas d'enfant.
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+En difficulté financière, le comte de Morzin doit se résoudre à dissoudre son orchestre. Joseph Haydn retrouve rapidement une place auprès d'une des plus grandes et des plus fortunées familles de la noblesse hongroise : celle des princes Esterházy. Le contrat signé le 1er mai 1761 reflète bien la situation sociale des musiciens sous l'Ancien régime. Outre les formules un peu humiliantes, Haydn s'engage vis-à-vis du prince à lui réserver la totale exclusivité de ses compositions. Toutefois, contrairement à ce qui était fréquent à l'époque, Haydn ne sera jamais traité comme un simple laquais et le prince, grand amateur de musique, rapidement conscient du génie de son employé, ne résistera pas à la demande extérieure des éditeurs et du public au sens large[12]. La clause d'exclusivité disparaîtra d'ailleurs du nouveau contrat signé le 1er janvier 1779 entre le prince et Haydn[13].
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+Il servira cette famille pendant plus de trente ans. D'abord au service de Paul II Anton Esterházy (1711-1762), la plus grande partie de son activité de compositeur se confondra avec le règne de son frère Niklaus (Nicolas dit « le magnifique »), prince mécène, féru de musique, qui laissera à Haydn toute capacité de développer librement son génie. Haydn est engagé comme vice-maître de chapelle de Gregor Joseph Werner auquel il est subordonné pour ce qui a trait à la musique de chœur. En revanche toutes les autres musiques relèvent du nouveau vice-maître. Il devient maître de chapelle à la mort de Werner en 1766.
+
+À partir de 1769, Haydn et ses musiciens s'installent définitivement au château d'Esterháza[2] que le prince Nicolas avait entrepris d'édifier dès son avènement. Mais ils séjournent aussi et jouent dans les autres résidences de la famille, notamment à Vienne, aux palais de la Wallnerstraße et de la Kärntnerstraße. À la mort de Nicolas Ier, en 1790, son fils Paul-Anton (1738-1794) étant peu attaché à la musique, Haydn pourra s'éloigner quelques années d'Esterháza et de Kismarton, séjours principaux de la famille princière. Il reprendra un service plus régulier auprès du fils de Paul-Anton, Nicolas II (1765-1833), de son retour de Londres en 1795 à l'arrêt de sa carrière en 1802, se consacrant essentiellement, à la demande du nouveau prince, à la production de musique religieuse (messes, oratorios).
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+Pour assurer ses fonctions de maître de chapelle, Haydn dispose d'une troupe de chanteurs et d'instrumentistes de grand talent. Il dirige ses propres œuvres, mais aussi celles de ses contemporains, adapte de nombreux opéras italiens, compose des pièces spécifiques pour un type particulier de viole de gambe, le baryton, qui était l'instrument favori du prince Nicolas.
+
+Durant les années passées au service des Esterházy, il écrit plus de cent symphonies (expérimentant dans ce domaine comme personne ne l'avait fait avant lui), des quatuors à cordes, concertos, sonates et pièces diverses pour clavier, opéras, divertissements et œuvres de musique sacrée. Rayonnant à partir des palais de la famille Esterházi, la célébrité de Joseph Haydn ne cessa de croître dans toute l'Europe jusqu'à faire de lui le musicien le plus fêté et admiré du continent. Dès 1770, le prince l'autorise à diriger ses propres œuvres à Vienne. Dans les années 1780, Haydn reçoit des commandes directes et propose ses compositions en édition à Vienne, Paris et Londres.
+
+C'est le ténor Michael Kelly qui décrit dans ses mémoires la séance de quatuors réunissant quatre interprètes (tous connus comme compositeurs) : Wolfgang Amadeus Mozart tenant la partie d'alto et Haydn au premier violon, auxquels s'étaient joints le baron Karl Ditters von Dittersdorf au second pupitre de violon et le musicien tchèque Johann Baptist Vanhal au violoncelle[14]. La rencontre (la première attestée entre Haydn et Mozart) eut lieu en 1784, mais il est possible qu'elle fut précédée d'autres.
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+Quoi qu'il en soit, les deux hommes se lient d'amitié malgré leur différence d'âge de vingt-quatre ans et cette rencontre sera suivie d'autres jusqu'au départ de Haydn pour Londres. On ne trouve pas d'équivalent dans le domaine de la musique de cette relation touchante faite de sentiments d'estime et d'admiration réciproques. Léopold Mozart, dans une lettre à sa fille Nannerl révèle les propos tenus par Haydn le 12 février 1785 à l'issue d'une séance de quatuor :
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+« Je vous le dis devant Dieu, en honnête homme, votre fils est le plus grand compositeur que je connaisse, en personne ou de nom, il a du goût, et en outre la plus grande science de la composition. »
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+De son côté, Mozart, en septembre 1785 dans la dédicace qu'il adresse à son aîné pour l'édition des six quatuors opus 10, reconnaît la part prise par Haydn dans ces nouvelles œuvres :
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+« À mon cher ami Haydn. Un père, ayant résolu d'envoyer ses fils dans le vaste monde, a estimé devoir les confier à la protection et à la direction d'un homme alors très célèbre, et qui, par une heureuse fortune, était de plus son meilleur ami. Ainsi donc, homme célèbre, et ami très cher, je te présente mes six fils .../... Toi-même, ami très cher, lors de ton dernier séjour dans cette capitale, tu m'as exprimé ta satisfaction. Ce suffrage de ta part est ce qui m'anima le plus. C'est pourquoi je te les recommande, en espérant qu'ils ne te sembleront pas indignes de ta faveur. Veuille donc les accueillir avec bienveillance, et être leur père, leur guide et leur ami. De ce moment je te cède mes droits sur eux, et te supplie de considérer avec indulgence les défauts que l'œil partial de leur père peut m'avoir cachés, et de conserver malgré eux, ta généreuse amitié à celui qui t'apprécie tant, car je suis de tout cœur, ami très cher, ton très sincère ami. »
+
+À l'imitation de Mozart, Haydn adhère en février 1785 à une loge maçonnique, ce qui à l'époque est compatible avec la foi catholique du compositeur[15]. Mais contrairement à son jeune ami, cette adhésion ne semble avoir eu aucune influence sur ses œuvres futures.
+
+Mozart meurt pendant le premier séjour de Haydn à Londres. Ce dernier en est profondément affligé et écrit à Johann Michael Puchberg, un ami de Mozart[16] :
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+« J'ai été longtemps hors de moi à la nouvelle de la mort de Mozart, et je ne pouvais croire que la Providence ait si vite rappelé dans l'autre monde un homme aussi irremplaçable. »
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+Le 28 septembre 1790 le prince Nicolas Ier Esterházy meurt à 77 ans. Son fils et successeur Anton congédie une grande partie des instrumentistes. Tout en maintenant le salaire de Joseph Haydn, il le libère de ses obligations de maître de chapelle. Le roi de Naples lui propose de le prendre à son service comme maître de chapelle, poste que Haydn refuse. Dès l'annonce du décès, Johann Peter Salomon, violoniste renommé, se précipite à Vienne et obtient l'accord de Haydn pour sa participation aux concerts londoniens qu'il organise chaque année. Depuis 1782, les organisateurs anglais espéraient une visite du compositeur. Mozart qui s'inquiétait pour son vieil ami essaya de le dissuader, alors que le baron van Swieten qui était intime avec les deux hommes, lui conseilla d'accepter. Haydn, qui n'avait jamais quitté les environs de Vienne entreprend ce long voyage et les deux hommes arrivent à Londres le 2 janvier 1791.
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+Haydn participe dans la salle de Hanover Square à douze concerts par souscription du 11 mars au 3 juin 1791 au cours desquels il crée quatre nouvelles symphonies (90e, 92e, 95e et 96e). En juillet, il se voit décerner par l'université d'Oxford le titre de docteur honoris causa[2]. L'année suivante, le Professional Concert, concurrent de Salomon, après avoir essayé de débaucher Haydn[16], fait appel à son ancien élève Ignace Pleyel pour essayer de jouer de la rivalité entre les deux compositeurs. Les douze concerts prévus sont programmés dans la même salle du 17 février au 18 mai 1792. Contrairement aux craintes ou aux espoirs formulés ici ou là, il n'y eut pas d'animosité entre les deux compositeurs, chacun poussant la courtoisie à programmer des symphonies du « rival » dans ses propres concerts. Haydn y créera sa seule symphonie concertante pour répondre à celle de son élève.
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+De retour à Vienne en juillet 1792, Haydn prend comme élève Beethoven alors âgé de 22 ans. Ultérieurement les relations des deux hommes se dégradèrent au point que les leçons de contrepoint délivrées par Haydn furent dénigrées par Beethoven lui-même et certains auteurs[17]. Il n'en reste pas moins que Beethoven bénéficia des conseils éclairés du modèle musical que représentait Haydn à cette époque[18]. En janvier 1794, Haydn part pour une deuxième tournée à Londres laissant son jeune élève entre les mains d'Albrechtsberger. Il emmène avec lui son copiste Johann Elssler dont la fille Fanny fera plus tard une belle carrière de ballerine.
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+La première série de concerts a lieu de nouveau au Hanover Square du 10 février au 12 mai 1794. À l'issue de cette première série de concert, Haydn apprit que le prince Nicolas II Estérhazy avait décidé de reconstituer son orchestre. Haydn, qui continuait à bénéficier de son poste de maître de chapelle, prolongea son séjour d'un an en Angleterre, acte d'une indépendance nouvellement acquise. L'année suivante, les difficultés financières dues à la poursuite du conflit entre la France et l'Angleterre amènent Salomon à fusionner sa troupe avec celle de l’Opéra Concert dirigé par le célèbre violoniste Viotti. Les représentations ont lieu au King's Theatre et sont réduites à neuf du 2 février au 18 mai 1795. Mais devant le succès de ces représentations, deux séances supplémentaires sont organisées les 21 mai et 1re juin. Au cours de ces deux années, Haydn crée de nombreuses œuvres originales et notamment les six dernières symphonies londoniennes. Lorsque Haydn quitte définitivement l'Angleterre en août 1795, il est considéré comme « le plus grand compositeur vivant »[2].
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+À son retour, Haydn a affaire à un nouveau prince, Nicolas II Esterházy (1765-1833), le fils d'Antoine décédé quelques jours après le départ du compositeur pour Londres. Nicolas II n'apprécie ni l'homme, ni sa musique. Il laisse donc son maître de chapelle disposer de son temps et n'exige de lui qu'une messe par an de 1796 à 1802.
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+Haydn réside donc le plus souvent dans sa maison de Gumpendorf (arrondissement de Mariahilf) qu'il vient d'acheter et, plus disponible, participe à Vienne à des concerts par souscription, et couronne sa carrière avec une série de neuf quatuors à cordes très innovants[2]. Impressionné par l'audition à Londres des œuvres de Haendel, il s'attache à la composition de ses deux oratorios : La Création (1798) et Les Saisons (1801).
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+En janvier 1804, sur la recommandation de Haydn, le prince Esterházy confie à Hummel la direction de sa musique. Hummel devient donc Kapellmeister (littéralement : maître de chapelle, mais en allemand, le mot peut avoir un sens plus large). Le prince a la courtoisie de conserver pour Haydn ce titre, de manière honorifique, jusqu'au décès de ce dernier, en 1809[19]. Hummel dédiera à Haydn l'année suivante sa sonate pour piano opus 13. En janvier 1805 la mort de Haydn est annoncée par des notices nécrologiques à Paris et à Londres avant d'être démentie[n 7].
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+Très affecté par le décès de ses frères Johann en 1805 et Michael en 1806, Joseph Haydn ne compose plus. Fatigué et malade, il laisse inachevé son dernier quatuor opus 103. Sa dernière apparition à un concert public a lieu le 27 mars 1808 pour une dernière audition de La Création sous la direction d'Antonio Salieri. Les dernières années, de nombreux compositeurs et musiciens font le pèlerinage jusqu'au domicile de Haydn, émus ou simplement curieux de rendre une dernière visite au vieux maître. Il décède le 31 mai 1809 pendant l'occupation de Vienne par les troupes napoléoniennes. Napoléon envoie cependant un détachement pour lui rendre hommage lors de son enterrement. Deux semaines après son décès, le 15 juin 1809, un service funèbre lui fut rendu dans la Schottenkirche, où fut joué le Requiem de Mozart.
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+Une plaque dans le Parc Haydn[n 8] à Vienne indique que les restes du compositeur furent rapatriés à l’église du Calvaire d’Eisenstadt le 6 novembre 1820.
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+Le crâne de Haydn, subtilisé quelques jours après sa mort, rejoignit le reste du corps en 1954, à l’issue d’un parcours rocambolesque[20]. Lors de l'exhumation du corps en 1820, on constata l'absence de la tête de Haydn. Nicolas II Esterházy diligenta une enquête qui révéla qu'un fonctionnaire impérial, aidé d'un employé du prince, tous deux adeptes de la phrénologie, théorie pseudo-scientifique inventée par Franz Joseph Gall, avaient soudoyé le fossoyeur pour récupérer le crâne afin de l'étudier. Les deux hommes restituèrent un faux. Le vrai crâne de Haydn fut récupéré en 1839, à la mort du dernier possesseur, par la Société des amis de la musique et exposé dans une vitrine du Musée de la Ville de Vienne jusqu'en 1954, date à laquelle il rejoignit le reste du corps dans le mausolée édifié entre-temps en 1932.
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+Physiquement, Haydn était de petite taille, à cause vraisemblablement de la sous-alimentation subie dans sa jeunesse. Il avait été victime de la variole et son visage était marqué par les cicatrices habituelles de la maladie. Lui-même ne se trouvait pas beau. Il souffrit toute sa vie d’un polype nasal qui le handicapait parfois dans ses activités.
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+De caractère débonnaire, toujours de bonne humeur et aimable, Haydn, par sa position, devient le médiateur entre le prince Esterházy et les membres de l’orchestre. Il s’attache à protéger ses musiciens[n 9], à réduire les tensions avec leur employeur et les assister dans leur vie privée. L’anecdote de la symphonie des Adieux (1772) est caractéristique du caractère protecteur de Haydn et de son sens des relations humaines. Au dernier mouvement, les musiciens cessent de jouer un par un et quittent la scène ne laissant que le chef d’orchestre et le premier violon terminer l’œuvre. Haydn signifiait ainsi au prince que ses musiciens fatigués avaient besoin de repos. Selon une autre interprétation, Haydn s’élevait ainsi contre l’intention du prince de dissoudre l’orchestre[21].
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+Les membres de l’orchestre l’appelèrent familièrement « papa Haydn », terme affectueux qu’adopta également Mozart. La postérité gardera cette expression en faisant référence aux titres de « père de la symphonie » ou « père du quatuor à cordes » avec plus ou moins de déférence ou de dérision selon le cas. Les relations amicales qu’il entretenait avec ses musiciens l’amenèrent à être maintes fois témoin de leur mariage ou parrain de leurs enfants, dont certains firent une carrière musicale que Haydn ne manqua pas de suivre avec intérêt, tel Joseph Weigl.
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+Même si sa formation générale n’a pas été poussée, Haydn eut l’intelligence d’éluder la susceptibilité et la jalousie du maître de chapelle Werner et de gagner, par son génie musical, mais aussi par son entregent, le respect du prince. Au regard des premières années difficiles, il apprécia la stabilité financière que lui offrait sa position. Sur le plan pécuniaire, il sut d’ailleurs gérer au mieux ses intérêts, obtenant de la part des princes successifs de substantielles augmentations de salaire. Il sut aussi faire preuve de roublardise dans les relations avec ses éditeurs : ses deux voyages à Londres lui rapportèrent une petite fortune.
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+Sans être très pieux, Haydn resta toute sa vie un catholique sincère. Son adhésion à la loge maçonnique[n 10] « La Vraie Concorde » de Vienne, le 11 février 1785, se place dans le contexte de tolérance prévalant sous le règne de Joseph II[22]. À cette époque, la franc-maçonnerie, toute entière déiste, était parfaitement compatible avec les appartenances aux diverses « religions du Livre », et les évêques eux-mêmes fréquentaient les loges où se rendait aussi une bonne partie de l’aristocratie et près de 80 % de la haute bureaucratie de l’Empire[23]. Toutefois son adhésion resta purement formelle, car Haydn n’obtint que le grade d’« apprenti » et ne participa jamais aux activités de sa loge. Contrairement à Mozart, Haydn n’écrivit pas de musique à symbolique explicitement maçonnique. Certains commentateurs estiment toutefois que la « lumière » dont il est question dans la Création est une allusion maçonnique[24].
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+Le service des princes Eszterházy pendant une trentaine d’années, s’il mit Haydn à l’abri de tout souci matériel, contribua aussi à isoler le compositeur. Nicolas II s’opposa aux projets de voyage dans les années 1780 à Londres ou Paris. Il n’aimait pas Vienne et résidait le plus souvent dans son château Eszterházy à Fertőd, imposant à Haydn et à ses musiciens un relatif isolement dans l’hôtel particulier où il les hébergeait, certes confortablement, mais loin des grands centres de la vie musicale de l’époque. Haydn s’en plaignait parfois, mais déclarait philosophiquement dans son autobiographie de 1776 :
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+« Placé à la tête d'un orchestre, je pouvais me livrer à des expériences, observer ce qui provoque l'effet ou l'amoindrit et par suite, corriger, ajouter, retrancher, en un mot oser ; isolé du monde, je n'avais auprès de moi personne qui pût me faire douter de moi ou me tracasser, force m'était donc de devenir original. »
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+Le premier amour de Haydn est malheureux. Celle qui en est l'objet, Thérèse Keller (1733-1819), influencée par ses parents, prend le voile en 1755 sous le nom de sœur Josepha. Lors de la cérémonie de prononciation des vœux le 12 mai 1756, Haydn dirige sa propre musique : le concerto pour orgue (Hob. XVIII.1) et le Salve Regina (Hob. XXIIIb.1)[25].
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+Le mariage avec Anna Keller, sœur de Thérèse, est un échec. L'épouse est dominatrice, acariâtre et jalouse, mais surtout déteste la musique et ne s'intéresse pas aux activités de son mari[26]. Sans enfant, le couple vit la plupart du temps séparé, sans s'occuper de fidélité conjugale. Anna eut, semble-t-il, une aventure avec le peintre Ludwig Guttenbrunn qui fit le portrait de son mari à Eisenstadt[27]. Elle décédera le 20 mars 1800 à Baden près de Vienne.
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+Haydn a de son côté un certain nombre d'aventures avant de rencontrer Luigia Polzelli. Soprano assez médiocre, elle arrive à Esterhaza en 1779[n 11] avec son mari, violoniste, et son fils Pietro, âgé de deux ans. Entre Luigia et Haydn s'établit une relation amoureuse qui va durer dix années, jusqu'au départ de la chanteuse pour l'Italie en 1790[28]. Cependant Haydn n'est pas dupe des qualités vocales de sa maîtresse, et en dehors de la création du rôle de Silvia dans L'Isola disabitata, il ne lui confiera que des rôles secondaires. Luigia a un deuxième fils, Antonio, né en 1783[n 12]. Haydn aidera financièrement Luigia, insatiable sur ce point, et s'occupera de l'éducation musicale de Pietro et Antonio.
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+C'est en juin 1789 que débute l'échange de correspondances entre Haydn et Marianne von Genzinger, pianiste amateur et épouse du médecin personnel de Nicolas le Magnifique. Les Genzinger tiennent à Vienne un salon musical que Haydn fréquentait, ainsi que Mozart. Ces relations épistolaires, très émouvantes de ton laissant entrevoir une affection sincère et platonique, au moins du côté de Haydn, durèrent jusqu'au décès prématuré de Marianne en 1793. Haydn lui dédiera en 1790 l'une de ses plus belles sonates pour piano (Hob. XVI/49).
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+En juin 1791, lors de son premier séjour à Londres, Haydn fait la connaissance de Rebecca Schroeter, veuve d'un compositeur. Il engage une relation sentimentale qui se poursuivra au cours du second séjour. C'est en tout cas ce que semble démontrer la dédicace qu'il fait à son amie en octobre 1795 pour l'édition londonienne des trois trios pour piano, violon et violoncelle no 38-40, alors qu'il a quitté définitivement l'Angleterre[29].
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+Haydn avait donné des leçons de clavecin dans les années difficiles pour des raisons alimentaires. Dans les années Estérhazy ses fonctions de vice-maître puis de maître de chapelle l'amenèrent à prodiguer des conseils en matière de composition aux musiciens de l'orchestre qui se hasardaient sur ce terrain. Mais il eut également quelques élèves qui devinrent célèbres. Vers la fin de sa vie, sa renommée grandissant et Haydn étant plus indépendant, les leçons furent une source de revenus appréciable.
+Parmi ses élèves, il faut citer :
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+Haydn a influencé bien d'autres compositeurs qui, à l'instar de Mozart pour les six quatuors de l'opus 10 ou de Beethoven pour les trois premières sonates pour piano, lui dédicacèrent l'une de leurs œuvres.
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+Haydn fait la connaissance de Beethoven en juillet 1792 à Bonn à l'occasion de son premier retour de Londres. Beethoven lui présente sa Cantate sur la mort de l'empereur Joseph II, et sur la recommandation du Prince-Électeur de Cologne, alors employeur du jeune compositeur, Haydn accepte de le prendre comme élève. Il est souvent fait référence au mot que le comte Waldstein écrivit dans l'album d'hommages remis à Beethoven la veille de son départ pour Vienne en octobre 1792 :
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+« Vous allez maintenant à Vienne réaliser des souhaits depuis longtemps exprimés. Le génie de Mozart est encore en deuil et pleure la mort de son disciple. En l'inépuisable Haydn il a trouvé un refuge, mais non une occupation ; par lui, il désire encore une fois s'unir à quelqu'un. Par une application incessante, recevez l'esprit de Mozart des mains de Haydn. »
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+En dehors de l'analyse des relations entre les deux hommes qui devinrent, selon l'expression de Marc Vignal « quasi freudiennes », ou selon celle de Robbins Landon « ambivalentes et morbides », c'est non seulement la qualité, mais aussi la réalité de cet enseignement qui furent l'objet de longues controverses. Celles-ci reposent essentiellement sur les propos tenus par le compositeur Johann Schenk dans son autobiographie parue après la mort de Beethoven. Schenk aurait pallié les défaillances du maître en donnant secrètement des leçons de contrepoint à Beethoven[30]. En réalité, Haydn était très occupé par la composition des symphonies qui devaient être prêtes pour son deuxième voyage à Londres. Dans le cadre d'une relation classique de maître à élève, lorsque le premier encore actif n'a pas vocation à enseigner à plein temps, Haydn a dû prodiguer ses directives et conseils à grands traits laissant à l'élève le soin de traduire ceux-ci dans la mise en œuvre[31]. Eu égard à la qualité artistique des deux hommes, il ne s'agissait pas d'étudier la grammaire musicale. Il est certain que Beethoven, présent à Eisenstadt auprès de Haydn pendant l'été 1793, a plus bénéficié de l'exemple direct sur la façon de générer un processus créatif. Haydn entreprend son deuxième voyage à Londres en janvier 1794, et après avoir hésité à emmener Beethoven avec lui, confie son élève à son vieil ami Albrechtsberger.
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+En réalité les relations entre Haydn et Beethoven s'embrouillèrent au retour de Londres lorsque les deux compositeurs furent perçus comme des rivaux. Dès 1796-97 ils furent programmés dans les mêmes concerts. Selon l'habitude de l'époque, les élèves de Haydn apportaient au maître quelques compensations à l'enseignement (direction des œuvres, transcriptions pour piano ou petit ensemble), ce que Beethoven refusa toujours. De même qu'il refusa d'inscrire la mention « élève de Haydn » dans les éditions de ses premiers ouvrages. Si à travers de nombreux billets et lettres de Beethoven lui-même, ce dernier estima « ne rien avoir appris de Haydn » en termes de composition, il témoignera plus ouvertement de ses liens avec le maître lorsque celui-ci cessera de composer, et bien davantage après sa mort en 1809.
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+Le statut social du musicien, compositeur ou interprète au XVIIIe siècle est une position ancillaire. Il est le plus souvent au service d'une chapelle princière ou ecclésiastique. Il porte la livrée et se trouve soumis au bon plaisir du prince. Le grand Johann Sebastian Bach fit de la prison au début du siècle pour avoir voulu quitter son employeur.
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+C'est la situation dans laquelle se trouve Haydn et la plupart de ses contemporains. Mozart, musicien indépendant après ses démêlés avec l'archevêque Colloredo et Beethoven soutenu financièrement par des aristocrates mécènes font figures d'exception.
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+Toutefois diverses tendances du siècle vont ébranler les strates sociales et conférer à l'artiste en général une position plus indépendante :
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+Ainsi se créent des nouveaux lieux de diffusion de la musique où un public payant vient écouter des œuvres qu'il n'a pas lui-même commandées : Collegium Musicum de Telemann en 1701, le Concert spirituel de Philidor à Paris en 1725, les concerts Abel-Bach à Londres en 1764. À Vienne, ville plus conservatrice, la Société des Musiciens (Tonkünstler-Societät)[n 13] ne fut fondée qu'en 1771 par Gassmann
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+L'édition musicale se développe permettant une diffusion des œuvres qui sont jouées dans des salons musicaux (créés sur le modèle des salons littéraires) ou dans l'intimité des maisons bourgeoises du fait de l'accessibilité des instruments produits en plus grand nombre et notamment le pianoforte.
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+Ces évolutions ne seront pas sans effet sur le style et les formes de musique. L'intérêt porté à la musique de chambre en est la démonstration.
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+Toute l'existence de Joseph Haydn, hormis son double séjour à Londres, se déroule autour de Vienne dans un État plurinational dominé par la maison des Habsbourg-Lorraine. Il connaîtra quatre monarques successifs :
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+Comme toute maison aristocratique, les membres de la maison impériale avaient eu une éducation musicale, certains jouant d'un instrument en amateur, et se comportaient en mécènes officiels en consacrant des moyens au développement de la chapelle impériale. Leurs goûts en matière de musique avaient donc une certaine importance.
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+Politiquement Marie-Thérèse se méfiait de l'émergence de la Prusse de Frédéric II. Elle est plus attentive à ses possessions italiennes. La culture italienne est donc omniprésente à Vienne où séjournent de nombreux compositeurs, musiciens et chanteurs. Que ce soit sous la forme de l'opéra seria, puis de l'opéra buffa, le style et la langue italienne dominent les scènes viennoises. En dépit d'une symphonie intitulée Marie-Thérèse (no 48) qui est dédiée à l'impératrice et d'une invitation de cette dernière à la troupe de Haydn de se produire à Vienne, sa préférence allait vers les compositeurs italiens[32].
+
+Joseph II apprécie l'opera-bouffa; mais il est plus germanophone et son influence permettra l'adoption à Vienne du Singspiel qui était déjà en usage en Allemagne du Nord. Toutefois, si le nouvel empereur offrit à Mozart un poste très subalterne, il semblait peu goûter sa musique, ainsi que celle de Haydn. Il faut noter que les réformes en matière religieuse de Joseph II l'amenèrent à préconiser une musique d'Église dépouillée et plus austère. Haydn interrompit de fait la composition de ses messes de 1782 à 1796.
+
+Les deux autres empereurs, plus préoccupés par les guerres napoléoniennes, n'eurent que peu d'impact sur l'évolution musicale. Toutefois c'est à François II que fut dédié l'hymne autrichien Gott erhalte composé par Haydn en 1797. La femme de François II, l'Impératrice Marie-Thérèse, fit par ailleurs représenter en privé les deux derniers oratorios du compositeur qu'elle chanta elle-même.
+
+En dehors des quelques leçons glanées auprès de Porpora, Haydn est un autodidacte de la musique. Il étudie dans le « Gradus ad Parnassum » de Fux et le « Der Vollkommene Kapellmeister » de Mattheson[21]. Ses premières compositions datent de 1750 (année de la mort de Bach) et le jeune Haydn baigne dans le milieu musical viennois du baroque finissant, imprégné par les œuvres de Fux et Caldara. Les musiciens en vogue à Vienne sont alors Bonno, Holzbauer, Gluck, Wagenseil, Monn. Ils sont à la recherche d'un nouveau style se substituant au baroque et versant plus ou moins dans la « galanterie ». Haydn se retrouve dans ce courant en concurrence avec ses exacts contemporains Aspelmayr, Gassmann, Ordóñez, Albrechtsberger, Ditters et quelques autres.
+
+Des musicologues du XIXe et XXe siècles évoqueront les compositions préclassiques de Johann Stamitz et l'École de Mannheim, plus en relation cependant avec Paris que Vienne, ou encore l'influence de Sammartini et des nombreux compositeurs italiens présents alors dans la capitale autrichienne[33]. L'approfondissement de l'opéra-bouffe italien sera également essentiel dans la formation du style classique[34].
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+Il ne faut surtout pas oublier l'influence certaine qu'ont pu exercer les œuvres de Carl Philipp Emanuel Bach, influence reconnue par Haydn lui-même[35].
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+Les décennies 1750 et 1760 constituent une phase transitoire entre le dernier baroque et le style classique de maturité. C'est la période au cours de laquelle l'absence de style intégré et les incertitudes rythmiques[36] amènent le jeune Haydn à expérimenter dans des genres très divers, et notamment dans la musique instrumentale.
+
+Si les deux premières œuvres que Marc Vignal situe dès 1748–49 sont des messes brèves, la musique religieuse échappe à Haydn jusqu'au décès de Werner en 1766. L'essentiel des opéras programmés à Eisenstadt sont des œuvres d'autres compositeurs qu'Haydn adapte ou modifie en incorporant quelques-unes de ses mélodies. Trois seuls opéras sont de son cru : Acide, La Canterina et Lo Speziale.
+
+C'est donc surtout dans des formations de musique de chambre que s'exerce la recherche d'un style : divertimentos, notamment pour instruments à vent, trios ou duos pour cordes, trios pour claviers. Haydn composera toute sa vie des trios pour clavier, mais abandonnera rapidement les autres genres. Les œuvres pour baryton, composées pour le plaisir du prince, sont aussi un moyen pour Haydn d'assimiler et transformer le contrepoint baroque.
+
+De nombreuses sonates pour clavier voient aussi le jour dans un style proche de Wagenseil[37], ainsi que les seuls concertos pour violon ou violoncelle de la main du compositeur. Mais c'est dans le domaine de la symphonie que Haydn va le plus expérimenter. Une quarantaine de symphonies datent d'avant 1770, dont quelques-unes sont des symphonies d'église. Le seul cycle du compositeur concerne les symphonies Matin, Midi et Soir (1761) encore proches des concertos grossos par la présence continue d'instruments solistes. Ce cycle est considéré comme le premier chef-d'œuvre de l'histoire du genre[38].
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+Haydn a abordé très tôt (1757–1760) le quatuor à cordes : les dix dits de Fürnberg. Ils sont proches du divertimento avec cinq mouvements intercalant un double menuet. Haydn ne reprendra ce genre qu'après 1770.
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+Il n'y a pas de réelle rupture entre les deux périodes. Dans les dernières années 1760, le style de Haydn se consolide. La structure en quatre mouvements des symphonies et les relations entre ceux-ci sont déjà maîtrisées.
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+Le Sturm und Drang (« Orage et Passion ») est d'abord un mouvement littéraire allemand pré-romantique prônant la supériorité des sentiments à la rationalité. Il est transposé sur le plan musical dans certaines œuvres de Gluck et des fils Bach et deviendra un phénomène typiquement viennois dans la période 1768-1772, qui culmine dans les années 1770-72. Outre Haydn, il apparaît notamment chez Vanhal et Mozart (no 25 en sol mineur)[39]. Il n'aura toutefois pas la même attractivité que le mouvement littéraire.
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+Au cours de cette période le « style de Haydn devient d'une âpreté dramatique et d'une impétuosité émotionnelle sans la moindre sensiblerie »[40]. Il compose alors les seules cinq symphonies dont les mouvements extrêmes sont en mode mineur : la 26e (Lamentations), la 39e, la 44e (Funèbre), la 49e (La Passion) et la 52e. Même dans ses œuvres en majeur le discours pré-romantique est soutenu par des procédés de clair-obscur, de sonorités voilées (sourdine) ou par des rythmes farouches, de grands intervalles, etc.
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+Abandonnés depuis dix ans, Haydn compose aussi trois séries de six quatuors à cordes entre 1770 et 1772 : les opus 9, 17 et 20. S'éloignant du divertimento, il utilise la coupe en quatre mouvements expérimentée dans les symphonies et y perfectionne la forme sonate. Haydn signe là la naissance du quatuor classique. Ces œuvres ne sont pas le résultat d'une commande du prince ou de quelque éditeur éclairé. Ils correspondent à une exigence propre du compositeur de développer de tels moyens d'expression[41]. Cette place particulière du quatuor à cordes sera une constante dans la carrière de Haydn.
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+Haydn ne compose qu'un seul opéra Le Pescatrici au cours de ces années, de rares sonates pour clavier, mais aucun concerto, ni trio pour clavier. En revanche, en tant que maître de chapelle il composa des œuvres religieuses, notamment la Missa Sanctae Caeciliae connue aussi sous le nom de Missa cellensis, messe-cantate, la plus vaste des messes du compositeur et qui conserve des traits archaïsants du style d'église.
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+Après 1772, Haydn met fin brusquement à cette expérience pré-romantique. Plus porté sur la musique pure, il a pu estimer que ses œuvres récentes conduisaient à une impasse. Il est certain que la volonté de Nicolas II Esterhazy joua un rôle. Sa passion pour le baryton se reporta sur l'opéra-bouffe italien. L'ouverture du palais d'Estérhaza date de 1769 et le prince y organise des saisons de plus en plus prolongées. Il exige de son maître de chapelle une centaine de représentations chaque année[2]. Outre ses propres ouvrages[n 14], Haydn doit employer une grande activité pour adapter, monter, voire remplacer des airs par d'autres de son cru, comme l'admet la coutume de l'époque, des opéras de ses contemporains : Anfossi, Traetta, Sarti, Piccinni, Grétry, Paisiello, Cimarosa.
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+Sans mettre en cause sa qualité musicale, certains musicologues pensent que le chant n'est pas chez Haydn un mode d'expression naturel[42]. La musique reste rebelle à l'émotion selon la conception romantique. Toutefois Haydn fit jouer à Vienne avec succès son vaste oratorio Il ritorno di Tobia qu'il modifia pour les reprises quelques années plus tard.
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+Haydn réduit sa production instrumentale : peu de symphonies, aucun quatuor, ni trio pour clavier. Sous l'influence de l'opéra et pour plaire au prince, ses œuvres symphoniques et ses sonates pour piano adoptent un style plus simple, une ligne plus mélodique avec des variations ornementales. Cette expérience galante ne sera pas inutile pour la synthèse que réalisera Haydn lors des deux décennies suivantes. À noter que le compositeur ne compose aucun concerto, pourtant considéré comme un genre typiquement galant et virtuose.
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+Libéré par le prince, sinon de la direction, du moins de la production d’opéras italiens, Haydn peut de nouveau se consacrer à la composition d’œuvres instrumentales sur commande cette fois d’institutions ou de personnalités extérieures à la chapelle. C’est le cas notamment des symphonies parisiennes (1785-86), commandes des concerts de la loge Olympique, des Sept dernières paroles du Christ en croix (1787), commande de l’archevêque de Cadix ou encore du deuxième concerto pour violoncelle écrit pour Antonín Kraft.
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+La décennie 1780 est celle de la haute maturité de Haydn ainsi que celle de Mozart ce qui confère d’autant plus d’intérêt à leur rencontre qui a lieu, au plus tard, en 1784. Les deux compositeurs avaient certes connaissance de leurs œuvres respectives antérieures. Ainsi le fameux cycle des quatuors russes (opus 33) écrit en 1781 a inspiré à Mozart les Quatuors dédiés à Haydn.
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+Il est indéniable que Mozart a bénéficié de l’expérience de son aîné. À l’inverse, la confrontation avec son talentueux cadet était un défi dans lequel Haydn aurait pu se perdre. En fait, il y eut influence réciproque mais sans diluer les personnalités respectives, chacun conservant et même renforçant son originalité. S’il y eut emprunt de motifs ici et là, ce fut davantage le cas de Mozart, Haydn rendant cet hommage après sa mort. D’ailleurs une certaine spécialisation dans les genres excluait toute concurrence : Haydn excellant dans la symphonie, le quatuor à cordes et plus tard l’oratorio, Mozart dans l’opéra et le concerto pour piano[43].
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+Entre 1787 et 1790, Haydn compose 18 quatuors (opus 50, 54/55 et 64), production intense d'une complexité accrue[44].
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+Pour les séries de concerts londoniens, Haydn va composer douze symphonies en quatre ans, toutes des chefs-d'œuvre. En dépit de la redécouverte des symphonies Sturm und Drang et des parisiennes, elles restent les plus jouées et enregistrées aujourd'hui. Par leurs sonorités, elles s'éloignent des partitions précédentes (1787-90) qui étaient plus proches de Mozart. Selon Marc Vignal, ces œuvres « réalisent une synthèse de plus en plus réussie d'éléments et de sentiments extrêmes : virtuosité orchestrale, profondeur, liberté souveraine de forme, cohérence et esprit d'aventure »[45]. Après Londres, Haydn abandonnera le genre.
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+Haydn découvre à Londres les pianofortes anglais plus puissants que leurs homologues viennois[46]. Il s'ensuivra d'intéressantes productions pour sonates (les trois dernières du compositeur) et trios pour clavier. En dehors d'autres compositions de circonstance, il faut souligner l'originalité des nombreuses canzonettes anglaises et écossaises mis en musique par le compositeur.
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+Lors de l'intermède viennois, le compositeur revient à un genre qui occupe une grande partie de sa production de sa période de maturité avec les quatuors de l'opus 71/74. Composés à Vienne, ils étaient destinés au public anglais de sa deuxième tournée.
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+De retour au service de Nicolas II Esterhazy, ce dernier ne lui commandera qu'une messe par an. Haydn a été impressionné lors de son séjour londonien par les oratorios de Haendel. Il va consacrer ces dernières années à deux oratorios : La Création et Les Saisons. Cela ne l'empêchera pas d'innover encore dans les derniers quatuors, de composer un de ses rares concertos, cette fois-ci pour trompette, et d'écrire sur le modèle anglais un hymne autrichien, le Gott, erhalte Franz den Kaiser.
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+Assez tôt, les œuvres de Haydn sont diffusées et jouées dans les cours princières et ecclésiastiques. À partir des années 1770, il acquiert une célébrité qui va bien au-delà du milieu viennois. Ses œuvres sont alors diffusées notamment en France et en Angleterre et, à un degré moindre, en Italie. Seule l'Allemagne du Nord est réticente au nouveau style révélé par le compositeur. Les organisateurs de concerts à Paris[n 15] et à Londres lui adressent des commandes. Des éditeurs sur toutes les places européennes diffusent ses partitions. Enfin, les deux tournées londoniennes le consacrent meilleur compositeur vivant. Dans les dernières années de sa vie, il est adulé par son entourage et nombre de compositeurs, tels Carl Maria von Weber ou Luigi Cherubini, viennent lui rendre hommage.
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+Tout au long de sa vie, Haydn eut de nombreux élèves. La portée de l'œuvre sur ses contemporains et successeurs est immense et son influence sur Mozart et Beethoven est indéniable. Compositeur situé à une époque charnière de l'histoire de la musique, il a su à la fois synthétiser les styles de ses prédécesseurs et, également, se projeter dans la musique du futur. Joseph Haydn a été, que ce soit dans sa musique symphonique ou dans sa musique de chambre, un précurseur de génie. Il possédait en musique un sens de l'humour qui se reflète souvent dans ses œuvres.
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+Il n'est pas inutile de rappeler l'appréciation portée par Charles Burney dans sa General History of Music parue en 1789 :
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+« Admirable et infaillible Haydn! dont les productions, au soir de ma vie, quand finissaient par me lasser la plupart des autres musiques, m'ont procuré un plaisir dépassant de loin tout ce que j'avais pu ressentir dans ma jeunesse ignorante et voluptueuse, alors que tout était nouveau pour moi et que ni le sens critique ni la satiété n'avait réussi à diminuer chez moi la propension à se satisfaire de peu. »
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+Au début du XIXe siècle, le romantisme naissant jette un voile sur les œuvres du compositeur. Haydn est perçu comme un auteur dépassé, simple précurseur de Mozart et Beethoven. Son image familière de Papa Haydn fait paraître sa personnalité assez morne par rapport aux deux autres compositeurs[47]. Robert Schumann aura ce jugement sévère :
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+« De nos jours, il est impossible d'apprendre de Haydn quelque chose de neuf. Il est comme un ami familier de la maison que tous saluent avec plaisir et estiment, mais qui a cessé d'inspirer un intérêt[48]. »
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+En réalité, si Beethoven a été reconnu par les romantiques comme l'un des leurs, ni Mozart, ni Haydn n'ont complètement disparu des concerts du XIXe siècle. Ils ont survécu dans leurs œuvres emblématiques, notamment les symphonies londoniennes et les derniers oratorios pour Haydn. Mais ce n'est qu'après les études critiques des musicologues modernes et notamment les travaux de Robbins Landon qu'un regain d'intérêt se manifesta pour l'ensemble de l'œuvre de Haydn.
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+Selon Jean et Brigitte Massin :
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+« Jusqu'au milieu du XXe siècle au moins, les œuvres ultimes de Haydn et Mozart et presque toutes celles de Beethoven devaient servir de référence plus ou moins consciente, et les compositeurs et le public se définir d'une façon ou d'une autre, y compris négativement, par rapport à elles[49]. »
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+Les 1 195 œuvres de Joseph Haydn sont aujourd'hui classées selon le système mis au point par Anthony van Hoboken[n 16], universellement adopté, quoiqu'il ne reflète pas exactement l'ordre chronologique des compositions. Il a été mis au point entre 1957 et 1978. Chaque œuvre est identifiée par un chiffre romain correspondant à la catégorie (certaines catégories sont subdivisées - lettre minuscule en indice), suivi d'un numéro d'ordre en chiffres arabes.
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+On dispose pour certaines œuvres du manuscrit autographe, mais la plupart sont des copies (Haydn utilisait à Eisenstadt des copistes). Quelques œuvres sont d'origine douteuse, voire apocryphes. Au fur et à mesure que la renommée du compositeur progressait, des éditeurs n'hésitèrent pas à diffuser sous son nom des œuvres d'auteurs moins connus. Les études critiques du XXe siècle ont permis de rétablir nombre de paternités.
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+Des compositions originales du catalogue ou des copies destinées à l'exécution, voire des partitions inconnues encore à ce jour ont disparu vraisemblablement dans les incendies qui ravagèrent le château d'Esterhaza le 18 novembre 1779 et la maison même du compositeur.
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+La symphonie est le genre qui permet le mieux de suivre l'évolution de Haydn. Il s'y consacra en effet sans interruption pendant près de 40 ans avec 106 symphonies (y compris les symphonies A et B) auxquelles s'ajoute la seule symphonie concertante de Londres. Considéré par certains comme le père de la symphonie, il eut des prédécesseurs aussi bien à Mannheim avec Stamitz, à Milan avec Sammartini qu'à Vienne même avec Wagenseil. La période d'activité de Haydn correspond d'ailleurs à un engouement pour cette forme de musique et on recense 15000 symphonies entre 1750 et 1800[50]. Toutefois dès cette époque, la production de Haydn était considérée comme la plus aboutie et la mieux structurée. Le premier catalogue de ses symphonies a été établi en 1907 par Mandycezwski et repris par Hoboken.
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+Au cours de la première période, les œuvres sont concises, certaines en trois mouvements. Haydn varie ainsi la forme et le contenu. L'effectif orchestral est relativement réduit, les bois se limitant en général à deux hautbois auxquels s'ajoute parfois un basson. Mais Haydn expérimente avec une grande diversité, faisant déjà preuve d'une synthèse entre le savant et le populaire[51]. Il garde parfois un style proche du concerto grosso faisant la part belle aux instruments solistes comme dans ses trois chefs-d'œuvre de jeunesse : les symphonies no 6 Le Matin, no 7 Le Midi et no 8 Le Soir[n 17]. Ces œuvres se rapprochent ainsi de la musique de table de Telemann[52]. Il faut citer aussi dans ce premier corpus la no 22 Le Philosophe qui s'ouvre sur un mouvement lent et la no 31 Appel des cors qui fait aussi usage d'instruments solistes.
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+Les symphonies du Sturm und Drang sont parmi les plus remarquables. Elles couvrent la période 1766-1774 et font preuve d'une âpreté dramatique dénuée de toute sensiblerie[53]. Parmi les plus célèbres, figurent les symphonies no 49 La Passion, no 26 Les Lamentations, no 48 Marie-Thérèse ainsi nommé en hommage à l'impératrice, no 44 Funèbre, no 45 Les Adieux, no 46 et no 47.
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+Le prince Esterházy fut peu sensible à cette forme d'expression et Haydn dut se consacrer au cours des années 1773-1781 à un style plus galant, associant séduction mélodique et variations ornementales. La production est plus inégale, certaines compositions étant conçues pour la scène (mouvements d'ouvertures). Pour certains, cette période marque un recul qualitatif et un manque d'assurance[54]. Pour d'autres, cette confrontation avec le style d'opéra est un passage fécond permettant à Haydn d'intégrer le sens de l'événement et de l'action en musique pure[51]. On note la présence systématique de la flûte traversière à partir de 1776, date à laquelle le prince a recruté un soliste. Il faut noter pour cette période 1775-1784 les trois symphonies identifiées par un sous-titre : les no 53 L'Impériale, no 63 La Roxolane et no 73 La Chasse.
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+À partir de 1785, vient la grande période des symphonies parisiennes, puis londoniennes qui, avec les dernières symphonies de Mozart et les premières de Beethoven, sont à l'apogée de la symphonie classique viennoise. Les six premières symphonies parisiennes no 82-87 sont consécutives à une commande de l'orchestre de la Loge Olympique[55]. Les symphonies Tost et d'Ogny ont également la même destination à l'exception de la symphonie Oxford qu'il fera jouer à Londres. Haydn retrouve la verve expérimentale de ses débuts avec des compositions animées d'une frénésie de nouveauté. Avec des matériaux les plus simples, Haydn est dramatique sans effort[56]. C'est une simplicité de façade où chaque élément, chaque effet est sous le contrôle de la structure globale de l'œuvre et participe à une signification à long terme. Le retour aux interventions de solistes dans les londoniennes n'a pas le même sens d'opposition ou de contraste telles qu'on les trouve dans le concerto grosso, mais fait partie intégrante de la pensée orchestrale[56].
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+En définitive, si Haydn n'a pas inventé la symphonie, il lui a donné la forme classique que l'on connaît. Cette construction s'est faite progressivement, jusqu'à l'incorporation des introductions lentes des symphonies londoniennes. Haydn a su également tirer parti de l'accroissement des effectifs orchestraux, notamment à Londres, utilisant des sonorités plus massives. Il a compris également que la symphonie participait d'une évolution sociétale, et que contrairement à la musique de chambre destinée aux plaisirs des musiciens amateurs, il s'agissait ici de maintenir l'attention d'un public auditeur par un intérêt dramatique. Sa musique est à la fois savante et populaire. Son style inimitable associe des épisodes délibérément rustiques, un ton pastoral, une ironie sophistiquée, le tout agrémenté de fantaisie et d'humour si typiques du compositeur qu'on lui a conféré l'adjectif de haydnien.
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+On n’aura jamais la certitude que Haydn soit le père fondateur du quatuor à cordes, c’est probable mais de peu d’importance dans l’absolu[57]. On pourra préciser que deux compositeurs accomplirent cet exploit au cours de la même période : lui-même et Boccherini de façon totalement indépendante l’un de l’autre. Mais seul Haydn poussera ce genre musical à un degré d’achèvement total.
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+Ce terme était déjà utilisé bien avant lui puisque dès 1730 Telemann publia ses 6 premiers quatuors parisiens, les 6 autres seront publiés en 1738 et montreront une nette évolution qui n’est pas de notre propos ici.
+Le quatuor à cordes tel qu’il se développe à partir de 1760 environ est, dans l’idéal, un ouvrage à quatre parties (voix) réelles, sans basse continue, pour quatre instruments de la même famille : deux violons, un alto et un violoncelle.
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+Contrairement à la symphonie, Haydn ne pratiqua pas le quatuor à cordes tout au long de sa vie, mais par blocs isolés dans le temps[58]. La somme totale des quatuors de Haydn (en comptant les retraits et un ajout) est de 68 œuvres, qui vont du divertimento (op. 1 et op. 2) à l’opus 103, inachevé, de la fin de sa vie[58].
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+Sans rentrer dans le détail de chaque œuvre, on peut diviser en plusieurs parties l’évolution du langage de Haydn.
+Les dix quatuors opus 1 et 2, dit « à Fürnberg » qui sont vus comme des divertimentos pour quatuor à cordes, composés vers 1757–1760 auquel on associe à tort l’op. 3 qui n’est pas de la plume de Haydn, mais dont la sérénade du quatuor no 5 est devenu un tube consacré du maître. En fait cet opus est dû à Roman Hoffstetter (1742–1812) qui était impressionné par les premiers quatuors de Haydn, il chercha à l’imiter et y parvint[59] à tel point qu’il faudra attendre l’édition du catalogue Hoboken en 1957 pour que la clarification soit faite.
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+Engagé par la maison Esterházy en 1761, il doit écrire pendant près de 10 ans des trios pour baryton, alto et violon ainsi que des symphonies[60]. Haydn ne revient au quatuor qu'en 1769-1770 (il a 38 ans) avec l'opus 9, puis en 1771 avec l'opus 17, enfin en 1772 avec l'opus 20. Cet ensemble de 18 quatuors s'inscrit au cœur de la période Sturm und Drang, série de quatuors denses mais limitée dans le temps[58].
+
+Dès l'opus 9, le divertimento est abandonné au profit d'une écriture plus sérieuse voire savante, avec une intensité qui pose le problème d'une audition chez les Esterházy. Dans le même esprit, on se demande comment le prince pouvait réagir face au finale de la symphonie les Adieux (no 45)[41]. Ce cycle culmine avec l'opus 20, considéré comme le plus prestigieux avant l'opus 76 de 1797[61]. Ces 6 quatuors poussent à l'extrême certains traits des opus 9 et 17 : l'indépendance des voix, la polyphonie, le développement et l'irrégularité métrique, qui se manifestent de façon radicale au point d'atteindre les limites du langage de l'époque[62]. Jamais Haydn n'écrira des quatuors aussi sombres et aussi difficilement accessibles[63].
+
+Après ce groupe de chefs-d’œuvre, une période de 10 ans s’écoule avant qu’en 1781 Haydn ne compose les 6 quatuors de l’opus 33[64]. Haydn est âgé alors de 48 ans, il écrit à leur sujet : ils sont d’un genre nouveau. Cette phrase fit couler beaucoup d’encre : phrase commerciale pour les uns, vrai pour les autres, une chose est sûre, ils sont différents.
+La dimension populaire est plus présente : les finals sont en forme de rondo ou de variation, mais ce côté populaire garde un petit côté sérieux. En clair ces quatuors sont plus légers, concis, moins profonds, plus brillants mais ils n’excluent pas le savant[65]. Ils seront célèbres en leur temps, Mozart sera très influencé par eux[58].
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+Ce cycle sera suivi d’un petit quatuor isolé : l’opus 42 unique rescapé d’un ensemble de quatuors vendu pour l’Espagne en 1785. Mais, il faudra attendre 1787 et la transcription de ses 7 dernières paroles du Christ en quatuor (œuvre aussi prévue pour l’Espagne), pour qu’il compose l’opus 50. Appelé quatuors Prussien (car dédiés au roi de Prusse Frédéric Guillaume II, ces quatuors font la synthèse entre la gravité des quatuors op. 20 et l’esprit de l’opus 33[66].
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+L’opus 50 correspond à la véritable naissance du quatuor moderne tel que Beethoven l’utilisera. Haydn venait de composer ses symphonies parisiennes, qui seront exécutées au cours de la saison parisienne de 1787[67], il a 55 ans. C’est à partir de son opus 50 que Haydn inaugure sa période de production ininterrompue de quatuor jusqu’à la fin de sa vie.
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+Les 6 quatuors op. 54/55 ont été publiés en 2 parties en 1788. C’est un recueil à la fois très public et très expérimental qui fait la part belle au 1er violon[68]. Les 6 quatuors op. 64 ont été composés en 1790 peu avant son premier voyage à Londres. On appelle parfois globalement ce groupe de 12 quatuors : les quatuors Tost bien que seul l’opus 64 soit paru avec une dédicace à ce personnage[58], mais Tost a été étroitement lié à cette double série. Avec l’opus 64, Haydn a voulu revenir à l’esprit de l’opus 33, le 1er violon est moins en avant, ce qui n’empêche nullement la diversité et la richesse au sein de cet opus. On pense que Haydn savait qu’il ferait son voyage à Londres quand il a composé les 2 derniers quatuors, d’où leur dimensions et l’effet qu’ils provoquent.
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+Les 6 quatuors op. 71/74 ont été composés entre ses 2 voyages à Londres, joués lors de certains concerts Haydn Salomon cet opus surclasse en vigueur toutes les séries précédentes, on parle de style londonien : introductions avec effet orchestraux, de l’éclat et de la virtuosité[69].Les 3 premiers quatuors parurent à Londres à l’automne 1795, les 3 derniers toujours à Londres en février 1796.
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+Haydn compose les 6 quatuors opus 76 en 1797. Ils forment avec l’opus 20 de 1772 les deux sommets en matière de quatuor. Un quart de siècle exactement les séparent[58]. La parution de tels chefs-d’œuvre en 1799 a dû poser de sérieux problèmes à Beethoven qui travaillait à son opus 18.
+
+À l’inverse du recueil précédent qui était destiné au concert, celui-ci retrouve la tradition intimiste du genre[70], cet opus a une tendance à l’approfondissement, à une plus grande intériorité qui se traduit par le poids accordé aux mouvements lents. L’opus 76 est le dernier recueil complet de 6 quatuors.
+
+En 1799, Haydn entreprend une nouvelle série de 6 quatuors destinés au prince Lobkowitz pour qui Beethoven écrit à peu près au même moment son opus 18. Mais il n’en n’achève que les deux premiers[58].
+Son travail sur les Saisons jusqu’au début 1801, puis sur les messes, la Création et l'Harmoniemesse, l’empêche de poursuivre son cycle.
+
+Au début 1802 il commence un nouveau quatuor afin d’obtenir une série de trois quatuors (il deviendra l’opus 103). Mais épuisé, il ne parvient à terminer que les deux mouvements centraux[58]. Il sera publié avec la carte de visite de Haydn : Toutes mes forces s’en sont allées, je suis vieux et faible.
+Malgré ce texte, les opus 77 et 103 sont du même niveau que l’opus 76. Haydn continue d’être novateur, du premier mouvement de l’opus 77 au menuet âpre et tendu de l’opus 103[71]. Sa plume restera muette jusqu’à sa mort en 1809.
+
+Haydn n’a pas fait que créer le quatuor moderne, il l’a développé jusqu’à un niveau qu’aucun contemporain n’a pu atteindre (pas même Mozart). Haydn est un compositeur qui est plus difficile d’accès parce qu’il demande une écoute spécialement attentive au détail. Il faudra attendre Beethoven pour aller plus loin dans le domaine du quatuor[72].
+
+Les sonates de Beethoven ont jeté une ombre sur la production pianistique de son temps. Mais celles de Haydn ne doivent pas être sous-estimées. Christa Landon, épouse de Robbins Landon, a réalisé en 1963 une révision critique du catalogue Hoboken, portant à 62 le nombre de sonates, dont certaines perdues et quelques autres d’authenticité douteuse. Haydn composa ses sonates jusqu’en 1795 recouvrant toute sa période d’activité, bien qu’il soit difficile de dater précisément chacune d’elles. L’évolution du style reflète son parcours artistique général.
+
+Ses œuvres de jeunesse, dans la continuité de celles de Domenico Scarlatti et Wagenseil sont peu développées et du type divertimento. La période Sturm und Drang porte la marque de l’influence de CPE Bach et de l’étude qu’il consacra au traité de ce dernier « Essai sur la manière de jouer du clavier » : tonalité mineure, verve rythmique, mouvements lents pathétiques[73]. Jusque vers 1780 Haydn compose de façon plus ou moins abstraite sans trop se préoccuper du choix de l’instrument : clavecin, clavicorde, pianoforte[74].
+
+Puis intervient la période galante au ton plus léger, plus pianistique, où alternent des compositions faciles avec d’autres d’allure brillante et virtuose. La rupture avec la période précédente est cependant moins marquée par rapport aux symphonies
+
+Les cinq dernières sonates sont l’apogée du corpus. Alors que la sonate Genzinger (no 59) présente une écriture pianistique qui rappelle celle de Mozart, les trois dernières écrites à Londres dans un style plus symphonique bénéficient de la puissance supérieure des pianos anglais Broadwood. Ces derniers disposaient de cinq octaves et demie (contre cinq à son homologue viennois). Ainsi la sonate no 60 en ut dépasse dans l’aigu les limites du pianoforte viennois.
+
+Les 45 trios pour piano, violon et violoncelle, en dehors de quelques œuvres de jeunesse (dont quatre ne sont pas authentiques) ont tous été écrits après 1784. Il s’agit en fait d’œuvres pour piano et violon solo avec accompagnement du violoncelle qui se contente le plus souvent de doubler la basse. Haydn choisit d’aller ici à contre-courant par rapport à l’évolution vers l’indépendance des parties du quatuor à cordes en faisant tenir au violoncelle un rôle de basse continue. De fait le piano de l’époque avait une basse maigre et sans tenue. Le violoncelle compensait donc cette faiblesse en apportant une plus grande richesse sonore[75].
+
+Ces œuvres sont peu connues car les violoncellistes sont peu attirés par des productions qui leur donnent un rôle plus effacé. Elles n'en ont pas moins une qualité pianistique parfois supérieure aux sonates dans une atmosphère d’improvisation exubérante.
+
+À l'exception de quelques œuvres de jeunesse dont les partitions ont disparu ou sont incomplètes, Haydn composa douze opéras sur des livrets italiens selon la tradition de l'époque. Excepté le dernier, tous les opéras de Joseph Haydn furent composés et représentés pour la cour des Esterhazy entre 1766 et 1784. Le dernier Orfeo ed Euridice a été composé en 1791 et était destiné à une représentation à Londres.
+
+Malgré leur richesse musicale, ces opéras ne peuvent rivaliser avec ceux de Mozart composés à la même époque. Ceci tient non seulement à la faiblesse des livrets, mais à un génie créatif « tourné vers la tension des âmes plus que par celle des situations »[76].
+
+Il reste que l'Opera buffa était largement à l'honneur à Vienne et Esterháza. La pratique de cet art, non seulement du fait de ses propres compositions, mais aussi par l'analyse des œuvres de ses collègues italiens dans la direction d'orchestre et les multiples arrangements qu'il dut faire pour adapter celles-ci à son effectif musical ou à ses chanteurs, eut un retentissement certain sur le style classique alors en formation. Accessoirement, certains mouvements de symphonie ont servi d'ouverture à des opéras ou vice versa.
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+Sont nommés en son honneur :
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+À la demande de ses éditeurs, Joseph Haydn rédigea deux catalogues thématiques :
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+On possède une notice autobiographique rédigée en 1776 de deux pages et parue dans le volume I du Das gelehrte Oesterreich en 1978 ; des lettres écrites à différents destinataires, notamment ses éditeurs ; ainsi que des carnets écrits essentiellement lors de ses voyages à Londres.
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+Les premiers biographes ont eu l'avantage de recueillir des témoignages directs de son entourage et de Haydn lui-même, alors âgé et enclin à broder quelque peu ses histoires. Ces récits, parfois lénifiants, ont constitué la principale source d'information sur le compositeur jusqu'aux études modernes.
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+Sur les autres projets Wikimedia :

fr/2432.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.
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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.
+
+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].
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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 :
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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/2433.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].
+
+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.
+
+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].
+
+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.
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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/2434.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.
+
+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.
+
+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).
+
+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.
+
+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].
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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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
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+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.
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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.
+
+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.
+
+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/2435.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].
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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.
+
+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.
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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/2436.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.
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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.
+
+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.
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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/2437.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).
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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.
+
+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.
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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 ».
+
+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.
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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.
+
+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.
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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.
+
+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.
+
+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.
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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.
+
+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.
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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.
+
+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/2438.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.
+
+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]
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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].
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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.
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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.
+
+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.
+
+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.
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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.
+
+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/2439.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.
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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 :
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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/244.html.txt

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+England
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+L'Angleterre (en anglais England [ˈɪŋɡlənd] Écouter) est une nation constitutive du Royaume-Uni[1]. Elle est bordée par l'Écosse au nord et le pays de Galles à l'ouest. Son littoral est entouré par la mer du Nord à l'est, la mer d'Irlande au nord-ouest, la mer Celtique au sud-ouest, et la Manche au sud qui la sépare de l'Europe continentale. Son territoire couvre la majorité du centre et du sud de l'île de Grande-Bretagne, et il inclut également une centaine de petites îles. Sa capitale est Londres qui est la première aire urbaine du Royaume-Uni et, selon les critères retenus, d'Europe de l'Ouest[2]. L'Angleterre est la nation la plus peuplée du Royaume-Uni avec 53 millions d'habitants en 2011, ce qui représente 84 % de la population britannique[3], et est la plus grande avec une superficie de 131 760 km2. Le nom d'« Angleterre » est fréquemment mais faussement employé, par synecdoque, pour désigner le Royaume-Uni dans son ensemble.
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+Le territoire anglais a commencé à être peuplé durant le Paléolithique supérieur et tire son nom des Angles, l'une des tribus germaniques qui s'installa aux Ve et VIe siècles. L'Angleterre est devenue un État unifié au cours du Xe siècle avec la création du royaume d'Angleterre en 927. Le royaume — qui après 1284 inclut définitivement le pays de Galles — a été un État souverain jusqu'au 1er mai 1707, date à laquelle l'Acte d'Union l'unifia au royaume d'Écosse pour créer la Grande-Bretagne[4]. En 1801, la Grande-Bretagne s'unifia avec le royaume d'Irlande par un autre Acte d'Union pour former le Royaume-Uni de Grande-Bretagne et d'Irlande. En 1922, l'Irlande du Sud devient indépendante du Royaume-Uni, le pays fut alors rebaptisé Royaume-Uni de Grande-Bretagne et d'Irlande du Nord.
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+Depuis l'Âge des découvertes qui commença au XVe siècle, l'Angleterre a eu un impact culturel considérable sur le reste du monde[5]. La langue anglaise, l'anglicanisme, le droit anglais (qui est la base de la common law, un droit basé principalement sur la jurisprudence qui sert aujourd'hui de système juridique dans un grand nombre de pays), ainsi que le système de Westminster (un système parlementaire de gouvernance) ont été exportés à travers le monde[6]. L'Angleterre est également considérée comme l'une des premières démocraties parlementaires de l'Histoire[7]. L'Angleterre est le berceau de la révolution industrielle qui débuta au XVIIIe siècle, faisant d'elle la première nation industrialisée du monde[8].
+
+Deux tiers de la Grande-Bretagne, au sud et au centre, constituent l’Angleterre, ainsi que quelques îles au large comme l’île de Wight ou les îles Scilly. La nation constitutive est frontalière de deux autres nations du Royaume-Uni — l’Écosse au nord et le Pays de Galles à l’ouest —, et est plus proche du continent européen que toute autre île britannique. L’Angleterre est séparée de la France par un corridor maritime de 34 kilomètres[9], même si le tunnel sous la Manche les relie près de Folkestone[10]. L’Angleterre possède aussi des littoraux sur la mer d’Irlande, la Mer du Nord et l’Océan Atlantique.
+
+Les ports de Londres, de Liverpool et de Newcastle upon Tyne se trouvent respectivement à l’embouchure de la Tamise, de la Mersey et de la Tyne. La Severn est la plus longue rivière d’Angleterre, sur 354 kilomètres[11]. Elle se jette dans le canal de Bristol et est célèbre pour ses lames de fond de plus de 2 mètres de hauteur (dans le mascaret de Severn)[12]. Cependant, la plus longue rivière entièrement en Angleterre est la Tamise, longue de 346 kilomètres. Il y a de nombreux lacs, le plus grand étant le Windermere dans le bien nommé Lake District[13].
+
+Les Pennines, dites la « colonne vertébrale de l’Angleterre », est la plus ancienne chaîne montagneuse de la région, apparue à la fin de l’ère paléozoïque il y a environ 300 millions d’années[14]. Elle se compose principalement de grès, de calcaire et de charbon. Il y a des paysages karstiques dans des régions riches en calcite, comme le Yorkshire ou le Derbyshire par exemple. Les Pennines sont couvertes de landes en altitude, dentelées de vallées fertiles grâces aux rivières. Elles contiennent trois parcs nationaux, les Yorkshire Dales, le Northumberland et le Peak District. Le point culminant de l’Angleterre, à 978 mètres, est le Scafell Pike, dans le comté de Cumbria[13]. À cheval sur la frontière entre l’Angleterre et l’Écosse se trouvent les monts Cheviot.
+
+Les terres basses de l’Angleterre se trouvent au sud des Pennines, sur de nombreuses collines vertes, dont les Cotswolds, les Chilterns, les North Downs et les South Downs — quand elles rencontrent la mer, elles dévoilent des roches blanches comme les falaises blanches de Douvres. La péninsule du sud-ouest, dans le West Country, se compose de hautes landes, telles le Dartmoor et l’Exmoor, tous les deux parcs nationaux, et profite d’un climat océanique[15].
+
+La faune et flore sont dégradées depuis l'après-guerre, plus de 80 % des haies, prés et marécages qui s'y trouvaient ont disparu[réf. nécessaire].
+
+Par des cartes des profondeurs de la Manche dressées par des sonars ultraperfectionnés, une gigantesque vallée au fond de la mer a pu être reconstituée en 3D, présentant les caractéristiques de l'érosion due à l'écoulement du fluide.
+Le cataclysme se serait produit il y a 400 000 ans à la suite de la rupture d'un barrage naturel existant entre Douvres et Calais. Le lac glaciaire en amont se serait écoulé à un débit supérieur à 1 million de mètres cubes par seconde dans cette vallée séparant l'île du continent. Une seconde inondation se serait reproduite il y a 160 000 ans.
+
+En 2007, Sanjeev Gupta de l'Imperial College de Londres a conforté la théorie des années 1980 prédisant une séparation de l'île britannique à la suite d'inondations.[réf. nécessaire]
+
+L'Angleterre a un climat océanique tempéré. Il y fait doux avec des températures rarement dessous de 0 °C en hiver et rarement dessus de 32 °C en été[16]. Le temps est fréquemment pluvieux et changeant. Les mois les plus froids sont janvier et février, ce dernier en particulier sur le littoral anglais, tandis que le mois de juillet est généralement le plus chaud. Les mois avec un temps variable sont mai, juin, septembre et octobre[16]. Les précipitations sont réparties presque uniformément tout au long de l’année.
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+Plusieurs facteurs ont une influence importante sur le climat de l’Angleterre : la proximité de l'océan Atlantique, la latitude au nord et le réchauffement des courants marins par le Gulf Stream[16]. C'est une des régions européennes qui connaît le plus grand nombre de dépressions météorologiques. Les précipitations sont plus fortes à l’ouest, et certaines régions du Lake District reçoivent plus de pluie que partout ailleurs dans le reste de l'Angleterre[16]. Le climat est plus humide à l'Est et au Nord, et plus continental au Sud-Est. Les chutes de pluie à Londres restent inférieures à 604 mm pour l'année entière.
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+Les archives des températures montrent que le record de la plus haute température est de 38,5 °C le 10 août 2003 à Brogdale dans le Kent[17], et la plus basse est de −26,1 °C le 10 janvier 1982 à Edgmond, dans le Shropshire[18].
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+La ville la plus peuplée d'Angleterre est Londres, la capitale du Royaume-Uni. Elle est suivie par des villes qui se sont développées au XIXe siècle, lors de la révolution industrielle : Manchester, Birmingham, Leeds et Liverpool. D'après l'Office for National Statistics, les dix plus grandes aires urbaines d'Angleterre en 2011 sont les suivantes[19] :
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+Les os humains les plus anciens découverts en Angleterre datent de plus de 700 000 ans — des restes d’Homo erectus trouvés dans les Norfolk et Suffolk actuels[20]. Les Homo sapiens arrivent pour la première fois dans la région il y a environ 35 000 ans, mais à cause des conditions difficiles de la dernière période glaciaire (connue en Grande-Bretagne et Irlande sous le nom de glaciation Devensian)[21], ils se replient dans les montagnes du Sud de l’Europe. Les grands mammifères comme les mammouths, les bisons et les rhinocéros laineux restent seuls[22]. Il y a environ 11 000 ans, quand les couches de glace commencent à reculer, les humains repeuplent la zone. Les recherches génétiques ont montré qu’ils viennent du Nord de la péninsule Ibérique. Le niveau de la mer étant plus bas, l’Angleterre était reliée par la terre à l’Irlande et à l’Eurasie. L’élévation des eaux il y a 9 000 ans sépare à nouveau la Grande-Bretagne de l'Irlande, puis du continent un demi-siècle plus tard[23].
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+Il y a environ 4 500 ans, une migration massive depuis le continent introduit la culture campaniforme dans l'île. La propagation du complexe campaniforme est associée au remplacement d'environ 90 % du patrimoine génétique local en quelques centaines d'années. Cette migration se produit dans le prolongement de l'expansion vers l'ouest des groupes humains de la steppe pontique qui avaient essaimé en Europe centrale et du nord au cours des siècles précédents, probablement les locuteurs de langues indo-européennes[24],[25],[26].
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+C’est pendant cette période que des monuments néolithiques, comme Stonehenge ou Avebury sont construits. En fondant ensemble de l’étain et du cuivre, présents en abondance dans la région, les humains fabriquent du bronze, et plus tard du fer grâce au minerai de fer. Ils sont capables de tisser de la laine de mouton pour en faire des vêtements. Selon John T. Koch et d’autres historiens, l’Angleterre, à la fin de l’Âge du bronze, faisait partie d’un réseau commercial maritime, appelé l’Âge du bronze atlantique, qui inclut toute la Grande-Bretagne, ainsi que l’Irlande, la France, l’Espagne et le Portugal. Dans ces régions, les langues celtiques se développent : le tartessien est la plus lointaine langue celtique écrite découverte[27].
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+Pendant l’âge du fer, la culture celte, dérivant des cultures du Hallstatt et de La Tène, se propage jusqu’en Europe centrale. Leur langue, pratiquement la même que l'on retrouve en Gaule, fait un rapprochement culturel évident en tant que celtique de type P. Le développement des fonderies de fer permet la fabrication de meilleures charrues, améliorant l’agriculture, et d'accroître l’efficacité des armes. Les sociétés tribales établies dans l'île parlent les langues brittoniques : la Géographie de Ptolémée recense environ vingt tribus dans la région, cependant les structures plus anciennes ne sont pas connues car les Bretons n'avaient pas recensé les noms et le nombre de leurs tribus, d'autant plus que la transmission culturelle se faisait par voie orale. Le consul de la République romaine Jules César tente d’envahir deux fois la région en 55 av. J.-C.. Ces invasions étant des échecs, il essaye alors de créer un royaume-client avec le chef des Trinovantes. Lors de l'expansion de l’Empire romain, comme d‘autres régions à sa marge, la Bretagne tisse de nombreux liens avec la puissance continentale.
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+L'Empire romain conquiert l’Angleterre en 43 apr. J.-C., pendant le règne de l’empereur Claude, et la région est annexée à l’Empire romain, sous le nom de Bretagne[28]. Les plus connus des peuples qui ont tenté de résister à l’invasion sont les Catuvellauni, menés par Caratacus. En 47 apr. J.-C., Publius Ostorius Scapula est nommé par Claude propréteur de la province de Bretagne. En 54 ap. J.-C., d'après Suétone, l'Empereur Claude abolit complètement la religion des druides, ce qui déstabilisera fortement le monde celtique insulaire[29]. L'archéologie et l'anthropologie aujourd'hui nous permettent de nous défaire de l'idéologie  colonialiste prêtée aux romains envers les Celtes. En effet, les romains comme les Celtes, sont tous deux d'origine indo-européenne. Le flaminica et le druidica ne sont pas si différents l'un de l'autre et la Rome comme la Gaule sont toutes deux structurées dans la tripartition, comme nous l'a bien démontré Gerges Dumézil[30]. En 57 apr. J.-C., les cohortes romaines d'Agricola commandées par Suetonius Paulinus détruisent le sanctuaire de l'Île de Mona, Anglesey, massacrant les druides et les druidesses ainsi que les enfants qui le servent et y vivent. Vers l'an 60 apr. J.-C.[31], une révolte menée par Boadicée, reine des Iceni, est écrasée à la bataille de Watling Street[32]. Elle avait réuni une armée de 120 000 hommes et les Bretons s'en prirent d'abord à la nouvelle colonie de Camulodunum, dont le sanctuaire consacré à l'empereur Claude constituait une source d'irritation. Cette nouvelle ère amena l'imposition du modèle gallo-romain qui était un succès dans ce qui fut jadis la Gaule indépendante, avec l’architecture romaine, des systèmes de cultures d'assimilation romaines, un système d'éducation différent de celui instauré par les druides[33]., Les Romains n'ont pas fait découvrir l'hygiène corporelle aux Gaulois, car Pline l'Ancien suggère dans son œuvre Histoire Naturelle que le savon, du celtique ancien sappo, puis sapo, était l'invention des Gaulois[34]. Les Gaulois furent les premiers à procéder empiriquement à la saponification. Selon Pline, les Romains ignoraient totalement les savons et, après avoir envahi la Gaule, ils furent les premiers utilisateurs étrangers de cette production artisanale pour leur hygiène corporelle, qu'ils ne tentèrent pas d'imiter. Ils continuèrent de dégraisser leurs lainages au moyen ''d'urine corrompue'' (selon les textes), c'est-à-dire d'ammoniaque. La Britannia désignait la province romaine qui couvrait l’Angleterre, le pays de Galles et le sud de l’Écosse du Ier siècle au début du Ve siècle. Au IIIe siècle, l’empereur Septime Sévère meurt à York, où Constantin est proclamé empereur par la suite[35]. Le christianisme est pour la première fois introduit au début du IIIe siècle, bien que cette origine soit contestée : on parle d’une introduction par l’intermédiaire soit de Joseph d'Arimathie, soit de saint Lucius[36]. Vers 410, les Romains se retirent de l’île à mesure de leur perte de puissance, pour défendre leurs frontières en Europe continentale[37].
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+À la suite de la retraite romaine, l’Angleterre est laissée à l’abandon, et la région devient propice à des attaques de peuples marins païens, tels les Saxons et les Jutes qui prennent le contrôle de territoires dans le Sud-Est. Leurs avancées sont contenues pendant un temps après la victoire des Bretons insulaires à la bataille du Mont Badon. Les royaumes britanniques post-romains dans le Nord, plus tard réunis sous la dénomination galloise de Hen Ogledd (« vieux Nord »), ont peu à peu été conquis par les Angles au cours du VIe siècle. Les Irlandais effectuaient des raids sur la côte ouest de la Bretagne[réf. nécessaire]. Les Irlandais finissent par fonder de véritables principautés sur les côtes galloises et écossaises[réf. nécessaire]. Si les premières sont finalement écrasées, les secondes ont donné naissance à l'Écosse par la fusion du Dal Riada avec les royaumes britanniques du Nord[réf. nécessaire].
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+Durant cette période sur laquelle les sources fiables font défaut (c'est l'Âge sombre ou Dark Ages de l'historiographie anglaise), des populations bretonnes peu romanisées établirent de nombreux royaumes bretons dans l'île de Bretagne, notamment dans le pays de Galles et d'autres migrèrent en Irlande[réf. nécessaire]. De même, là se trouve probablement la cause première d'une émigration en masse de Bretons vers la péninsule armoricaine, celle-ci prenant alors le nom de Bretagne. Il existe plusieurs théories qui s’opposent sur l’étendue et l’histoire de l’installation des Anglo-Saxons en Angleterre. Cerdic de Wessex a peut-être été un Breton insulaire. Un patchwork de royaumes anglo-saxons finit par émerger au sud et au centre de l’Angleterre, les principaux étant la Northumbrie, la Mercie et le Wessex. Le christianisme est réintroduit dans la région à partir de la fin du VIe siècle, au sud par la mission grégorienne d'Augustin, venu de Rome, et au nord par Aidan de Lindisfarne depuis l’Irlande.
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+Northumbrie et Mercie sont alors les forces dominantes. Toutefois, après les conquêtes vikings au nord et à l’est, et l’imposition du Danelaw, c'est-à-dire la loi des Vikings, le Wessex devient le premier royaume anglais sous Alfred le Grand. L'unification est le fait d'Édouard l'Ancien, roi de Wessex, assisté de sa sœur Æthelflæd, souveraine de Mercie dans les années 910 : l'Est-Anglie est conquise en 917, le royaume d'York en 918 mais à nouveau perdu en 919, la Northumbrie en 918. À la mort de sa sœur, en 918, Édouard annexe également la Mercie. Son fils et successeur Æthelstan cimente cette unification en prenant le titre de « roi des Anglais », une unification parachevée en 954 avec la victoire d’Eadred sur le Norvégien Éric à la Hache sanglante. Au début du XIe siècle, Knut le Grand intègre brièvement l’Angleterre dans un empire qui réunit aussi le Danemark et la Norvège. Plus tard, Édouard le Confesseur restaure la dynastie des Wessex.
+En 1066, les Normands de Guillaume le Conquérant, depuis le duché de Normandie, s'emparent de l'Angleterre, chassant Harold II, dernier des rois anglo-saxons. Ceux que l'on appela « souverains anglo-normands » ouvriront le pays aux influences continentales. Ils introduisent le féodalisme et maintiennent l’ordre à travers la figure de barons, qui construisent des châteaux dans toute la région. La langue de cette nouvelle élite aristocratique est le normand, ce qui aura une influence considérable sur la langue anglaise.
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+Après la mort du dernier représentant de la dynastie anglo-normande en 1135, la guerre civile éclate entre les différents prétendants et se répand sur l'ensemble des territoires d'outre-Manche. Geoffroy Plantagenêt finit par triompher. La maison des Plantagenêt d’Anjou hérite du trône d’Angleterre avec Henri II d'Angleterre, ajoutant l’Angleterre au bourgeonnant empire Plantagenêt, formé de fiefs en France dont l’Aquitaine. Ils règnent pendant trois siècles, et fournissent plusieurs monarques tels que Richard Ier, Édouard Ier, Édouard III, et Henri V. Cette période voit des mutations dans le commerce et la législation, avec notamment la signature de la Magna Carta, une charte destinée à limiter les pouvoirs des souverains par la loi et protéger les privilèges des hommes. Le monachisme catholique prospère, fournit des philosophes et les universités d’Oxford et de Cambridge sont créées sous la protection royale. La Principauté de Galles devient un fief des Plantagenêt pendant le XIIIe siècle et la seigneurie d'Irlande est offerte à la monarchie anglaise par le pape.
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+Au cours du XIVe siècle, les Plantagenêt et les Valois se réclament tous les deux de la maison des Capet, et par là-même, de la France: les deux puissances s’affrontent lors de la guerre de Cent Ans. L’épidémie de peste noire touche l’Angleterre en 1348, et a tué jusqu’à la moitié de ses habitants. De 1453 à 1487, deux branches de la famille royale (la Maison d’York et la Maison de Lancastre) se battent lors de la guerre des Deux-Roses. Elle mène à la défaite de la maison d’York, qui abandonne le trône à une famille noble galloise, les Tudor, une branche de la Maison de Lancastre, dirigée par Henri Tudor aidé de troupes galloises et de mercenaires bretons, qui remportent la victoire à la bataille de Bosworth, où le roi Richard III est tué.
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+Le règne des Tudor est mouvementé. La Renaissance parvient en Angleterre grâce aux courtisans italiens, qui réintroduisent les arts, l’éducation et les savoirs de l’Antiquité gréco-romaine. Pendant ce temps, l’Angleterre développe une flotte navale, invente le théodolite, et explore les mers à l'ouest. Ces explorations sont bloquées par l’Empire ottoman, qui contrôle la mer Méditerranée, et empêche le commerce maritime des États chrétiens de l’Europe avec l’Est méditerranéen.
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+Henri VIII rompt avec l’Église catholique romaine, à cause d’un désaccord sur un énième divorce royal, et proclame l’Acte de suprématie, en 1534, qui fait du monarque le chef de l’Église anglicane. Contrairement au protestantisme européen, les racines de ce schisme sont plus politiques que théologiques. Il incorpore aussi officiellement les terres galloises dans le royaume d’Angleterre par l’Acte d'Union (1536). Des conflits internes naissent durant les règnes des filles d’Henri VIII : Marie Ire et Élisabeth Ire. La première tenta de ramener le pays dans le giron catholique, tandis que la seconde rompra une seconde fois plus profondément encore, pour asseoir la suprématie de l’anglicanisme.
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+Une flotte anglaise sous le commandement de Francis Drake détruisit l’Invincible Armada durant l’ère élisabéthaine. À la lutte avec l’Espagne, la première colonie anglaise en Amérique est créée par l’explorateur Walter Raleigh en 1585, et l’appelle la Virginie. La Compagnie des Indes Orientales entre en compétition au Moyen-Orient avec les Pays-Bas et la France. La nature de l’île change elle aussi après la mort d'Élisabeth Ire: les Stuart qui règnent alors sur l'Écosse accèdent au trône d'Angleterre. Partisans d'un absolutisme, leurs visées inquiètent certains Anglais qui craignent pour leurs droits. De plus, le catholicisme des Stuart fait craindre une remise en cause des réformes religieuses de la part des puritains. L’Union des Couronnes est proclamée en 1603 sous Jacques Ier d'Angleterre. Le roi se nomme dès lors roi de Grande-Bretagne, bien que cela n’existe pas dans la loi anglaise.
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+Un conflit politique, religieux et social donne naissance à la Première Révolution anglaise entre les soutiens du Parlement et ceux du roi, respectivement appelés les «Têtes Rondes» et les «Cavaliers». Ce conflit provient d’un enchevêtrement de problématiques diverses, dans le contexte des guerres des Trois Royaumes, impliquant l’Écosse et l’Irlande. Les parlementaires sortent victorieux, Charles Ier est exécuté. Un régime républicain est alors instauré sous le nom de Commonwealth de l'Angleterre, dirigé par un Lord Protecteur en la personne de Oliver Cromwell, suivi de son fils Richard.
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+À la démission de ce dernier, Charles II revient comme monarque en 1660. La Restauration des Stuart en 1660 durera à peine trente ans. Il apparaît toutefois que le roi et le Parlement doivent gouverner ensemble, bien que cela ne soit en pratique le cas qu’à partir du XVIIIe siècle. La création la même année de la Royal Society encourage les sciences et les arts.
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+Le Grand incendie de Londres en 1666 frappe la capitale, mais elle est reconstruite peu après. Deux factions émergent dans le Parlement: les Tories, royalistes, et les Whigs, libéraux. Alors que les Tories soutiennent initialement le roi catholique Jacques II, plusieurs d’entre eux, avec le parti Whig, renversent le roi en 1688. la Glorieuse Révolution de 1688 porte le prince néerlandais Guillaume III d'Orange au pouvoir et confirme la monarchie protestante en Angleterre. La révolution financière britannique se traduit par un recours important à l'endettement pour financer la Royal Navy et les aménagements de rivière, tandis que se développe un marché boursier et des assurances. Quelques groupes anglais, particulièrement dans le nord avec les Jacobites, continuent de soutenir le roi Jacques et ses fils. En 1707, les royaumes d'Angleterre et d'Écosse, bien que dirigés par les mêmes souverains issus de la dynastie Stuart, ne forment plus qu'un seul royaume, la Grande-Bretagne, à la suite de la signature de l'Acte d'Union, dont la reine Anne de Grande-Bretagne en devient la première souveraine. Pour faciliter le rapprochement, les législations et les systèmes religieux restent séparés.
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+Sous le royaume nouvellement formé Grande-Bretagne, les Lumières anglaises et écossaises, avec la Royal Society, produisent de nombreuses innovations en science et ingénierie. Cela permet à l’Empire britannique de prospérer, pour devenir le plus grand de l’Histoire. La 1re Révolution industrielle apparaît en Angleterre, qui provoque des profonds changements socioéconomiques et culturels. L’agriculture s’industrialise, les usines et les mines apparaissent, tout comme les réseaux routiers, ferroviaires et maritimes, qui facilitent l’expansion et le développement de la révolution industrielle. L’ouverture du Canal de Bridgewater au nord-ouest de l’Angleterre en 1761 introduit la nation dans une véritable frénésie de la construction de canaux.
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+L’Angleterre maintient une relative stabilité lors de la Révolution française. William Pitt le Jeune est premier ministre sous le règne de George III du Royaume-Uni. Pendant les guerres napoléoniennes, Napoléon Bonaparte prévoit d’envahir l’Angleterre par le sud-ouest. Toutefois, ces projets d’invasion échouent, d’abord après la défaite de Trafalgar face à Horatio Nelson, ensuite après la défaite de Waterloo, contre le général Wellington. Les guerres napoléoniennes ont encouragé le concept de la nation britannique, avec le sentiment d’un peuple britannique uni, partagé avec les Gallois et les Écossais.
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+En 1825, la première locomotive à vapeur transportant des passagers ouvre au public, sur le chemin de fer de Stockton-on-Tees et Darlington et la nation détient à elle seule la moitié des 9 500 kilomètres de rail européen en 1845, lors de l'épisode de la "railway mania".
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+Pendant la Révolution industrielle, beaucoup de travailleurs quittent les campagnes anglaises pour aller habiter dans des aires industrielles, et travailler dans des usines, par exemple à Manchester ou à Birmingham. L'expansion très tôt et très rapide des banques, fait de l'Angleterre le premier endroit au monde où la majorité de la population utilise des billets de banque. Pendant l’époque victorienne, Londres devient la plus grande et la plus peuplée des capitales du monde, et le commerce avec l’Empire britannique, tout comme la présence militaire et navale britannique, apporte beaucoup de prestige. L’agitation politique domestique menée par les Chartistes et les suffragettes aboutissent à une réforme législative et l’adoption du suffrage universel. Lors de la Première Guerre mondiale, des milliers de soldats anglais meurent dans les tranchées en France, car le pays fait partie des forces alliées. Deux décennies plus tard, pendant la Seconde Guerre mondiale, le Royaume-Uni combat à nouveau pour les forces alliées. Winston Churchill est alors le premier ministre. Les développements dans les technologies de guerre permettent un bombardement aérien massif du pays par l’Allemagne nazie, c’est le Blitz. Après la guerre, l’Empire britannique fait face à une décolonisation rapide. De nouvelles innovations technologiques voient le jour: l’automobile devient le premier moyen de transport du pays, et les recherches de Frank Whittle sur le moteur à réaction permettent un voyage aérien plus poussé. Les comportements sociaux des Anglais sont bouleversés par l’accès privé aux automobiles, et par la création du National Health Service, en 1948. Cette organisation publique fournit des soins gratuits aux habitants, selon les niveaux de vie de chacun. Tous ces changements ont accéléré la réforme des pouvoirs locaux au milieu du XXe siècle.
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+Le XXe siècle voit de nombreuses migrations vers l’Angleterre, en particulier depuis les îles Britanniques, mais aussi depuis le Commonwealth, dont le sous-continent indien. Depuis les années 1970, le secteur industriel périclite doucement, au profit des emplois du secteur tertiaire. L’Angleterre, qui fait partie du Royaume-Uni, rejoint le marché commun de la Communauté économique européenne, qui devient plus tard l’Union européenne. À la fin du XXe siècle, les pouvoirs politiques se sont de plus en plus décentralisés en Écosse, au Pays de Galles et en Irlande du Nord. L’Angleterre et le pays de Galles continuent néanmoins d’exister au sein du Royaume-Uni comme une juridiction unique. La décentralisation a accru le sentiment d’appartenance à l’identité anglaise. Il n’y a pas de gouvernement anglais, et une tentative récente de créer un système similaire a été rejetée par référendum.
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+La loi dite Wales and Berwick Act (en) de 1746 avait établi que l'« Angleterre » comprendrait le pays de Galles. Mais cette loi fut révisée en 1967 par la loi dite Welsh Language Act (en) et, depuis cette date, l'« Angleterre » légale ne comprend plus le pays de Galles. L'Angleterre légale fut établie définitivement en 1974 en conséquence de l'effet de la loi dite Local Government Act de 1972 qui rattacha la ville de Berwick à l'Angleterre et le comté de Monmouthshire au pays de Galles.
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+Le 23 juin 2016, lors du référendum sur le maintien du Royaume-Uni dans l'Union européenne, 53,4 % des Anglais se prononcent pour la sortie du Royaume-Uni de l'Union européenne (Brexit).
+Elle n'en fait plus partie depuis le dimanche 1er février 2020.
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+Faisant partie du Royaume-Uni, l’Angleterre est une monarchie constitutionnelle doublée d’un système parlementaire. Il n’y a pas de gouvernement d’Angleterre depuis 1707, quand l’Acte d’union, qui promulgue les termes du traité de l’Union, allie l’Angleterre et l’Écosse au sein de la Grande-Bretagne. Avant cette union, l’Angleterre était dirigée par une monarchie et le Parlement d’Angleterre. L’Angleterre est gouvernée par le Parlement du Royaume-Uni, même si certaines nations constitutives du Royaume-Uni ont des gouvernements décentralisés. À la Chambre des communes, qui est la chambre basse du parlement britannique basée au Palais de Westminster, à Londres, 532 membres du parlement représentent des circonscriptions anglaises, sur un total de 650 élus.
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+Lors des élections législatives de 2010, le parti conservateur, sur les 532 sièges mis en jeu, a remporté la majorité absolue en Angleterre avec 61 sièges d’avance sur le total des sièges des autres partis (le Président de la Chambre des communes n’est pas considéré comme un conservateur). Cependant, en tenant compte des résultats en Écosse, en Irlande du Nord et au pays de Galles, ce n’est pas suffisant pour avoir une majorité absolue dans le Royaume-Uni. Aussi, afin de s’assurer la majorité absolue, le parti conservateur, dirigé par David Cameron, a créé une coalition avec les démocrates libéraux, menés par Nick Clegg. En conséquence, Gordon Brown a annoncé qu’il démissionnait de son poste de premier ministre et de dirigeant du parti travailliste.
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+Lorsque le Royaume-Uni fut membre de l’Union européenne, des élections régionales se déroulèrent pour élire les membres du Parlement européen. Les élections européennes de 2009 ont abouti à l’élection de 33 conservateurs, 10 travaillistes, 9 membres du parti pour l’indépendance du Royaume-Uni, 9 démocrates libéraux, 2 membres du parti vert de l’Angleterre et du pays de Galles, et 2 membres du parti national britannique.
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+Depuis la décentralisation où les autres nations constitutives du Royaume-Uni (l’Écosse, l’Irlande du Nord et le Pays de Galles) ont eu un parlement délégué, les débats en Angleterre font rage pour déterminer comment contrebalancer cette réforme. Au départ, il était prévu que plusieurs régions anglaises auraient leurs propres assemblées locales, mais l’opposition de l’Angleterre du Nord-Est a enterré cette proposition.
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+La « West Lothian question » est l’un des débats en cours[Quand ?] : des membres des parlements gallois ou écossais peuvent-ils statuer sur des lois qui concernent uniquement les Anglais ? Dans le contexte d’une Angleterre qui est la seule nation du Royaume-Uni à ne pas avoir de traitement contre le cancer gratuit, ce débat a donné lieu à une montée du nationalisme anglais. Certains ont donc proposé la création d’un parlement anglais dédié, ou bien de limiter les votes des lois qui concernent uniquement l’Angleterre, aux membres anglais du parlement.
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+Avec plus de 53 millions d’habitants, l’Angleterre est de loin la nation constitutive du Royaume-Uni la plus peuplée, avec environ 84 % de la population totale. À titre de comparaison, l'Angleterre possède le 4e plus grand nombre d’habitants d'Europe de l'Ouest, et le 25e dans le monde. Avec une densité de 422 habitants au kilomètre carré, c’est l'un des territoires les plus densément peuplés d'Europe.
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+Les recherches génétiques suggèrent que 75 à 95 % de la population anglaise descendent en ligne paternelle de populations préhistoriques venues de la péninsule Ibérique[38],[39],[40]. Un élément scandinave important ainsi qu'une contribution de 5 % des Angles et des Saxons[40] constituent le reste, bien que certains généticiens estiment l'élément scandinave et germanique à hauteur de 50 %[41]. Au cours du temps, de nombreuses cultures ont exercé leur influence : Bretons insulaires, Romains, Anglo-Saxons, Vikings, Gaëls, sans oublier la profonde influence des Normands. Il existe une diaspora anglaise présente notamment dans les anciennes colonies de l’Empire britannique, en particulier aux États-Unis, au Canada, en Australie, en Afrique du Sud et en Nouvelle-Zélande.
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+Au temps du Domesday Book, compilé en 1086, plus de 90 % des 2 millions d’Anglais vivent à la campagne. En 1801, la population est de 8,3 millions d’habitants, et elle augmente à 30,5 millions en 1901. Grâce notamment à la prospérité économique de l’Angleterre du Sud-Est, il y a de nombreuses migrations économiques depuis toutes les régions de l’Angleterre. L’immigration irlandaise a également été importante. La proportion d’immigrants d’origine européenne est à cette époque d'environ 87,5 % (Allemands, Polonais, etc.).
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+D’autres migrants venant des anciennes colonies britanniques se sont installés depuis 1950. 6 % des habitants viennent du sous-continent indien, notamment d’Inde et du Pakistan. 2,9 % de la population est noire, d’origine caribéenne principalement. Il y a un nombre également important de Chinois. En 2007, 22 % des enfants en école primaire sont issus de minorités ethniques. Environ la moitié de l’augmentation de la population anglaise entre 1991 et 2001 est due à l’immigration. Le débat sur l’immigration revêt une forte importance en Angleterre, car selon un sondage du Département de l’Intérieur, 80 % des Anglais souhaitent le résoudre. L’ONS a prévu que la population augmenterait de 6 millions d’habitants entre 2004 et 2029.
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+En 2017, 29,2 % des nouveau-nés en Angleterre (188 829 sur 646 794) ont une mère née à l'étranger. 16,8 % ont une mère née hors du continent européen (9,7 % une mère née au Moyen-Orient ou en Asie, 5,0 % une mère née dans un pays d'Afrique et 2,1 % une mère née dans une autre région du monde)[42].
+
+Selon le recensement de 2011, près de 15 % des habitants de l'Angleterre appartiennent à des minorités ethniques (20,4 % chez les moins de 40 ans et 5 % chez les 60 ans et plus). Dans le Grand Londres, les minorités ethniques représentent 40,2 % de la population totale et 51,2 % des moins de 25 ans[43].
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+85,4
+
+7,8
+
+3,5
+
+2,3
+
+1,0
+
+100
+
+Comme son nom le suggère, l’anglais est historiquement la langue de l’Angleterre, et en est toujours la langue principale. C’est une langue indo-européenne dans la branche anglo-frisone de la famille des langues germaniques. Après la conquête normande, le vieil anglais est confiné dans les classes sociales populaires, et le normand, le latin et l'anglo-normand le supplantent dans l’aristocratie. L'anglais utilise l'alphabet latin et les chiffres arabes comme système d’écriture.
+
+Vers le XVe siècle, l’anglais revient à la mode dans toutes les classes sociales, bien que très modifié. Le moyen anglais montre de nombreux signes de l’influence normande, à la fois dans le vocabulaire et dans la prononciation. Pendant la Renaissance anglaise, de nouveaux mots sont forgés grâce au latin et au grec. L’anglais moderne étend cette habitude de flexibilité, en incorporant des mots depuis d’autres langues. Héritage de l’empire colonial britannique, l’anglais est aujourd'hui considéré comme la lingua franca à l'échelle du monde, notamment grâce à son utilisation par les États-Unis.
+
+L’apprentissage et l’enseignement de l’anglais est une activité économique importante pour l'Angleterre, et implique l’existence d’écoles de langue, de voyages linguistiques ou encore de publications à la portée internationale. Il n’y a pas de loi au niveau du Royaume-Uni qui reconnaît une langue officielle en Angleterre, mais l’anglais est la seule langue utilisée par l'ultra majorité des Anglais. En dépit de la relative petite taille de la nation anglaise, il y a de nombreux accents régionaux distincts, et des personnes avec un accent particulièrement prononcé peuvent ne pas être facilement comprises dans toute l'Angleterre.
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+Le cornique, qui a disparu comme langue d’usage au cours du XVIIIe siècle, est en train d’être ressuscité. Il est maintenant protégé par la charte européenne des langues régionales ou minoritaires. Il est parlé par 0,1 % des habitants en Cornouailles, et est enseigné dans plusieurs écoles, à n’importe quel âge. Les étudiants apprennent dans les écoles publiques une deuxième langue, souvent le français, l’allemand ou l’espagnol. De par l’immigration, un rapport montre qu’en 2007, 800 000 étudiants parlent une langue étrangère à leur domicile, souvent le panjâbî ou l’ourdou.
+
+Le National Health Service (NHS) est le système de santé public de l’Angleterre, qui fournit l’essentiel des soins dans le pays. Le NHS a été créé le 5 juillet 1948, appliquant la loi de 1946 sur le National Health Service. Cette loi se base sur les conclusions du rapport Beveridge, préparé par l’économiste et réformateur social William Beveridge. Le NHS est en majeure partie financé par les impôts, dont les montants de la National Insurance, et dispense la plupart de ses services gratuitement, même si des charges doivent être payées par certaines personnes, pour les soins ophtalmologiques et dentaires, ainsi que certains soins personnels.
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+Le ministère responsable du NHS est le département de la Santé, dirigé par le secrétaire d’état à la santé, membre du cabinet du Royaume-Uni. La majeure partie des dépenses du département de la santé concerne le NHS — environ 100 millions de livres sterling sont dépensées en 2008-2009. Récemment, le secteur privé est de plus en plus sollicité pour assurer des soins du NHS, malgré l’opposition des syndicats. En 2018, le système de santé public souffre à l'échelle de tout le Royaume-Uni de grandes difficultés[44].
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+L’espérance de vie moyenne des habitants en Angleterre est de 77,5 ans pour les hommes, et de 81,7 ans pour les femmes, la moyenne la plus élevée des quatre nations constitutives du Royaume-Uni.
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+Le christianisme est la religion la plus pratiquée en Angleterre, comme c’est le cas depuis le haut Moyen Âge, bien qu’il ait été introduit plus tôt, pendant les ères gaéliques et romaines. La chrétienté a perduré pendant les siècles qui ont suivi, et environ 59 % des Anglais se considèrent chrétiens[Quand ?]. La confession dominante dans le pays est l’anglicanisme, et date de la Réforme anglaise au XVIe siècle, au moment du schisme de 1536 quand l’Église de Rome a refusé de valider le divorce entre Henri VIII et Catherine d'Aragon. La confession se considère à la fois comme catholique et réformée.
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+Il existe des traditions pour la Haute Église et la Basse Église, et quelques anglicans se considèrent comme anglo-catholiques, après le mouvement d’Oxford. La monarchie du Royaume-Uni est à la tête de l’Église, en tant que gouverneur suprême. L’anglicanisme a le statut de religion d’État. Il y a environ 26 millions de pratiquants et ils forment la Communion anglicane, et l’archevêque de Cantorbéry en est le représentant symbolique aux yeux du monde. De nombreuses cathédrales sont des bâtiments historiques d’une forte importance architecturale, comme l’abbaye de Westminster, la cathédrale d’York, la cathédrale de Durham ou celle de Salisbury.
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+La seconde confession chrétienne la plus répandue est l’Église latine de l’Église catholique, qui fait remonter son histoire en Angleterre au VIe siècle avec l’évangélisation d’Augustin de Cantorbéry, et a été la religion principale de l’île pendant près d’un millénaire. Depuis sa réintroduction après l’émancipation catholique, l’Église s’est réorganisée sur des bases anglaises et galloises où elle compte 4,5 millions de fidèles (dont la plupart sont anglais). Un seul pape fut anglais, Adrien IV, et les saints Bède le Vénérable et Anselme de Cantorbéry sont considérés comme des docteurs de l’Église. Une forme du protestantisme, connue sous le nom de méthodisme, est la troisième confession de l'Angleterre, et a grandi hors de l’anglicanisme grâce à John Wesley. Elle a gagné en popularité dans les villes-usines du Lancashire et du Yorkshire, et parmi les mineurs d’étain en Cornouailles. Il y a d’autres minorités non-conformistes, comme l’Église baptiste, les quakers, l’Église congrégationaliste, les unitaristes, et l’Armée du salut. L’immigration de l’île de Chypre (une ancienne colonie britannique) et du Moyen-Orient a introduit une minorité orthodoxe.
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+Le saint patron de l’Angleterre est saint Georges, représenté sur le drapeau national et sur l’Union Jack. Il y a de nombreux autres saints anglais, dont les plus connus sont Cuthbert, Alban, Wilfrid, Aidan, Édouard le Confesseur, John Fisher, Thomas More, Saint Pétroc, Saint Piran, Margaret Clitherow et Thomas Becket.
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+Des religions non-chrétiennes sont aussi pratiquées. Une minorité juive est présente sur l’île depuis 1070. Ils sont expulsés d’Angleterre en 1290 selon l’Édit d’Expulsion, et autorisés à revenir seulement en 1656. Dans les années 1950 en particulier, des religions orientales provenant des anciennes colonies britanniques font leur apparition due à l’immigration. L’islam est la principale religion importée, avec 4,8 % de pratiquants anglais, et suivent en nombre l’hindouisme, le sikhisme et le bouddhisme, qui rassemblent 2,7 % de la population ensemble, et qui viennent de l’Inde et de l’Asie du Sud-Est.
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+Environ 25 % de la population n'a pas de religion et 7,2 % ne déclare pas de religion.
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+Évolution de la part des différentes religions en Angleterre et au pays de Galles entre 2001 et 2011[45] :
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+L'économie anglaise est l'une des plus grandes au monde, avec un PIB moyen par habitant de 22 907 livres sterling. Habituellement considérée comme une économie de marché mixte, elle a adopté de nombreux principes du libre marché, contrairement au capitalisme rhénan de l'Europe continentale[48]. La monnaie officielle en Angleterre est la livre sterling, également connue sous le nom de GBP. La fiscalité en Angleterre est caractérisée à partir de 2009 par un taux de base de l'impôt des particuliers de 20 % du revenu imposable jusqu'à concurrence de 37 400 livres sterling, et de 40 % sur les revenus supplémentaires au-dessus de ce montant[49].
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+L’Angleterre est le contributeur principal de l’économie du Royaume-Uni, qui est, selon la Banque mondiale, le 24e pays en termes de PIB (PPA) au monde. Les entreprises anglaises sont leaders dans les secteurs chimiques et pharmaceutiques, ainsi que dans les industries aérospatiales, de l’armement, et dans la conception de logiciels. Londres, où siège le London Stock Exchange, principale bourse des valeurs du Royaume-Uni et l’une des plus grandes en Europe, est le centre financier de l’Angleterre – 100 des 500 plus grandes entreprises européennes y ont leur siège social. Londres est le plus grand centre financier en Europe, et l’a aussi été en 2009 au niveau mondial.
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+La Banque d’Angleterre, fondée en 1694 par le banquier écossais William Paterson, est la banque centrale du Royaume-Uni. Pensée à l’origine comme une banque privée à disposition du gouvernement anglais, elle joue ensuite un rôle au sein du Royaume-Uni – l’institution est nationalisée depuis 1946. La Banque a le monopole de l’émission des devises en Angleterre et au pays de Galles, mais pas dans les autres nations constitutives du Royaume-Uni. Sa Commission de Politique Monétaire a décentralisé la gestion de la politique monétaire et l’établissement des taux d’intérêts de chaque nation du Royaume-Uni.
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+L’Angleterre est hautement industrialisée, mais connaît depuis les années 1970 un déclin dans les industries lourdes et manufacturières, ainsi qu’une augmentation du secteur tertiaire dans l’économie. Le tourisme est devenu une activité importante, en attirant des millions de visiteurs chaque année dans la région. L'Angleterre exporte principalement des médicaments, des automobiles — même si de nombreuses marques sont depuis détenues par des entreprises étrangères, comme Rolls-Royce, Lotus, Jaguar, Land Rover ou Bentley Motors — du pétrole depuis les possessions anglaises en Mer du Nord et le champ de Wytch Farm, des moteurs d’avions, et des boissons alcoolisées. L’agriculture est intensive et fortement mécanisée, et produit 60 % des besoins en nourriture de la population avec seulement 2 % de la population active. Les deux tiers de la production sont consacrés au bétail, le reste aux moissons agricoles.
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+Les plus éminents chercheurs anglais dans le domaine des sciences et des techniques sont Isaac Newton, Michael Faraday, Robert Hooke, Robert Boyle, Joseph Priestley, J. J. Thomson, Charles Babbage, Charles Darwin, Stephen Hawking, Christopher Wren, Alan Turing, Francis Crick, Joseph Lister, Tim Berners-Lee, Paul Dirac, Andrew Wiles et Richard Dawkins. Quelques experts affirment que le premier concept d’un système métrique apparaît avec John Wilkins, alors premier secrétaire de la Royal Society, en 1668. En tant que lieu de naissance de la Révolution Industrielle, l’Angleterre abrite de nombreux inventeurs de la fin du XVIIIe siècle au début du XIXe siècle. Parmi les célèbres ingénieurs anglais se trouve Isambard Kingdom Brunel, plus connu pour la création du Great Western Railway, pour la fabrication d’une série de bateaux à vapeur et de nombreux ponts, ce qui provoque une révolution du transport public et des méthodes d’ingénierie. La Révolution Industrielle est née du moteur à vapeur de Thomas Newcomen. Le physicien Edward Jenner met au point le vaccin contre la variole, puis reconnu pour avoir « sauvé plus de vies […] que toutes celles qui ont été perdues dans toutes les guerres de l’Humanité de l’Histoire connue ».
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+De nombreuses inventions et découvertes ont été réalisées en Angleterre, comme le moteur à réaction, la première machine à filer industrielle, le premier ordinateur et le premier ordinateur moderne, le World Wide Web ainsi que le protocole HTTP et le langage HTML, la première transfusion sanguine réussie, l’aspirateur, la tondeuse à gazon, la ceinture de sécurité, l’aéroglisseur, le moteur à vapeur, le moteur électrique, ou encore la théorie de l'évolution de Charles Darwin et la théorie atomique. Isaac Newton a développé la loi de la gravitation universelle, la mécanique newtonienne, et calcul infinitésimal. Robert Hooke a donné son nom à la loi d’élasticité des solides. L’Angleterre est aussi à l’origine du chemin de fer, du thermosiphon, du tarmac, de l’élastique, du piège à souris, de la lampe à incandescence, de la locomotive à vapeur, du semoir moderne, et de nombreuses nouvelles techniques et technologies développées sont utilisées en ingénierie de précision.
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+Le département des Transports est le ministère responsable de la supervision des transports en Angleterre. Il y a de nombreuses autoroutes et beaucoup de routes nationales, comme la route A1, qui traverse l’Est de l’Angleterre, de Londres à Newcastle (la plus grande partie de celle-ci est une autoroute), et ce jusqu’à la Frontière entre l'Angleterre et l'Écosse. L’autoroute anglaise la plus longue est la M6, et part de Rugby jusque dans le Nord-Ouest de la région. Les autres routes principales sont la M1 de Londres à Leeds, la M25 qui entoure Londres, la M60 autour de Manchester, la M4 de Londres au pays de Galles du Sud, la M62 de Liverpool au Yorkshire de l’Est via Manchester, et la M5 de Birmingham à Bristol vers le sud-ouest.
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+Le transport en bus dans la région est très répandu, les principales compagnies sont National Express, Arriva et Go-Ahead Group. Les bus rouges à impériale à Londres sont devenus un symbole de l’Angleterre. Il existe deux réseaux ferroviaires à grande vitesse : le métro de Londres, et le métro Tyne and Wear qui dessert Newcastle, Gateshead et Sunderland. Il y a aussi plusieurs réseaux de tramways, comme celui de Blackpool, le Manchester Metrolink, le Sheffield Supertram, le Midland Metro, ou le Tramlink, système basé à Croydon dans le Sud de Londres.
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+Le réseau ferroviaire anglais est le plus ancien au monde, et a accueilli ses premiers passagers dès 1825. La majeure partie des 16 116 kilomètres du réseau de chemin de fer britannique se trouve en Angleterre, uniformément répartis, même si une forte proportion des lignes est fermée après la seconde guerre mondiale. L’écartement des rails est en général standard (pour les voies uniques, doubles ou multiples), et il existe aussi quelques voies étroites, principalement les chemins de fer héritages. Il est possible d’aller en train, en France et en Belgique, grâce au Tunnel sous la Manche, terminé en 1994.
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+L’Angleterre possède un réseau aérien étendu, domestique et international. Le plus grand aéroport est l’aéroport de Londres Heathrow, et il est le deuxième mondial en nombre de passagers internationaux. Les aéroports de Londres Gatwick, de Manchester, de Londres Stansted, de Londres Luton, ou de Birmingham sont également importants. La mer permet le transport en ferry, localement et internationalement, dont l’Irlande, les Pays-Bas et la Belgique. Il y a environ 7 100 kilomètres de voies navigables en Angleterre, dont la moitié est la propriété de British Waterways, même si ce type de transport est limité. La Tamise est la voie navigable la plus empruntée en Angleterre, car les exportations et importations sont concentrées sur le Port de Tilbury dans l’estuaire de la Tamise. C’est l’un des trois ports les plus importants du Royaume-Uni.
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+Le système scolaire britannique se caractérise par des différences entre les régions du Royaume-Uni (Angleterre, pays de Galles, Écosse, Irlande du Nord) et le fait que le système est semi-privatisé.
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+Le cursus se déroule généralement ainsi :
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+Le sondage réalisé par le programme PISA en 2006 situe le système éducatif britannique nettement au-dessus de la moyenne OCDE1.
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+Le système éducatif anglais est assez proche des systèmes gallois et écossais. Il est obligatoire d’aller à l'école primaire (primary school) à partir de l’âge de 5 ans. Les deuxième et sixième années comportent chacune un examen, respectivement Key Stage 1 et Key Stage 2. Après l'école primaire, on a le choix entre deux types d'établissement : grammar school (lycée) et comprehensive state (lycée général). Pour entrer dans une grammar school, il faut passer un examen nommé « 11+ ». Les Grammar schools étant pour les étudiants les plus doués, et les places étant limitées, la grande majorité des enfants fréquentent les state comprehensive. Les familles ayant plus de moyens optent à la grande majorité pour le système privé.
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+À partir de l’âge de 11 ans, on étudie pour passer des examens Key Stage 3. Après avoir réussi la neuvième année, les enfants choisissent les matières pour les examens General Certificate of Secondary Education (GCSE). 15 à 40 matières sont à choisir en fonction de l'école, dont seulement cinq sont obligatoires (les maths, l'anglais, et les trois sciences : biologie, physique, chimie). Les écoles exigent en règle générale de leurs élèves qu'ils choisissent au minimum six matières, mais la plupart en demanderont entre neuf et douze. On passe les examens pendant l’été de l’année 11 (équivalent à la fin de la seconde en France) après deux ans d’étude. Après les GCSE, on a le choix entre quitter l’école et continuer d'étudier pour les A-levels (semblables au baccalauréat). Habituellement, les étudiants sélectionnent 3 matières mais certains optent pour 4.
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+En parallèle de ce système d'éducation publique subsiste le système d'éducation privé, élitiste et réservé du fait de  son coût élevé à la classe moyenne supérieure, petite et grande bourgeoise et à la noblesse britannique. Les élèves commencent dans ce système par fréquenter une école préparatoire jusqu'à l'âge de treize ans, puis deviennent pensionnaires dans une public schools jusqu'à leurs 18 ans. Ces écoles bénéficient d'un statut et d'une renommée internationaux, et l'éducation se fait au prix d'environ 30 000 livres sterling par an. Eton, surnommée « la nursery de l'élite », et qui a accueilli de nombreux futurs premiers ministres, membres de la famille royale britannique et têtes couronnées étrangères, est probablement l'exemple le plus emblématique de ces écoles dites indépendantes, privées malgré leur nom de public school.
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+Il y a de nombreuses universités en Angleterre. Les deux les plus célèbres et les plus vielles sont l'Université d'Oxford et l'Université de Cambridge.
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+Un grand nombre de vieux menhirs a été érigé pendant la préhistoire, parmi les plus connus sont Stonehenge, Devil's Arrows, Monolithe de Rudston et Cromlech de Castlerigg[50]. Avec l'introduction de l'architecture romaine il y a eu un développement des basiliques, thermes, amphithéâtres, arcs de triomphe, villas, temples romains, voies romaines, forts romains, aqueducs, palissades[51]. Ce sont les Romains qui ont fondé les premières cités et villes telles que Londres (Londinium), Bath (Aquae Sulis), York (Eburacum), Chester (Deva) et St Albans (Verulamium). L'exemple le plus connu est peut-être le Mur d'Hadrien qui s'étend dans tout le nord de l'Angleterre[51]. Un autre exemple bien préservé est les thermes de Bath à Bath, ville du comté de Somerset, au Sud-Ouest de l'Angleterre[51].
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+Les constructions séculaires de l'architecture anglo-saxonne étaient des constructions simples qui utilisaient principalement le bois avec de la chaume pour les toitures. L'architecture ecclésiastique a varié passant d'une synthèse de monachisme irlando-saxon[52],[53] à un art paléochrétien caractérisé par des pilastres, des arcades, des balustres et des triangulaires. Après la conquête normande en 1066 de nombreux châteaux en Angleterre ont été créés afin que les Law Lords puissent confirmer leur autorité et se mettre à l'abri de l'invasion venant du nord. Certains des plus célèbres châteaux médiévaux incluent parmi tant d'autres la tour de Londres, le château de Warwick, le château de Durham et le château de Windsor[54].
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+Tout au long de l'ère Plantagenêt une architecture gothique anglaise n'a cessé de fleurir, les cathédrales médiévales telles que la cathédrale de Cantorbéry, l'abbaye de Westminster et la Cathédrale d'York, en sont de parfaits exemples[54]. S'inspirant de l'architecture normande il y avait aussi des châteaux, des palais, des grandes maisons, des universités et des églises paroissiales. L'architecture médiévale a été achevée avec le style Tudor du XVIe siècle, connu maintenant comme l'arche Tudor, qui était une caractéristique définie comme l'étaient les maisons en torchis. Au lendemain de la Renaissance une forme d'architecture rappelant l'Antiquité classique, mélangée avec le christianisme apparut, le style baroque anglais. L'architecte Christopher Wren célèbre pour son rôle dans la reconstruction de Londres après le grand incendie de 1666 en est un des plus notables promoteurs[55].
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+L'architecture georgienne suivit, dans un style plus raffiné, évoquant une simple forme palladienne, le Royal Crescent à Bath est l'un des meilleurs exemples. Avec l'émergence du romantisme au cours de la période victorienne, un style néogothique a été lancé dans le même temps, la révolution industrielle a ouvert la voie pour des bâtiments tels que le Crystal Palace. Depuis les années 1930 diverses formes modernistes ont fait leur apparition dont l'accueil est souvent controversé, même si les mouvements de résistance traditionaliste continuent avec le soutien de lieux d'influence.
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+Le folklore anglais s’est développé pendant plusieurs siècles. Quelques-uns des personnages et des histoires existent à travers toute l’Angleterre, mais la plupart proviennent de régions très spécifiques. Les êtres folkloriques communs sont des pixies, des elfes, des croque-mitaines, des trolls, des gobelins, et des nains. Alors que de nombreuses légendes semblent très anciennes, par exemple celles qui mettent en scène Offa d'Angeln ou Völund, d’autres ont été conçues après l’invasion normande. La légende de Robin des Bois et ses Joyeux Compagnons de la forêt de Sherwood qui combattent le shérif de Nottingham, est sûrement la plus connue d’entre toutes.
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+Pendant le Moyen Âge classique, des légendes originaires de mythes brittoniques intègrent le folklore anglais : le mythe arthurien. Elles proviennent de sources anglo-normandes, françaises ou galloises, et mettent en avant le Roi Arthur, Camelot, Excalibur, Merlin, et les Chevaliers de la Table Ronde, comme Lancelot du Lac. Ces histoires sont rapportées par Geoffroy de Monmouth dans son Historia regum Britanniae. Une autre figure précoce des traditions britanniques, Coel Hen, semble être basé sur un personnage réel de l’Angleterre post-romaine. Beaucoup de ces légendes et pseudo-histoires font partie de la matière de Bretagne.
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+Plusieurs personnages folkloriques sont fondés sur des personnes historiques, ou en partie, dont l’histoire a traversé les siècles. Par exemple, on dit de Godiva qu’elle a traversé Coventry nue à dos de cheval, Hereward l'Exilé est une figure anglaise héroïque représentant la résistance à l’invasion normande, Herne est un cavalier fantôme associé à la forêt de Sherwood et au Windsor Great Park, et la Mère Shipton est l’archétype de la sorcière. Dick Whittington était une personne réel, avec la légende de son chat ajoutée. Chaque année, les 5 novembre sont l’occasion de faire des feux de joie, de tirer des feux d’artifices, et de manger des pommes d’amour en commémoration à la Conspiration des poudres, centrée autour du personnage de Guy Fawkes. Le bandit chevaleresque, comme Dick Turpin, est un personnage récurrent, et Barbe Noire est le pirate typique. Il y a de nombreuses activités folkloriques, que ce soit au niveau national ou régional, comme la Morris dance, la Maypole dance, la Rapper sword (une danse de l’épée) dans le Nord-Est, la Long Sword dance dans le Yorkshire, les Mummers Plays, le bottle-kicking dans le Leicestershire, et le Cooper's Hill Cheese-Rolling and Wake à Brockworth. Il n’y a pas de costume officiel national, mais certains ont une certaine renommée comme les Pearly Kings and Queens londoniens, les Scots Guards, et les Beefeaters (gardes de la tour de Londres).
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+Depuis le début de l'époque moderne, la nourriture de l'Angleterre a toujours été caractérisée par sa simplicité d'approche, l'honnêteté de sa saveur, et le recours à la haute qualité des produits naturels[56]. Pendant le Moyen Âge et pendant la Renaissance, la cuisine anglaise était dotée d'une excellente réputation, malgré un déclin qui a commencé pendant la révolution industrielle avec l'abandon de la terre et l'urbanisation croissante de la population. Mais la nourriture anglaise a souvent, de nos jours, la réputation de ne pas être très sophistiquée ou même rudimentaire[57]. Cependant, la cuisine anglaise a récemment connu un renouveau, qui a été reconnu par les critiques gastronomes avec quelques bonnes évaluations dans le magazine britannique Restaurant[58]. Le premier livre de recettes anglaises est le Forme of Cury de la cour royale de Richard II[59].
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+Les exemples traditionnels de la cuisine anglaise incluent le Sunday roast; comportant généralement du bœuf, de l'agneau ou du poulet, servi avec un assortiment de légumes bouillis, du Yorkshire pudding et de la sauce[60]. D'autres repas importants incluent le fish and chips et le petit déjeuner anglais comprenant bacon, tomates grillées, pain frit, boudin noir, baked beans, champignons frits, saucisses et œufs. Plusieurs tourtes à la viande sont consommées telles que le steak and kidney pie (en), le shepherd's pie, le cottage pie, le Cornish pasty et le pork pie (en), le dernier étant consommé froid[60].
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+Les saucisses sont couramment consommées, soit en tant que bangers and mash ou toad in the hole. Le Lancashire hotpot est un ragoût bien connu. Certains des fromages les plus populaires sont le cheddar, le cheshire, le red leicester, le stilton et le Wensleydale. De nombreux plats hybrides anglo-indiens avec du curry ont été créés tels que le poulet tikka masala et le balti. Les plats anglais sucrés comprennent l'apple pie, la mince pie, le spotted dick, les scones, l'eccles cake, la custard et le sticky toffee pudding. Les boissons communes sont le thé, qui est très consommé grâce à Catherine de Bragance[61], tandis que des boissons alcoolisées comprennent les vins et les bières britanniques.
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+Les premiers exemples connus sont les pierres préhistoriques et les pièces d’art pariétal, en particulier dans le Yorkshire du Nord, la Northumbrie et la Cumbria, et aussi plus loin dans le sud de l'Angleterre, dans les grottes de Creswell. Avec l’arrivée de la culture romaine au Ier siècle, de nouvelles formes d’art apparaissent : des statues, des bustes, le travail du verre et les mosaïques. De nombreux artefacts ont été retrouvés, à la villa romaine de Lullingstone et à Aldborough. Durant le haut Moyen Âge, le style évolue vers les croix sculptées, la peinture de manuscrits, la joaillerie d’or et d’émail, et démontre un goût pour les dessins entrelacés, comme le trésor de Staffordshire découvert en 2009. Ce style fusionne ensuite avec l'art insulaire, comme en témoignent les Évangiles de Lindisfarne et le Psautier Vespasien. Plus tard, l’art gothique devient populaire à Winchester et à Cantorbéry, par exemple avec le Livre des bénédictions de St. Æthelwold ou le psautier de Luttrell.
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+De nombreux artistes accompagnent l’ère des Tudor au sein même de la Cour, qui font de la peinture de portraits un élément fondamental et durable de l’art anglais. L’Allemand Hans Holbein en est le chef de file, et Nicholas Hilliard continue dans cette voie. Pendant l'ère Stuart, les artistes continentaux, en particulier les peintres flamands, influencent l’Angleterre, comme Anthony Van Dyck, Peter Lely, Godfrey Kneller et William Dobson. Le XVIIIe siècle est marqué par la création de la Royal Academy, et un certain classicisme, fondé sur l’art de la Renaissance, supplante les autres styles. Thomas Gainsborough et Joshua Reynolds deviennent deux des artistes les plus prisés d’Angleterre.
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+L’école de Norwich perpétue la tradition des paysages, pendant que le préraphaélisme, dans un style détaillé et éclatant, faire revivre le style de la Renaissance : les leaders du mouvement sont Holman Hunt, Dante Gabriel Rossetti et John Everett Millais. Au XXe siècle, les artistes remarquables sont Henry Moore, sculpteur, et les modernistes britanniques en général. Parmi les peintres contemporains, Lucian Freud détient le record mondial de la vente en valeur d’un tableau, pour un artiste vivant, avec Benefits Supervisor Sleeping, en 2008.
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+Les premiers auteurs anglais écrivent en latin, comme Bède le Vénérable et Alcuin. La littérature vieil-anglaise fournit le poème épique Beowulf, la Chronique anglo-saxonne, ainsi que des textes chrétiens comme Judith, l’Hymne de Cædmon et de nombreuses hagiographies. Après la conquête normande de l’Angleterre, le latin survit parmi les classes sociales éduquées, ainsi que dans la littérature anglo-normande.
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+La littérature en moyen anglais a émergé avec Geoffrey Chaucer (auteur des Contes de Canterbury), John Gower, le Pearl Poet et William Langland. Les moines franciscains, Guillaume d'Ockham et Roger Bacon sont les philosophes majeurs du Moyen Âge. Julienne de Norwich avec ses Revelations of Divine Love, est une éminente écrivaine chrétienne. Avec la Renaissance anglaise, la littérature en anglais moderne naissant apparaît. William Shakespeare, dont les œuvres les plus connues sont Hamlet, Roméo et Juliette, Macbeth, et Le Songe d’une nuit d’été, reste l’un des auteurs les plus célèbres de la littérature anglaise.
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+Christopher Marlowe, Edmund Spenser, Philip Sidney, Thomas Kyd, John Donne, Ben Jonson sont d’autres auteurs connus de la littérature élisabéthaine. Francis Bacon et Thomas Hobbes ont écrit sur l’empirisme et le matérialisme, ainsi que sur la méthode scientifique et le contrat social. Robert Filmer a écrit sur le droit divin. Andrew Marvell est le poète le plus fameux du Commonwealth, pendant que John Milton publie Le Paradis perdu pendant la Restauration anglaise.
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+Quelques-uns des plus remarquables philosophes des Lumières anglaises sont John Locke, Thomas Paine, Samuel Johnson et Jeremy Bentham. Edmund Burke suit plus tard et est considéré comme le fondateur du conservatisme. Le poète Alexander Pope et ses vers satiriques sont de plus en plus connus. Puis les auteurs anglais jouent un rôle significatif dans le romantisme, et Samuel Taylor Coleridge, Lord Byron, John Keats, Mary Shelley, Percy Bysshe Shelley, William Blake, William Wordsworth et Alfred Tennyson deviennent des figures reconnues.
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+En réaction à la Révolution industrielle, les auteurs agrariens cherchent une voie entre la liberté et la tradition. William Cobbett, G. K. Chesterton et Hilaire Belloc en sont les principaux représentants, en lien avec Arthur Penty et le socialisme corporatif, et G. D. H. Cole et le mouvement coopératif. L’empirisme continue avec John Stuart Mill et Bertrand Russell, tandis que Bernard Williams s’implique dans la philosophie morale. Les auteurs de l’ère victorienne sont Charles Dickens, la famille Brontë, Jane Austen, George Eliot, Rudyard Kipling, Thomas Hardy, H. G. Wells, Lewis Carroll ou bien encore Evelyn Underhill. Depuis, l’Angleterre a enfanté de nombreux romanciers devenus très célèbres, comme George Orwell, D. H. Lawrence, Virginia Woolf, Enid Blyton, Aldous Huxley, Agatha Christie, Terry Pratchett, J. R. R. Tolkien, et J. K. Rowling.
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+La musique traditionnelle britannique est vieille de plusieurs siècles et a inspiré plusieurs genres musicaux, parmi lesquels les chants de marins, les gigues, les hornpipes, et des danses traditionnelles. Ces musiques ont de nombreuses variations, et des particularités régionales. Au XVIe siècle, Wynkyn de Worde imprime des ballades de Robin des Bois qui ont un fort retentissement, tout comme The English Dancing Master de John Playford ou les Roxburghe Ballads de Robert Harley. Les chansons les plus connues à cette époque sont The Good Old Way, Pastime with Good Company, Maggie Mae, et Spanish Ladies, parmi d’autres. De nombreuses comptines sont d’origine anglaise, telles Twinkle Twinkle Little Star, Roses Are Red (en), Jack and Jill, Here We Go Round the Mulberry Bush, ou Humpty Dumpty.
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+Les premiers compositeurs anglais de musique classique sont des artistes de la Renaissance, Thomas Tallis et William Byrd, suivis de Henry Purcell pendant la période baroque. George Frideric Handel, né allemand, devient un sujet britannique, et passe la majeure partie de sa vie de compositeur à Londres, créant quelques-uns des morceaux les plus célèbres de la musique classique, comme le Messie, Water Music et Music for the Royal Fireworks. Le paysage des compositeurs classiques anglais se renouvelle complètement au XXe siècle, avec Benjamin Britten, Frederick Delius, Edward Elgar, Gustav Holst, Ralph Vaughan Williams, William Walton ; Michael Nyman en est le chef de file, grâce à La Leçon de piano.
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+Dans le champ de la pop et du rock, de nombreux artistes et groupes anglais sont régulièrement cités comme les musiciens les plus influents et les plus prolifiques de tous les temps en termes de vente. En font partie, par exemple, The Beatles, Led Zeppelin, The Who, Pink Floyd, Elton John, Genesis, Queen, Black Sabbath, Iron Maiden, Rod Stewart, The Rolling Stones, The Stone Roses, The Libertines, Blur, Oasis, et plus récemment, Adele, Ed Sheeran, Arctic Monkeys et One Direction. De très nombreux genres musicaux ont leurs racines, ou un fort lien de parenté, avec l’Angleterre, comme la British invasion, le hard rock, le glam rock, le heavy metal, le mod, la Britpop, le drum and bass, le rock progressif, le punk rock, le rock indépendant, le rock gothique, le shoegazing, l’acid house, l’UK garage, le trip hop et le dubstep.
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+Les grands festivals de musique en plein air en été et à l’automne attirent beaucoup de monde, tels le festival de Glastonbury, le V Festival, et les Reading and Leeds Festivals. L’opéra le plus remarquable en Angleterre est le Royal Opera House, à Covent Garden. The Proms, qui est une saison de musique classique au Royal Albert Hall, est un événement culturel majeur annuel. The Royal Ballet est au premier rang des compagnies de ballet classique. Sa réputation provient de deux grandes figures de la danse du XXe siècle, prima ballerina Margot Fonteyn et le chorégraphe Frederick Ashton.
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+English Heritage est un organisme gouvernemental avec une large attribution en matière de gestion du patrimoine historique de l'Angleterre. Il est actuellement parrainé par le département de la Culture, des Médias et du Sport. L'organisme associatif National Trust for Places of Historic Interest or Natural Beauty tient un rôle contrasté. Dix-sept des vingt-cinq sites du patrimoine mondial de l'UNESCO au Royaume-Uni mondial relèvent des lieux historiques de l'Angleterre. Certains des plus connus incluent le mur d'Hadrien, Stonehenge, Avebury and Associated Sites, la tour de Londres, le littoral du Dorset et de l'est du Devon, Saltaire, Ironbridge Gorge, le parc de Studley Royal et plusieurs autres.
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+Il y a de nombreux musées en Angleterre, mais le plus remarquable est le British Museum de Londres. Sa collection de plus de sept millions d'objets provenant de tous les continents est l'un des plus grands et le plus complet dans le monde, illustrant et documentant l'histoire de la culture humaine depuis son commencement jusqu'à nos jours. La British Library de Londres est la bibliothèque nationale et est l'une des bibliothèques de recherche les plus importantes au monde, maintenant plus de 150 millions d'articles dans toutes les langues connues et tous les formats, incluant environ 25 millions de livres. La galerie d'art la plus ancienne est la National Gallery de Trafalgar Square, qui abrite une collection de plus de 2 300 peintures datant du milieu du XIIIe siècle à 1900. Les galeries de la Tate abritent des collections nationales d'art britannique moderne et international; elles sont également les hôtes du controversé prix Turner.
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+L'Angleterre a un héritage sportif très fort, et pendant le XIXe siècle la nation a codifié de nombreux sports qui se jouent maintenant dans le monde entier. Les sports originaires de l'Angleterre sont le football, le cricket, le rugby à XV, le rugby à XIII, le tennis, le badminton, le squash[63], le rounders[64], la boxe, le snooker, le billard, les fléchettes, le tennis de table, le boulingrin, le netball, courses de chevaux pur-sang et la chasse à courre. Il a aidé le développement de la voile et la Formule 1. Le football est le plus populaire de ces sports. L'équipe d'Angleterre de football, qui joue dans le mythique stade de Wembley, a remporté la Coupe du monde de football de 1966, année où la nation a accueilli la compétition.
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+Au niveau du football, l'Angleterre est reconnue par la FIFA comme le lieu de naissance de ce sport, avec notamment le club de football de Sheffield fondé en 1857 et qui demeure le plus ancien club de football. La Fédération d'Angleterre de football formée en 1863, est la plus ancienne association nationale de football au monde et joua un rôle important dans la mise en place des règles de son sport. La FA Challenge Cup et la Football League ont été respectivement les toutes premières compétitions. Dans l'ère moderne la Premier League est la ligue de football la plus lucrative du monde et fait partie de l'élite internationale. La Ligue des champions a été remporté par Chelsea, Liverpool, Manchester United, Nottingham Forest et Aston Villa, tandis que Arsenal et Leeds United ont atteint la finale[65].
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+Le cricket est généralement considéré comme ayant été élaboré en début de la période médiévale parmi les communautés agricoles et de la métallurgie du Weald[66]. L'Équipe d'Angleterre de cricket est l’équipe nationale de cricket de l’Angleterre et du pays de Galles. Une des rivalités au sommet de ce jeu est la série de test-matchs appelée The Ashes entre l'Angleterre et l'Australie, qui se déroule depuis 1882. La finale de l'édition 2009 a été regardée par près de 2 millions de personnes, bien que le point culminant fut l'édition de 2005 qui a été vue par 7,4 millions[67]. L'Angleterre est actuellement la détentrice du trophée et est classée 5e à la fois des compétitions de cricket Test et One-day International[68].
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+L'Angleterre a accueilli quatre Coupe du monde de cricket (1975, 1979, 1983, 1999) et l'ICC World Twenty20 en 2009. Il existe plusieurs compétitions de niveau national, y compris le County Championship dans lequel l'équipe de Yorkshire est de loin le club le plus brillant et avoir remporté la compétition à 31 reprises[69]. Le Lord's Cricket Ground situé à Londres, est parfois appelé la « Mecque du cricket »[70]. William Penny Brookes a été important dans l'organisation du cricket pour les Jeux olympiques modernes. Londres a accueilli les Jeux olympiques d'été en 1908,1948 et 2012. L'Angleterre prend part aux Jeux du Commonwealth, qui se déroule tous les quatre ans. Sport England est l'organe directeur responsable de la distribution des fonds et fournit des orientations stratégiques pour l'activité sportive en Angleterre. Le Grand Prix créé en 1926 se tient chaque année à Silverstone[71].
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+L'équipe d'Angleterre de rugby à XV, considérée comme l’une des meilleures sélections nationales au monde, a remporté la Coupe du monde en 2003. Par ailleurs, l’Angleterre a été l'une des nations hôtes de la compétition en 1991 et en 1999. Elle l’accueille de nouveau en 2015[72]. Les clubs de l'élite anglaise, surtout basés dans le sud du pays, participent à la Premiership et à la coupe anglo-galloise. Les clubs des Leicester Tigers, des London Wasps, de Bath et des Northampton Saints ont remporté la coupe d’Europe.
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+Dans une autre forme de rugby qui est né à Huddersfield en 1895, l'équipe d'Angleterre de rugby à XIII est classée en tant que 3e meilleure nation dans le monde et première en Europe. L'Angleterre par l'intermédiaire du Royaume-Uni accueille en 2013 la Coupe du monde de rugby à XIII. Les clubs du rugby à XIII, surtout dans le nord, rencontrent un fort succès: Wigan Warriors, St Helens, Leeds Rhinos et Huddersfield Giants, les trois premiers ayant gagné le World Club Challenge.
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+En tennis, le Tournoi de Wimbledon qui se déroule chaque année à Londres est le plus ancien tournoi de tennis au monde.
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+Le drapeau national de l'Angleterre, connu sous le nom de la Croix-Saint-Georges, a été le drapeau national depuis le XIIIe siècle. À l'origine, le drapeau a été utilisé par la République de Gênes. Le monarque anglais a rendu un hommage au doge de Gênes à compter de 1190, de sorte que les navires anglais pouvaient battre le pavillon comme un moyen de protection lors de l'entrée en mer Méditerranée. Une croix rouge a agi comme un symbole pour de nombreux croisés aux XIIe et XIIIe siècles. Il est devenu associé à Georges de Lydda, qu'ils revendiquaient comme leur saint patron et utilisaient sa croix comme un étendard[73]. Depuis 1606 la Croix de St George a fait partie de la conception du Union Jack, drapeau britannique conçu par le roi James I.
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+Il existe de nombreux autres symboles et objets symboliques, à la fois officiels et non officiels, y compris la rose Tudor, l'emblème floral national, le Dragon Blanc et les Trois Lions présentés sur les Armoiries royales de l'Angleterre. La rose Tudor a été adoptée comme l'emblème national de l'Angleterre à l'époque de la guerre des Deux-Roses (1455–1485) entre les maisons d'York et de Lancastre avec la victoire d'Henri Tudor (futur Henri VII) sur Richard III, lors de la bataille de Bosworth, comme un symbole de paix[74]. Il est un symbole syncrétique dans lequel ont fusionné la rose blanche des York et la rose rouge des Lancasters-cadets des Plantagenêt qui s'affrontèrent pour le contrôle de la maison royale. Le symbole est également connu sous le nom de la Rose d'Angleterre[75]. Le chêne est le symbole de l'Angleterre, représentant force et courage. Le terme « Chêne royal » (Royal Oak) est utilisé pour désigner l'évasion du roi Charles II qui, pourchassé par les parlementaires après l'exécution de son père, s'est caché dans un chêne pour éviter d'être repéré avant de s'exiler en toute sécurité.
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+Les armoiries royales d'Angleterre, un blason national avec trois lions, remontent à leur adoption par Richard Ier d'Angleterre de 1198 à 1340. Il est décrit « de gueules à trois léopards d'or armés et lampassés d'azur », c'est-à-dire rouge avec trois lions jaunes regardant le spectateur. L'origine de ce blason des rois d'Angleterre reste sans explication définitive: selon une théorie contestée[réf. nécessaire], il s'agit de l'union de l'héraldique du duché de Normandie (« de gueules à deux léopards d'or armés et lampassés d’azur ») et de l'Aquitaine (« de gueules à un léopard d'or armés et lampassés d’azur »).
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+L'Angleterre n'a pas d'hymne national officiel à la différence du Royaume-Uni et son hymne God Save the Queen. Toutefois, les éléments suivants sont souvent considérés comme des hymnes nationaux anglais non officiels : Jerusalem, Land of Hope and Glory (utilisé pour l'Angleterre pendant les Jeux du Commonwealth de 2002)[76], et I Vow to Thee, My Country. La fête nationale anglaise est la Saint George, ce dernier étant le saint patron de l'Angleterre, elle se tient chaque année le 23 avril[77].
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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.
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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.
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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.
+
+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.
+
+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.
+
+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].
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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.
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+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.
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+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
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+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.
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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.
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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.
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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.
+
+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/2441.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].
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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.
+
+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.
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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/2442.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.
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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].
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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.
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+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.
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+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
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+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.
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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.
+
+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.
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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.
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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/2443.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.
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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].
+
+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].
+
+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/2444.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/2445.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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
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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.
+
+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.
+
+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.
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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.
+
+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/2446.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.
+
+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.
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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].
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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.
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+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.
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+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
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+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.
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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.
+
+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)).
+
+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.
+
+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/2447.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.
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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.
+
+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.
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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.
+
+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.
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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.
+
+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.
+
+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.
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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.
+
+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 :

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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.
+
+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].
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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].
+
+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.
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+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
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+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.
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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.
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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.
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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.
+
+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/2449.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].
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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.
+
+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].
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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].
+
+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.
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+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.
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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.
+
+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].
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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/245.html.txt

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+Article 1
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+L'anglais (English en anglais ; prononcé : /ˈɪŋ.ɡlɪʃ/) est une langue indo-européenne germanique originaire d'Angleterre qui tire ses racines de langues du nord de l'Europe (terre d'origine des Angles, des Saxons et des Frisons) dont le vocabulaire a été enrichi et la syntaxe et la grammaire modifiées par le français anglo-normand[Note 1], apporté par les Normands, puis par le français avec les Plantagenêt. 
+La langue anglaise est ainsi composée d'environ 29 % de mots d'origine normande et française[3],[4]. L'anglais est également très influencé par les langues romanes, en particulier par l'utilisation de l'alphabet latin ainsi que les chiffres arabes.
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+Langue officielle de facto du Royaume-Uni, de l'Irlande et d'autres îles de l'archipel britannique (Île de Man, îles anglo-normandes), l'anglais est la langue maternelle de tout ou partie de la population, et suivant les cas, la langue ou une des langues officielles de plusieurs pays, totalement ou partiellement issus des anciennes colonies britanniques de peuplement, dont les États-Unis, le Canada, l'Australie et la Nouvelle-Zélande, que l'on réunit sous l'appellation de « monde anglo-saxon », bien qu'il n'existe pas de définition universelle de cette expression.
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+Il est également langue officielle ou langue d'échange dans de très nombreux pays issus de l'ancien Empire britannique, même en l'absence de population d'origine anglo-saxonne significative (Kenya, Nigeria, Hong Kong, Inde, Pakistan, etc.). Beaucoup de pays dont l'anglais est la langue officielle sont réunis au sein du Commonwealth (bien que pour certains, il ne soit pas l'unique langue officielle). C'est également l'une des vingt-quatre langues officielles de l'Union européenne et l'une des six langues officielles et des deux langues de travail — avec le français — de l'Organisation des Nations unies (ONU).
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+L'anglais est la langue la plus parlée au monde ; en tant que langue maternelle, il se classe troisième, après le chinois (mandarin) et l'espagnol.
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+Considérée par beaucoup comme étant la langue internationale prédominante[5], elle est la langue la plus souvent enseignée en tant que langue étrangère à travers le monde[6]. Elle est également la langue la plus utilisée sur Internet[7].
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+L’anglais est une langue germanique occidentale dont l'origine se trouve dans les dialectes anglo-frisons apportés sur l’île de Bretagne par les tribus germaniques venues s’y installer, et fortement influencée ensuite, surtout au plan lexical, par les langues des colons originaires de Scandinavie, de Normandie (français anglo-normand) et du nord de la France, en général au Moyen Âge, puis par le français moderne. Comme pour d'autres langues, des emprunts au grec ancien et au latin ont enrichi de manière constante le lexique jusqu'à aujourd'hui. Les autres langues romanes, ainsi que les parlers des anciennes colonies britanniques ont influencé l'anglais britannique de manière beaucoup moins significative, mais continuent d'être utilisés dans leurs territoires d'origine.
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+Traditionnellement, on distingue :
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+Le développement de l'empire colonial britannique du XVIIe au XXe siècle a entraîné une expansion de l'anglais dans les territoires conquis ou administrés, en Amérique du Nord, Océanie, Afrique et Asie.
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+L'anglais est au départ une langue germanique, famille au sein de laquelle les langues vivantes les plus proches sont les langues frisonnes et le scots. Elle a néanmoins subi à plusieurs reprises l'influence d'autres langues germaniques comme le vieux norrois, de diverses langues romanes, tel le latin et surtout le français, influence latino-romane que l'on remarque non seulement dans les mots qui sont a priori des emprunts lexicaux (déjà vu ou rendez-vous, expressions françaises utilisées en anglais ; embargo de l'espagnol ; cupola, folio ou stiletto de l'italien), mais encore dans de très nombreux mots à étymon latin (comme expect ← exspectare, school ← schola, ou scuttle ← scutela).
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+L'anglais est une langue pluricentrique (ou polycentrique), qui n'est régie par aucune autorité linguistique centrale (comme l'Académie française en France), et de ce fait aucune variété n'est considérée comme « correcte » ou « incorrecte ».
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+Il y a une large gamme d'accents parlés dans Le Royaume-Uni et le monde anglophone et, quelquefois, ces accents sont difficile à comprendre même entre les anglophones natifs.[8] Toutefois, bien que la variation des accents diminue en Angleterre, par exemple, les locuteurs natifs sont souvent très fiers de leur accent et de l'identité locale qu'il implique. En effet, les accents peuvent varier sensiblement même entre les villes et les comtés d'une même région. (Pour example, 'Geordies', les gens de Newcastle upon Tyne, auront généralement un accent distinct des anglophones des villes voisines; cette variation comprend l'utilisation de «gan» au lieu de «to go», ou «clarts» au lieu de «mud».)[9]
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+L'anglais a donné naissance :
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+L'anglais est aussi la langue officielle de certains villages de la République dominicaine, proches de la frontière haïtienne (où l'on parle un anglais du XIXe siècle, issu d'anciens esclaves des États du sud des États-Unis ayant fui la guerre de Sécession).
+
+L'anglais est aussi l'une des premières langues du Belize (avec l'espagnol), du Canada (anglais canadien, avec le français), de l'Inde (hindi et anglais ainsi que 21 autres langues d'État dont le français), de l'Irlande (avec l'irlandais), du Singapour (avec le malais, le mandarin et le tamil), de l'Afrique du Sud (avec le zoulou, le xhosa, l'afrikaans, et le sotho du Nord) et de l'Égypte.
+
+C'est la langue non officielle la plus utilisée en Israël et aux Émirats arabes unis (langue de communication de la population à 74 % étrangère). C'est une langue usuelle dans l'île de Saint-Martin relevant pour partie de la République française et pour partie du royaume des Pays-Bas.
+
+À Hong Kong, c'est une langue officielle et largement utilisée dans le monde des affaires. Apprise dès l'école maternelle, elle est la langue d'instruction de quelques écoles primaires, de nombreuses écoles secondaires et de toutes les universités. Un nombre important d'étudiants acquièrent un niveau de locuteur anglophone. Cette langue y est si largement utilisée qu'il est inadéquat de dire qu'elle n'est qu'une seconde langue ou une langue étrangère.
+
+En Thaïlande, l'anglais est également utilisé pour les affaires mais après le chinois.
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+Au Viêt Nam, 6,5 % de la population parle l'anglais à des degrés divers (locuteurs en seconde langue, locuteurs partiels)[réf. nécessaire].
+
+L'influence de l'anglais croît depuis plusieurs décennies du fait de la mondialisation des échanges commerciaux et technologiques, dominés par de grandes puissances parlant cette langue, le Royaume-Uni et les États-Unis en particulier. Écrivant en 1989, Maurice Pergnier[12], évoque cette situation en ces termes :
+
+« La suprématie socio-économique des États-Unis, d'où découle une puissante hégémonie culturelle, a fait de l'anglais, en quelques décennies, la langue de communication universelle incontestée. Il n'y a guère de précédents (…) si on excepte le cas (…) du latin, de la fin de l'Antiquité à la Renaissance. »
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+La prédominance de l'anglais a remplacé celle du français au XXe siècle, à la suite des deux guerres mondiales dont la France est sortie exsangue et du renforcement du poids politique et économique des États-Unis.
+
+L'opinion selon laquelle l'anglais serait la langue de communication universelle incontestée, ainsi que le choix le plus adapté d’un point de vue économique en matière de communication internationale, est très vivement contestée (voir Rapport Grin et espéranto)[13].
+
+L'anglais occupe des positions de plus en plus fortes dans le monde, et en particulier en Europe. Le linguiste Claude Hagège estime que la raison en est le développement considérable, dans l'Europe contemporaine, de l'économie libérale, dont l'anglais est le support. À l'origine des assises libérales de l'anglais, une solidarité naturelle unit la langue anglaise et l'idéologie libre-échangiste, qui a dominé la conception anglaise des relations humaines et commerciales depuis David Hume (1740) et Adam Smith (1776), lesquels ont inspiré les doctrines libérales de David Ricardo (1817) et John Stuart Mill (1848)[14].
+
+Toutefois, la démographie des pays anglo-saxons étant moins dynamique que celle de certains pays émergents, la part de la population mondiale ayant l'anglais pour langue maternelle pourrait diminuer, passant de 9 % en 2000 à 5 % d'ici 2050[15], alors que selon les projections effectuées par les Nations unies en 2002, la part de la population francophone pourrait passer de 3 % de la population mondiale en 2000 à 7 % en 2050[16]. En 2060, la population appartenant aux pays où l’anglais a le statut de langue officielle (« l'espace anglophone ») atteindra quatre milliards d’individus, les cinq principaux espaces linguistiques suivants seront le français (850 millions), l'hindi (700 à 800 millions), l'arabe (700 millions), l'espagnol (600 millions) et le portugais (350 millions)[17].
+
+Claude Truchot estime que l'usage de termes anglais dans le discours, qui est une pratique qui s'est renforcée depuis une quinzaine d'années, revêt une dimension idéologique, dans la mesure où son objectif est d'exprimer la modernité et l'internationalité en évitant l'usage de la langue maternelle[18].
+
+Un certain nombre de multinationales ont refusé l'hégémonie de l'anglais comme l'illustrent les propos de Jean-François Dehecq, PDG de Sanofi Aventis, tenus lors d'un entretien accordé au journal L'Expansion (27 juin 2005) qui lui avait demandé quelle était la langue utilisée dans son groupe, celui-ci répondit : « Ce n’est sûrement pas l’anglais. Une multinationale est une entreprise dans laquelle chacun peut parler sa langue. Dans une réunion, c’est du cerveau des gens dont on a besoin. Si vous les obligez à parler anglais, les Anglo-Saxons arrivent avec 100 % de leurs capacités, les gens qui parlent très bien, avec 50 %, et la majorité, avec 10 %. À vouloir tous être anglo-saxons, il ne faut pas s’étonner que ce soient les Anglo-Saxons qui gagnent ».
+
+L'emploi de mots anglais est notable dans des secteurs comme l'informatique, les télécommunications comme le fut (et l'est toujours, d'ailleurs) l'italien pour la musique classique. Mais les nouvelles technologies (DVD multi-langues, mondialisation de l'internet) et l'adaptation des entreprises à leurs clients (CNN diffusant en plusieurs langues, Microsoft fabriquant le logiciel Windows en plusieurs langues) ont porté un coup relatif à cette domination de l'anglais. L'anglais est depuis 1951 la langue utilisée dans l'aviation, sur décision de l'OACI. De plus en plus de travaux de recherches scientifiques (thèses, études, etc.) sont rédigés en anglais ou font l'objet d'une traduction dans cette langue.
+
+Dans certains États non anglophones, l'anglais est devenu langue officielle dans une partie de l'enseignement supérieur. En Suisse, l'anglais est devenu une langue d'enseignement pour certains cours spécifiques, principalement dans des facultés scientifiques et techniques au niveau du Master universitaire. Les langues d'enseignement demeurent toutefois très largement les langues nationales officielles qui ont cours en Suisse, à savoir l'allemand, le français ou l'italien[19].
+
+Au cours du XXe siècle, l'anglais a acquis dans le monde la place de la langue la plus fréquemment utilisée dans les rencontres internationales, même si le multilinguisme reste la norme. Alors que le français était jusqu'à la Première Guerre mondiale la langue privilégiée des relations diplomatiques et des relations contractuelles, l'importance croissante des États anglophones dans les relations internationales a favorisé l'emploi de l'anglais au détriment du français ou de l'allemand.
+
+L'anglais est la seconde langue, officielle ou de facto, de très nombreux États, dont certains à forte croissance démographique (comme le Nigeria ou l'Ouganda). C'est la langue étrangère la plus apprise au monde, avec un nombre toujours croissant d'apprenants[Note 2].
+
+Certains chercheurs[réf. nécessaire] s'inquiètent du risque d'évolution non maîtrisée de la langue (changement de sens des mots, simplifications grammaticales, modification de la prononciation) en constatant le poids croissant du nombre de locuteurs ne maîtrisant que peu ou mal la langue par rapport au nombre de locuteurs instruits ayant l'anglais pour langue maternelle.
+
+Selon le service de la recherche pédagogique de Hanovre, il existe un décalage important dans l'apprentissage de l'anglais comme seconde langue entre le niveau qu'estiment posséder les utilisateurs et leur véritable maîtrise. Ainsi, il a été demandé à des élèves qui pratiquaient depuis 8 à 10 ans d'estimer leur niveau de compétence : 34 % ont répondu « très bien », 38 % ont répondu « bien » ; en revanche, à la suite d'un test d'évaluation on s'est rendu compte que seulement 1 % des étudiants maîtrisaient très bien l'anglais, et seulement 4 % le maîtrisaient bien[20],[21].
+
+Dans le cadre d’une étude réalisée en 2000 et publiée dans le numéro 26-27, 2002, de Läkartidningen, revue spécialisée destinée aux médecins suédois, 111 médecins généralistes danois, suédois et norvégiens ont lu le même article synoptique pendant 10 minutes. La moitié l’a lu dans sa langue maternelle, l’autre moitié en anglais. Des questions étaient posées tout de suite après la lecture. En général, tous les médecins danois, norvégiens et suédois sont relativement à l’aise avec la langue anglaise grâce à l’enseignement reçu à l’école et grâce également à la télévision, au cinéma et aux chansons. De plus, leur langue est apparentée à l’anglais. Ils lisent également des ouvrages d’études en anglais, sont abonnés à des revues médicales en anglais. Dans le cadre de cette étude, les médecins avaient indiqué qu’ils comprenaient tous l’anglais. 42 % d’entre eux avaient même signalé qu’ils lisaient chaque semaine des communiqués en anglais. Cette étude a révélé que les médecins qui avaient lu le texte en anglais avaient perdu 25 % des informations par rapport au même texte lu dans leur langue maternelle.
+
+Dans un discours prononcé aux États-Unis en 2000, Margaret Thatcher liait la domination de l'anglais à la domination politique et économique de ce pays[22] : « Au XXIe siècle, le pouvoir dominant est l'Amérique, le langage dominant est l'anglais, le modèle économique dominant est le capitalisme anglo-saxon »[23].
+On peut d'ailleurs noter qu'en 2005 les États-Unis se sont vigoureusement opposés à l'adoption par l'Unesco de la convention sur la diversité culturelle[24]. Ceci semble révéler une volonté d'imposer l'anglais au niveau international.
+
+Certains chercheurs dénoncent cette domination croissante[25], qu'ils qualifient d'impérialisme linguistique[Note 3], et les risques qui, selon eux, peuvent en découler, notamment le risque d'hégémonie (l'anglais prend la place d'autres langues) ou de sélection sociale (il faut parler anglais pour faire partie de l'élite).
+
+C'est dans cette perspective qu'est décerné en France le prix de la carpette anglaise destiné à critiquer les personnalités françaises ayant mis un zèle particulier dans l'emploi injustifié de l'anglais. Ainsi en 1999, Louis Schweitzer, l’ex-PDG de Renault, avait reçu ce prix pour avoir décidé que les communications entre les cadres de sa multinationale se feraient exclusivement en anglais. Cependant en avril 2001, l’AFP informait qu’il abandonnait cette voie et reconnaissait que l'anglais fut plus un handicap qu'une aide : « La langue a été une difficulté un peu supérieure à ce que nous pensions. Nous avions choisi l’anglais comme langue de l’alliance mais cela s’est avéré un handicap avec un rendement réduit de part et d’autre ».
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+En particulier depuis le 1er mai 2008, le Protocole de Londres impose de connaître l'anglais ou l'allemand pour ne pas enfreindre la loi sur les brevets[réf. nécessaire], ce qui contreviendrait à la constitution française qui définit le français comme langue nationale.
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+Il existe des études, telles le rapport Grin, qui cherchent à quantifier cette influence et à évaluer certaines solutions alternatives dans le cadre de la politique linguistique de l'Union Européenne.
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+L'importance prise par l'anglais américain traduit la puissance économique et politique des États-Unis, et leur influence dans le monde, bien plus que celle du Royaume-Uni, berceau de la langue anglaise. Elle s'accompagne plus généralement d'une influence socioculturelle, qui s'exerce, outre la langue, par l'apprentissage de codes sociaux et par le cinéma[26]. Elle peut ainsi avoir un impact non négligeable sur les modes de vie des pays non anglophones, au travers du phénomène d'américanisation[Note 4].
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+L'anglais utilise l'alphabet latin (avec, anciennement, des lettres comme ð ou þ ; voir l'histoire de la langue anglaise). Il n'utilise des signes diacritiques que pour écrire les mots d'origine étrangère ; toutefois le tréma est utilisé dans certains textes pour indiquer qu'une deuxième voyelle ne fait pas partie d'un digramme. Par exemple, on trouve parfois coöperate, bien que les graphies cooperate ou co-operate soient plus fréquentes[27].
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+Son orthographe découle d'un long processus historique et il n'y a souvent plus de correspondance exacte entre celle-ci et la prononciation actuelle.
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+À partir du XVIe siècle plusieurs personnes ont proposé de simplifier l’orthographe de l’anglais[28] ; quelques-unes, dont Benjamin Franklin[29] et George Bernard Shaw, ont même proposé une écriture phonétique, mais sans succès. Le mot fictif ghoti qui se prononce comme le français « fiche » a été utilisé comme exemple de l’inadéquation de l’orthographe actuelle.
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+Les symboles dans la liste ci-dessous sont ceux de l'alphabet phonétique international tels qu'ils sont utilisés pour la transcription de l'anglais (sauf aux États-Unis) par la plupart des dictionnaires, spécialisés ou non, depuis la fin des années 1970.
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+Les séquences appelées triphtongues sont en fait quelquefois constituées de deux syllabes : à savoir une diphtongue suivie de /ə/.
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+Le tableau ci-dessous présente le système des consonnes de l'anglais avec les symboles de l'alphabet phonétique international (API).
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+Lorsqu'une case contient deux sons, celui du haut est « sourd » ou « non-voisé », celui du bas est « sonore » ou « voisé ».
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+Selon Jean-Pierre Cléro[30] et Sandra Laugier, certaines caractéristiques de la grammaire anglaise, correspondant à un refus des constructions linguistiques issues de la spéculation philosophique et à la préférence pour la langue ordinaire, rendent cette langue souvent difficile à traduire. Cette intraduisibilité (en particulier vers le français), qui joue un rôle crucial dans le processus d'universalisation d'une langue apparemment simple et universelle, peut être structurée autour de quelques points majeurs[31].
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+Ces possibilités favoriseraient un langage philosophique stylistiquement neutre et apparemment traduisible de façon transparente. En réalité, la nécessité d'utiliser des constructions plus lourdes pour la traduction encourage à écrire directement en anglais pour éviter l'emploi d'un vernaculaire technique indigeste. C'est ainsi son intraduisibilité, et non sa transparence, qui favorise l'universalisation de l'anglais.
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+Contrairement à d’autres langues, il n'existe pas d’organisme qui recense officiellement les mots anglais. Comme par ailleurs l’importance actuelle de cette langue dans la recherche scientifique fait que de nombreux mots sont créés tous les jours (certains promis à une large diffusion, d’autres restant d’usage confidentiel), il n’existe pas de liste complète. Le dictionnaire Oxford English Dictionary, un des plus complets, recense plus de 600 000 entrées, y compris des mots désuets, des mots techniques et des mots de dialectes locaux. Ce nombre semble confirmé par le Webster's Third New International, qui recensait 450 000 mots en 1961. Cependant, leurs entrées ne coïncident pas entièrement et on estime qu’en les combinant on atteindrait 750 000 mots, total qui est supérieur à celui constaté dans d'autres langues[36].
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+Cette large base lexicale provient en grande partie de l'emprunt par l'anglais, à partir de la conquête normande, de nombreux mots franco-normands. On a pu estimer qu'au XIIIe siècle 10 000 de ces mots environ avaient été importés[37]. Souvent, ils dupliquaient les mots d'origine anglo-saxonne déjà existants : dans certains cas, l'un des deux mots supplanta l'autre, alors que dans de nombreux autres cas les deux continuèrent à coexister, amenant à une juxtaposition de mots différents relatifs à une même notion mais avec des sens légèrement différents. Ainsi, à côté de house, mot d'origine germanique (à rapprocher de l'allemand Haus), qui signifie « maison », on trouve mansion, mot d'origine franco-normande qui désigne une « grande demeure », un « manoir »[37], ou encore freedom et liberty, deux mots très proches, le premier ayant un sens général et le second faisant référence à un système politique de droits et de devoirs[38]. De même, on trouvera des paires de mots issues de groupes linguistiques différents, telles que moon et lunar, tooth et dentist, weapon et armament.
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+En 1973, Thomas Finkenstaedt et Dieter Wolff, en se basant sur les 80 000 mots du Shorter Oxford Dictionary (3e édition), ont établi dans Ordered Profusion la répartition suivante[39]:
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+Ces estimations doivent être prises avec beaucoup de prudence car de nombreux mots sont entrés dans l'anglais par l'intermédiaire d'une autre langue (par exemple des mots latins via le franco-normand). Ces problèmes de définition conduisent à des appréciations différentes. Ainsi la linguiste française Henriette Walter affirme de son côté que plus des deux tiers des mots anglais sont d'origine française, alors que les emprunts du français à l'anglais ne dépassent guère plus de 4 %[40]. L'abondance de termes, même courants, issus du français explique qu'une bonne partie du vocabulaire soit plus accessible aux francophones qu'aux locuteurs de langues pourtant germaniques comme le néerlandais, l'allemand ou les langues scandinaves. On compte des mots tirés de l'ancien français (enjoy, challenge, bacon), mais aussi du français moderne voire contemporain (façade, restaurant, encore). Certains mots ont même été empruntés puis réempruntés : « challenge » est un mot français d'origine anglaise (a challenge), issu lui-même de l'ancien français chalenge[41] ; bacon également, sorti de l'usage du français au XVIe siècle et revenu « fumé » d'outre-Manche à la fin du XIXe siècle[42], etc. Selon Melvyn Bragg, auteur de The Adventure of English, l'anglais qui comptait avant l'invasion normande de 1066 quelque 25 000 à 30 000 mots, s'est enrichi au cours des deux à trois siècles suivants d'environ 10 000 à 12 000 mots d'origine française[43].
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+À noter donc un nombre considérable d'emprunts au français qui ont conservé leur orthographe d'origine (justice, miracle, date, silence, machine, regret, surprise, empire, queue, table, intelligent, centre, force, science, nature, portrait, culture, point, royal, image, attention, lion, double, muscle, message, amusement, secret, prairie, journal, saint, page, police...)[44] mais sont prononcés différemment ; également un très grand nombre de mots issus de l'ancien français qui sont restés tels quels en anglais comme chief[45] (devenu chef en français moderne), isle[46] (devenu île) ou encore forest[47] (devenu forêt), hospital[48] (devenu hôpital), ainsi que quest[49], conquest, request, tempest[50], arrest[51] qui ont perdu le « s » en français moderne, « remplacé » par un accent circonflexe ; mais aussi people, issu de l'une des variantes en ancien français (et normand)[52] du mot peuple[53].
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+On peut également évoquer la présence dans la langue anglaise de termes provenant du français mais qui ont cependant disparu de celui-ci alors qu'il évoluait, comme le mot fame[54] signifiant « célébrité », qui n'existe plus en français moderne tout en demeurant présent dans l'adjectif fameux, dont le sens a peu à peu évolué, ou comme quiet[55], disparu du français moderne, tout en y perdurant aux travers du nom quiétude, de son contraire inquiet et du nom dérivé inquiétude. Enfin, notons que de très nombreux verbes anglais sont issus (ou dérivent) du français comme to change, to charge, to employ, to declare, to envoy, to maintain, to claim, to imagine[56], etc. Et des mots décrits comme anglais ne sont parfois que des termes issus du fran��ais lui revenant, à l'image du mot sport, provenant en fait de l'ancien français desport[57] ou encore suspense, issu de l'anglo-français suspens[58] (comme dans en suspens), lui-même provenant du vieux français sospense signifiant « report », « ajournement », « suspension ».
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+Le Français recèle des mots d'origine germanique (francique). Dans le cas du normand viennent se surajouter des termes d'origine scandinave. Ainsi, paradoxalement, nombre de mots anglais issus du normand ou du français sont d'origine germanique, bien qu'ils aient une apparence latine (voir list of English Latinates of Germanic origin (en)).
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+L'apport du vieux norrois, consécutif aux raids et aux peuplements vikings ayant eu lieu de la fin du VIIIe siècle à la fin du Xe siècle, est assez faible numériquement mais a donné à l'anglais moderne certains de ses mots les plus courants : skirt, sky, skin, both, same, get, again, cake, knife, etc[59] et a influencé la phonétique, par exemple : give au lieu de ġi(e)f-an (ġ = y), sister au lieu du vieil anglais sweoster[60].
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+Les emprunts aux langues celtiques sont extrêmement peu nombreux : David Crystal estime qu'ils ne dépassent pas deux douzaines, ce qui est curieux s'il est vrai que ces langues dominaient les îles Britanniques avant l'arrivée des Saxons. Quelques mots subsistent en anglais moderne, comme crag (rocher) ou galore (en abondance), parfois dans des dialectes régionaux et surtout dans des noms de lieux (London, Thames, Kent). On retrouve des racines celtes comme bre et pen (colline), coombe ou combe (vallée), tor (rocher) (dans Torquay), don (rivière) (dans Doncaster), etc.[61].
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+Bien que l'anglais ait absorbé de nombreux mots d'origine étrangère, le cœur du lexique reste anglo-saxon : les 100 premiers mots du Corpus d'anglais américain de l'université Brown, assemblé dans les années 1960, sont anglo-saxons. Les mots les plus courants de la langue anglaise (mots grammaticaux comme in, the, be, ou lexicaux comme father, love, name, etc.) sont des mots d'origine anglo-saxonne[62].
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+Sur les autres projets Wikimedia :

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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.
+
+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.
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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.
+
+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).
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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].
+
+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.
+
+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.
+
+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).
+
+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.
+
+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.
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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.
+
+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.
+
+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 :
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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].
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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.
+
+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/2451.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.
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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].
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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.
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+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.
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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].
+
+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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
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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].
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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.
+
+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/2452.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].
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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.
+
+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.
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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.
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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.
+
+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/2453.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.
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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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
+
+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.
+
+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/2454.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.
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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].
+
+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].
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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.
+
+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.
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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/2455.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.
+
+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.
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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.
+
+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.
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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.
+
+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.
+
+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.
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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.
+
+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.
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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/2456.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].
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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.
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+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.
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+Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis les observatoires au sol.
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+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.
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+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.
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+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.
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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.
+
+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.
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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.
+
+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].
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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.
+
+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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