\chapter{Organisation de la matière dans l'univers}

Dans le descriptif de certains particules à venir je parlerai des antiparticules pour les composants de base de la matière. Ce n'est pas au programme bien évidemment mais il est bon de savoir qu'autant la matière existe, autant l'antimatière aussi. Elle n'a rien de magique ou de mystérieux, c'est simplement des particules de même masse mais de charge électrique contraire : si une particule est électriquement positive, son antiparticule est quasi-identique, la différence est que cette antiparticule est électriquement négative.

Particules et antiparticules sont tirées bien sûr du \emph{modèle standard} de la physique.

\section{À l'échelle atomique}

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{echelle-nanoscopique}
\includegraphics[scale=0.5]{echelle-nanoscopique.png}
\caption{En jaune, le domaine de l'échelle nanoscopique étudié}
\end{center}
\end{figure}

Les prochains paragraphes traitent de ce qui est à l'intérieur de l'atome et jusqu'aux molécules, couvrant ainsi une échelle allant de \SI{e-15}{\meter} à \SI{e-9}{\meter}, c'est-à-dire couvrant de la taille des nucléons à la taille de molécules courantes de taille moyenne allant de deux atomes à deux ou trois dizaines d'atomes. Le programme officiel demande de s'arrêter à une vision simple de l'atome : un noyau avec protons et neutrons, des électrons tournant autour (pas de couches électroniques ni d'orbitales atomiques ou moléculaires\footnote{Après le bac vous étudierez les atomes avec une vision quantique introduisant des fonctions d'ondes et une représentation orbitale des atomes avec des formes étonnantes vues dans la figure \vref{atomes-specifiques}}), la représentation et la notation de molécules et d'atomes simples.

%	Insertion de web-image sur l'image actuelle d'un atome avec orbitales etc...	

\subsection{Les nucléons au c\oe{}ur du noyau atomique} \label{nucleons}

\begin{quotation}
	\textbf{Par définition, les nucléons sont les particules présentes dans le noyau d'un atome. On en compte deux (au cycle 4) : le proton et le neutron.}
\end{quotation}

Le noyau d'un atome s'étend de l'ordre de grandeur de \SI{e-15}{\meter} jusqu'à \SI{e-13}{\meter} pour les noyaux les plus lourds. Il est composé de diverses particules que vous verrez dans ce document un peu plus loin. Autour de ce noyau se trouvent les électrons. Le noyau contient deux sortes de particules :

\begin{itemize}
  \item \textbf{le neutron}. Il est noté «~n~». C'est une particule électriquement neutre placée dans le noyau atomique. Il n'a aucune charge électrique globale, il est donc neutre d'où son nom.
  \item \textbf{le proton}. Il est noté «~p\textsuperscript{+}~». C'est une particule de charge électrique positive. Elle est présente aussi dans le noyau.
\end{itemize}

L'addition de tous les neutrons et de tous les protons présents dans un noyau donne le nombre de nucléons\footnote{Les nucléons sont les neutrons et / ou les protons.}, que l'on appelle également nombre de masse, noté \emph{A}. Par exemple, dans l'atome de Lithium \isotope[7][3]{Li}, il y a 3 protons et 4 neutrons, donc $ 3 + 4 = 7 $ nucléons dans ce noyau.

\subsubsection{le proton p\textsuperscript{+} } \label{proton}

Le proton est l'un des nucléons. La masse d'un proton est ${m}_{{p}^{+}} = \SI{1,672 649e-27}{\kilo\gram}$ et sa charge électrique, notée $+e$, vaut \SI{+ 1,602 176 565e-19}{\coulomb}\footnote{Le Coulomb (\si{\coulomb}) est l'unité de charge électrique \emph{notée habituellement Q}. Grâce à lui, on peut définir l'intensité du courant électrique par la relation $\SI{1}{\coulomb}=\SI{1}{\ampere}\times\SI{1}{\second}$}. La durée de vie du proton est infinie en théorie car c'est une particule stable, ou de l'ordre de ${ {10}^{34} }$ ans. Les mesures ont montré une durée de vie ${ > {5,9} \times {10}^{33} }$ ans. Cette particule fût prédite par William Prout en 1816 mais découverte réellement par Ernest Rutherford en 1919.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
%\label{}
\includegraphics[scale=0.4]{img-proton-quarks.png}
\caption{\label{fig:proton-quarks}Le proton tel que vous le verrez au cycle 5 et suivants avec ses deux quarks Up et son quark Down}
\end{center}
\end{figure}

Dans la figure~\vref{fig:proton-quarks}, le proton est la sphère de couleur grise délimitée par le cercle gris un peu plus prononcé. Il se compose de particules appelées quarks\footnote{Les quarks sont des particules subatomiques que vous verrez en terminale S ou après, il en existe 6 : Up, Down, Strange, Charm, Top (ou Truth), Bottom (ou Beauty), voir la page wikipedia consacrée à ces particules : \url{https://fr.wikipedia.org/wiki/Quark}.} qui sont de couleurs différentes pour des raisons liées au fait que chaque quark a une couleur différente mais vu de l'extérieur (si on peut dire) c'est une particule «~blanche~» qui est vue, aussi, pour obtenir du blanc il faut la même quantité de rouge, de vert et de bleu en synthèse additive des couleurs. (voir (ajouter référence du paragraphe sur la synthèse additive des couleurs)). 

Pour résumer, la carte d'identité du proton se trouve dans le tableau~\vref{tab:DNI-proton}.

\begin{table}[!htbp] 
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\begin{center}
\begin{tabular}{| m{10em} m{24em} |}
	\hline
	\textbf{Information} & \textbf{valeur et unité} \\
	\hline\hline
	Nom de particule & Proton \\
	\hline
	Famille & Fermions, groupe des Baryons (nucléons) \\
	\hline
	Antiparticule & Antiproton \\
	\hline
	Masse & \SI{1.672649e-27}{\kilo\gram} \\
	\hline
	Charge électrique & $+e = \SI{1,602 176 565e-19}{\coulomb}$\\
	\hline
	Durée de vie & En théorie infinie ou $\approx \num{e34}$ ans, les expériences montrent que la durée est $ > \num{5,9e33}$ ans. \\
	\hline
	Prédicteur & William Prout 1816 \\
	\hline
	Découvreur & Ernest Rutherford 1919 \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab:DNI-proton}La carte d'identité du proton}
\end{center}
\end{table}

Il est intéressant de noter deux points : la durée de vie exceptionnellement longue des protons (qui font partie des particules nées quelques fractions de secondes après le big bang) ce qui fait que les atomes qui vous composent ont déjà un âge gigantesque ! L'autre point intéressant est l'écart entre une prédiction théorique (1816) et la découverte expérimentale (1919), il correspond aux écarts observés au XIX\ieme{} siècle. Ces écarts ont ensuite un peu réduit par la suite (vous allez le voir avec le cas du neutron) même si l'on a eu des écarts du même ordre avec par exemple le boson de Higgs.

\subsubsection{le neutron n} \label{neutron}

La masse d'un neutron est $m_n = \SI{1,67493e-27}{\kilo\gram}$. Cette particule est électriquement neutre. Sa durée de vie est de \SI{880.3}{\second} seulement. Il a été prédit par Ernest Rutherford en 1920 mais c'est à James Chadwick qu'on lui doit sa réelle découverte en 1932. Il fait partie de la même famille que le proton, à savoir les Baryons (nucléons).

\begin{figure}[H]
\begin{center}
%\label{}
\includegraphics[scale=0.4]{img-neutron-quarks.png}
\caption{\label{fig:neutron-quarks}Le neutron tel que vous le verrez au cycle 5 et suivants avec ses deux quarks Down et son quark Up}
\end{center}
\end{figure}

Pour résumer, la carte d'identité du neutron se trouve dans le tableau~\vref{tab:DNI-neutron}.

\begin{table}[!htbp]
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\begin{center}
\begin{tabular}{| m{10em} m{24em} |}
	\hline
	\textbf{Information} & \textbf{valeur et unité} \\
	\hline\hline
	Nom de particule & Neutron \\
	\hline
	Famille & Fermions, groupe des Baryons (nucléons) \\
	\hline
	Antiparticule & Antineutron \\
	\hline
	Masse & \SI{1.64993e-27}{\kilo\gram}\\
	\hline
	Charge électrique & \SI{0}{\coulomb} (le neutron est\dots{} neutre !)\\
	\hline
	Durée de vie & \SI{880.3}{\second} $\pm$ \SI{1.1}{\second} \\
	\hline
	Prédicteur & Ernest Rutherford 1920 \\
	\hline
	Découvreur & James Chadwick 1932 \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab:DNI-neutron}La carte d'identité du neutron}
\end{center}
\end{table}

\subsection{L'électron ${\overline{e}}$ } \label{electron}

\textbf{L'électron (noté ${\overline{e}}$ ou $\beta^-$ pour les électrons issus d'une décomposition radioactive) est une particule de charge électrique négative.} Elle tourne autour du noyau à de très grandes vitesses. La charge électrique d'un électron est notée $-e$. Sa valeur est $-e = \SI{-1.602 176 565e-19}{\coulomb}$. Sa masse vaut $m_{\overline{e}} = \SI{9,109e-31}{\kilo\gram}$. Sa durée de vie est quant à elle supérieure à \SI{2,1e36}{\second}. Cette particule a été identifiée par J.~J.~Thomson en 1897 mais prédite par Richard Laming en 1838 et 1851. Cette particule fait partie d'une famille différente de celle des neutrons et protons (c'est-à-dire des baryons), elle fait partie des leptons dans le modèle standard des particules de la physique moderne.

\begin{quotation}
	Notez une chose très importante : \textbf{La charge électrique d'un proton et la charge électrique d'un électron s'annulent parfaitement} : $(+e) + (-e) = 0$.
\end{quotation}

Pour résumer, la carte d'identité de l'électron se trouve dans le tableau~\vref{tab:DNI-electron}.

\begin{table}[!htbp]
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\begin{center}
\begin{tabular}{| m{10em} m{24em} |}
	\hline
	\textbf{Information} & \textbf{valeur et unité} \\
	\hline\hline
	Nom de particule & Électron \\
	\hline
	Famille & Fermions, groupe des Leptons \\
	\hline
	Anti-particule & positron \\
	\hline
	Masse & \SI{9,109 383 56e-31}{\kilo\gram} \\
	\hline
	Charge électrique & $-e \SI{-1,602 176 565e-19}{\coulomb}$\\
	\hline
	Durée de vie & $> \SI{2,1e36}{\second}$ (soit plus que l'âge de l'univers)\\
	\hline
	Prédicteur & Richard Laming en 1838 et 1851 \\
	\hline
	Découvreur & Joseph John Thomson en 1897 \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab:DNI-electron}La carte d'identité de l'électron}
\end{center}
\end{table}

\subsection{L'atome} \label{atome}

Pour faire simple, les atomes sont de forme sphérique (plus tard vous verrez que c'est plus compliqué). Au centre de l'atome se trouve le noyau, de charge électrique positive. Le noyau représente plus de 99\% de la masse d'un atome. Ce noyau contient un certain nombre de neutrons et un certain nombre $Z$ de protons. $Z$ est appelé \emph{numéro atomique}.

Un atome possède aussi des électrons (de charges négatives) qui tournent autour du noyau. Comme un atome est globalement \textbf{électriquement neutre},  il possède le même nombre de protons et de neutrons.

Ont été identifiées ou créées actuellement 118 familles d'atomes. Une famille d'atomes identiques s'appelle \textbf{un élément chimique}, c'est pour cela que l'on parle de 118 éléments chimiques. Ces éléments chimiques sont rangés dans un tableau dit tableau périodique des éléments\footnote{Le tableau des éléments est aussi appelé tableau périodique de \textsc{Mendeleiev} en l'honneur des travaux du savant russe Dmitri Ivanovitch \textsc{Mendeleiev} qui vers la fin du XIX\ieme{} siècle a eu l'idée de ranger les éléments chimiques par masse croissante en ligne et en descendant mais aussi par propriétés chimiques identiques en colonnes. À son époque le tableau était très incomplet mais, par ce génial classement il avait prédit les propriétés de certains éléments manquant dans les cases, 15 ou 20 ans avant leurs découvertes réelles. Cet exploit a entériné ce rangement comme étant pertinent, ce qui fait que même aujourd'hui avec 118 éléments, on le conserve encore. Il est périodique car chaque ligne représente une période, et les atomes suivent la même évolution dans leurs différentes propriétés. Les atomes d'une même rangée possèdent des propriétés chimiques identiques ou quasi-identiques.}.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{img-tab-elements}
	\includegraphics[scale=0.45]{tableau-elements.png}
\caption{Le tableau périodique des éléments en Juillet 2018.}
\end{center}
\end{figure}

On peut représenter un atome de trois façons différentes : par son nom, par son symbole chimique ou par son modèle. Le modèle est une boule de couleur qui sert à modéliser (visualiser) la molécule. Le symbole chimique est le symbole qui apparaît dans le tableau périodique. Un symbole chimique commence \emph{toujours} par une majuscule. Les lettres utilisées pour former le symbole viennent du nom latin (ou latinisé) de l'élément chimique en utilisant la première lettre en majuscule et la suivante en minuscule choisie parmi la 2\ieme{}, la 3\ieme{} ou la 4\ieme{} lettre du nom latin.

\begin{table}[H]
\begin{center}
%\label{texte du label}
\begin{tabular}{| m{5em} m{5em} m{5em} |}
	\hline
	Carbone & C & \includegraphics[scale=0.35]{img-atome-carbone.png} \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{L'élément Carbone représenté par nom, symbole et modèle.}
\end{center}
\end{table}

Dans l'histoire des sciences, depuis la Grèce antique il y a eu plusieurs images de l'atome. Les différentes visions de l'atome sont le reflet des sociétés où elles ont été trouvées même si le génie des savants et leur imagination anticonformiste parfois fait que ces images bousculent les idées répandues à leur époque. Tout anticonformistes qu'ils soient à leur époque, ces modèles obéissent cependant à une règle inviolable : ils doivent être confirmés par des résultats expérimentaux pour être validés. Le modèle qui est présenté est passé d'un grain de matière avec ou sans crochets à des boules puis des boules avec un des petites boules délocalisées puis centrées dans un noyau d'abord plein puis vide pour finir par des modèles très évolués. Le modèle le plus récent n'est d'ailleurs sûrement pas le dernier qui sera trouvé (espérons-le) car une expérience peut venir l'éprouver et le mettre en défaut.

La figure~\vref{fig:modeles_atome} montre quelques modèles de l'atome au fur et à mesure : des atomes crochus d'Empédocle au premier modèle du XVIII\ieme{} siècle, du modèle de textsc{Bohr} au modèle quantique, et jusqu'au modèle probabiliste.

\begin{figure}[!htbp]
\begin{center}
\label{atomes-specifiques}
	\includegraphics[scale=0.7]{img-modeles-historiq-atomes.png}
\caption{\label{fig:modeles_atome}Quelques modèles historiques de l'atome}
\end{center}
\end{figure}

%	un petit § sur l'histoire de l'atome.

\paragraph{À retenir :}
	\textbf{Un atome est l'élément stable de base de la matière. Il possède un noyau avec protons positifs et neutrons neutres et des électrons négatifs qui tournent autour du noyau. Dans tous les cas, un atome est GLOBALEMENT NEUTRE.}

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{atome-berylium-exemple}
\includegraphics[scale=0.45]{img-atom-Be.png}
\caption{\label{fig:atome_beryllium}Un exemple d'atome dans le modèle présenté cette année : le Béryllium \textit{Be}.}
\end{center}
\end{figure}

L'atome de Béryllium (Be) possède quatre protons $\oplus$, 4 électrons $ \overline{e}$ et 3 neutrons n (figure~\vref{fig:atome_beryllium}). Le tableau~\vref{tab:elem-chimiq} vous donne la composition plus complète de quelques éléments et atomes vues au cours du cycle 4.
 
\begin{table}[!htbp]
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\begin{center}
	\begin{tabular}{| m{5em} |m{5em} |m{3em} |m{4em}| m{3em} |m{6em}| m{8em} |}
	\hline
	Nom de l'atome & symbole atomique & nombre de ${{p}^{+}}$ & charge du noyau & nombre d'${\overline{e}}$ & charge nuage d'électrons & charge globale\\
	\hline\hline
	Hydrogène & H & 1 & +1 e & 1 & -1 e & 1 e + -1 e = 0 \\
	\hline
	Oxygène & O & 8 & +8 e & 8 & -8 e & 8 e + -8 e = 0\\
	\hline
	Azote & N & 7 & +7 e & 7 & -7 e & 7 e + - 7 e = 0\\
	\hline
	Fer & Fe & 26 & +26 e & 26  & -26 e & 26 e + -26 e = 0\\
	\hline
	Cuivre & Cu & 29 & +29 e & 29 & -29 e & 29 e + -29 e = 0\\
	\hline
	Aluminium & Al & 13 & +13 e & 13 & -13 e & 13 e + -13 e = 0\\
	\hline
	Zinc & Zn & 30 & +30 e & 30 & -30 e & 30 e + -30 e = 0\\
	\hline
	Argent & Ag & 47 & +47 e & 47 & -47 e & 47 e + -47 e = 0\\
	\hline
	Or & Au & 79 & +79 e & 79 & -79 e & 79 e + -79 e = 0\\
	\hline
	Phosphore & P & 15 & +15 e & 15 & -15 e & 15 e + -15 e = 0\\
	\hline
	Soufre & S & 16 & +16 e & 16 & -16 e & 16 e + -16 e = 0\\
	\hline
\end{tabular}
\end{center}
\caption{\label{tab:elem-chimiq}Tableau de quelques éléments chimiques}
\end{table}

\paragraph{Remarque} : en classe de seconde, vous aurez les 20 premiers atomes à connaître sur le bout des doigts tant dans leurs symboles que dans le nombre de protons, d'électrons et la façon dont les électrons s'organisent en couches électroniques\footnote{Les électrons sont répartis en plusieurs couches nommées K, L, M\dots{} la couche K peut contenir deux électrons, la couche L huit, etc. Vous verrez la règle dit de Pauli qui explique qu'en fonction du numéro de la couche (et en partant de zéro), le maximum d'électrons par couche s'obtient par ${{2 n}^{2}}$.}. \textit{Sauf si le programme du lycée change\dots{}}

\subsection{La molécule}
\label{molecule}

\textbf{Une molécule est un assemblage d'au moins deux atomes.} Il y a des molécules très petites composées de deux atomes, mais aussi des molécules très grandes comme les matières plastiques polymères ou la molécule d'ADN qui une fois dépliée peut arriver à faire \SI{0.5}{\centi\meter} de longueur (certes elle est tellement fine qu'on ne peut pas voir à l'\oe{}il nu).

% nécessité d'ajouter des entêtes spécifiques et une structure de type figure avec  une sous-structure de type subfigure.

Les deux tableaux~\vref{tab:modeles-molecules} et \vref{tab:modeles-molecules-grosses} montrent quelques molécules croisées lors de diverses activités en cycle 4 avec leurs trois façons d'être représentées.

\begin{table}[!htbp]
\begin{tabular}{c | c | c | c}
	dioxyde de carbone & eau & méthane & dioxygène \\
	\chemform{CO_2} & \chemform{H_2O} & \chemform{CH_4} & \chemform{O_2} \\
	\includegraphics[scale=0.5]{co2.png} & \includegraphics[scale=0.5]{h2o.png} & \includegraphics[scale=0.5]{CH4.png} &  \includegraphics[scale=0.5]{O2.png}\\
\end{tabular}
\caption{\label{tab:modeles-molecules}Quelques modèles moléculaires simples du cycle 4.}
\end{table}


\begin{table}[!htbp]
\begin{center}
\begin{tabular}{c | c | c}
	éthanol & butane & monoxyde de carbone\\
	\chemform{C_2H_6O} & \chemform{C_4H_{10}} & \chemform{CO} \\
	\includegraphics[scale=0.5]{CH3CH2OH.png} & \includegraphics[scale=0.5]{C4H10.png} & \includegraphics[scale=0.5]{CO.png}\\
\end{tabular}
\caption{\label{tab:modeles-molecules-grosses}Quelques autres molécules vues en cours et / ou nocives}
\end{center}
\end{table}

Vous aurez remarqué que dans les modèles, les atomes sont des boules colorées. Au cycle 4, on ne vous demandera pas de tracer les liaisons entre atomes et encore moins de savoir qu'il y a des liaisons simples, doubles ou triples (c'est réservé au lycée).

\subsubsection{Quelques molécules à connaître}

Voici une liste de molécules qui sont à connaître. Vous devez connaître au moins les deux premières colonnes. Pour le moment, on ne vous demande pas encore (mais dès le milieu de la classe de 2\up{de} cela vous sera demandé) pourquoi il y a parfois une, deux ou trois lignes.

Dans le tableau~\vref{tab-molecs-models-formules}, j'ai opté pour une représentation différente (en représentant par les modèles de \bsc{Lewis} simplifiés que vous utiliserez au lycée dès la classe de 2\up{de}).

\begin{table}[!htbp]
\renewcommand*{\arraystretch}{3}
\begin{center}
	\begin{tabular}{|m{9em}  |m{7em}| m{10em}|}
	\hline
	\textbf{Nom} & \textbf{Formule} & \textbf{Modèle} \\
	\hline\hline
	Dioxygène & \chemform{O_2} & \chemfig{O=O} \\
	\hline
	Dihydrogène & \chemform{H_2} & \chemfig{H-H} \\
	\hline
	Diazote & \chemform{N_2} & \chemfig{N~N} \\
	\hline
	Dioxyde de Carbone & \chemform{CO_2} & \chemfig{O=C=O} \\
	\hline
	Eau & \chemform{H_2O} & \chemfig{O(-[1]H)(-[3]H)} \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab-molecs-models-formules}Quelques molécules chimiques et leur modèle éclaté avec différentes liaisons entre atomes. 1}
\end{center}
\end{table}	


\begin{table}[!htbp]
\begin{center}
\label{tab-molecs-models-formules-liaisons}
	\begin{tabular}{m{7em} m{7em} m{15em}}
	\hline
	Méthane & \chemform{CH_4} & \chemfig{H-C(-[2]H)(-[6]H)-H} \\
	\hline
	Butane & \chemform{C_4H_{10}} & \chemfig{H-C(-[2]H)(-[6]H)-C(-[2]H)(-[6]H)-C(-[2]H)(-[6]H)-C(-[2]H)(-[6]H)-H} \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{Quelques molécules chimiques et leur modèle éclaté avec différentes liaisons entre atomes. 2}
\end{center}
\end{table}	

\subsubsection*{Un peu hors programme\dots{}}

\dots{}mais bon à savoir quand même pour votre culture générale. Ci-après les deux représentations montrent un tueur de masse, l'éthanol qui est appelé couramment «~alcool~» et qui se trouve dans toutes les boissons alcoolisées du commerce, quel que soit leur degré d'alcoolémie (leur quantité d'alcool) ou des bouteilles qui viennent d'un lointain passé faite par un bouilleur de crû. La réglementation est très sévère concernant la fabrication, la consommation et le transport de cette substance. Chaque année, entre accidents de la route (car l'alcool est l'un des facteurs le plus présent dans les accidents mortels routiers), violences (conjugales ou autres) et maladies liées à l'absorption d'éthanol, ce sont près de \num{49000} personnes en 2016 (chiffres de l'INSEE) qui en sont mortes.

\begin{table}[!htbp]
\begin{center}
\label{tab-molec-ethanol}
\begin{tabular}{c c}
	\chemfig{H-C(-[2]H)(-[6]H)-C(-[2]H)(-[6]H)-O(-[1]H)} & \includegraphics[scale=0.5]{CH3CH2OH.png} \\
\end{tabular}
\caption{La molécule d'éthanol dite alcool le tueur de masse.}
\end{center}
\end{table}

\subsection{Une nouvelle espèce chimique identifiée au XIX\ieme{} siècle : les ions} \label{sec:ions}

\subsubsection{Définition d'un ion}

\textbf{Un ion est un atome ou un morceau de molécule auquel on a ajouté ou auquel on a retiré un ou plusieurs électrons. Les ions peuvent être positifs ou négatifs, ils peuvent aussi être formés à partir d'un atome seul (ce sera un ion monoatomique) ou d'un groupe d'atomes (ce sera un ion polyatomique).}

Exemples d'ions : \hspace{5mm} \chemform{Cu^{2+}} \hspace{5mm} \chemform{SO_4^{2-}} \hspace{5mm} \chemform{NH_4^+} \hspace{5mm} \chemform{Cl^-}

\subsubsection{Les ions positifs ou cations}

Les cations sont des ions positifs car ils ont perdu un ou plusieurs électrons  par rapport à l'atome ou la molécule originelle. Ces ions sont suivis d'un \texttt{+} en exposant.

Exemples :
\begin{itemize}
	\item l'ion cuivre II \chemform{Cu^{2+}}. L'écriture montre que cet ion est issu d'un atome de cuivre \chemform{Cu}. Le \texttt{2+} signifie qu'il lui manque deux électrons car deux de ses protons n'ont pas leur charge électrique annulée par la présence d'un électron. La charge globale est donc positive, deux fois.
	\item l'ion sodium : \chemform{Na^+}. L'ion sodium (Natrium en latin) est issu d'un atome de sodium \chemform{Na}. Le \texttt{+} signifie qu'il lui manque un électron car un de ses protons n'a plus de charge électrique annulée par la présence de cet électron, la charge globale est donc positive.
\end{itemize}

\begin{figure}[!htbp]
\begin{center}
\begin{tabular}{c c}
	Atome de Béryllium \chemform{Be} & Ion Béryllium 2+  \chemform{Be^{2+}} \\
	\includegraphics[scale=0.5]{img-atom-Be.png} & \includegraphics[scale=0.5]{img-ion-Be2plus.png} \\
\end{tabular}
\caption{\label{fig:Be-Be2+}Tableau comparatif de l'atome de \chemform{Be} et de l'ion \chemform{Be^{2+}}}
\end{center}
\end{figure}

Dans la figure~\vref{fig:Be-Be2+}, par rapport à l'atome Be, l'ion \chemform{Be^{2+}} contient toujours quatre protons ($\oplus$) mais n'a plus que deux électrons ($\overline{e}$) : ${ 4\,\oplus + 2\,\overline{e} = 2\, \oplus }$ ce qui se traduit par le \texttt{2+} dans l'écriture \chemform{Be^{2+}}.

\subsubsection{Les ions négatifs ou anions}

Les anions sont des ions négatifs car ils ont gagné un électron ou des électrons par rapport à l'atome ou la molécule originelle. Ces ions sont suivis d'un \texttt{-} en exposant.

Exemples :
\begin{itemize}
	\item l'ion sulfate : \chemform{SO_4^{2-}}. L'ion sulfate est composé d'un atome de soufre (S) et de quatre atomes d'oxygène (\chemform{O_4}) et le \chemform{^{2-}} indique que ce groupe formé de cinq atomes a un ajout de deux électrons en trop. Cet ion est polyatomique ou moléculaire. Ces deux électrons n'ont pas de protons pour les annuler, aussi la charge globale est négative, deux fois.
	\item l'ion Chlorure : \chemform{Cl^-}. L'ion chlorure est constitué à partir d'un atome de Chlore (Cl). Cet atome se voit ajouté un électron supplémentaire, et on l'indique par la présence du symbole \chemform{^{-}} après le symbole. Cet électron supplémentaire n'a pas de proton qui va annuler sa charge, donc il y a une charge négative visible globalement. Cet ion est un ion monoatomique car fabriqué à partir d'un seul et unique atome.
\end{itemize}

\subsubsection{Les solutions ioniques et leurs propriétés}

Les substances ioniques viennent généralement d'un corps solide (une poudre appelée très souvent \emph{sels}). Ces substances étant des molécules avant d'être dissoutes, elles sont par définition globalement neutres. Du coup, quand ces molécules sont détruites pour former les ions, il se forme des ions positifs \emph{et} des ions négatifs en quantité suffisantes les uns par rapport aux autres de façon à ce que les charges électriques s'annulent si on les compte toutes. Aussi on en tire un principe fort qui est le principe \textbf{d'électroneutralité d'une solution ionique :}

\begin{quote}
	\textbf{toutes les solutions ioniques sont globalement neutres, l'addition de toutes les charges des ions positifs et négatifs s'y annulent.}
\end{quote}	

\paragraph{Conductivité des solutions ioniques}

Les solutions ioniques ont aussi d'autres propriétés : elles conduisent le courant électrique et provoquent aux électrodes des réactions d'oxydoréduction. Une expérience simple permet de vérifier la conductivité de ces solutions :

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.5]{exp-condu-sol-ioniq.png}
\caption{\label{fig:exp-condu-sol-ioniq}Expérience de conductivité pour les solutions ioniques.}
\end{center}
\end{figure}

Dans cette expérience, l'ampèremètre va indiquer une intensité différente de \SI{0}{\ampere}, ce qui sera signe du passage de courant électrique dans la solution ionique (figure~\vref{fig:exp-condu-sol-ioniq}). La conductivité  s'exprime en \si{\siemens/\meter}  (Siemens par mètre) et dépend de plusieurs facteurs : la nature du solvant, la température, la taille des ions, la concentration du soluté, etc.

\paragraph{Les ions se déplacent !}

Dans une solution ionique soumise à une tension électrique, on voit les ions migrer (lentement et subtilement), comme le montre l'expérience de la figure~\vref{fig:exp-migration}.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.5]{exp-migration-ions-tubeU.png}
\caption{\label{fig:exp-migration}Une expérience de migration ionique dans un tube en U.}
\end{center}
\end{figure}

Dans cette expérience, les quatre ions étaient tous mélangés (violets et bleus avec le marron clair du gel agar-agar, qui est un gel végétal gélatineux, voir sur la figure~\vref{fig:exp-migration} à gauche de l'image) et après quelques minutes ou quelques heures d'exposition à une tension électrique faible, et l'aide d'acide sulfurique \chemform{H_2SO_4} pour assurer la conduction électrique, est observée une coloration à chaque extrémité des solutions. Du côté de l'électrode positive (à gauche) c'est la couleur orange qui est visible, donc les ions négatifs et du côté de l'électrode négative, ce sont les ions positifs qui sont perçus. (figure~\vref{fig:exp-migration} à droite de l'image).
\begin{quotation}
\textbf{Dans une migration ionique, les ions positifs sont attirés vers l'électrode négative et les ions négatifs sont attirés vers l'électrode positive.}
\end{quotation}

\subsubsection{Tests de reconnaissance des ions}

Pour reconnaître les ions dans une solution, on procède à un test de reconnaissance des ions. Ces manipulations sont basées sur un principe simple : certains ions sont incompatibles en solution. Dès qu'ils se rencontrent, on obtient un \textbf{précipité\footnote{Un précipité est une poudre solide en suspension d'aspect fin ou floconneux, qui s'utilise en chimie pour séparer des constituants ou pour reconnaître des substances par réaction de précipitation.} solide}. La couleur, l'aspect et les propriétés de ces précipités permettent de savoir quel est l'ion testé. La figure~\vref{fig:image-test-ions} montre une façon de procéder. Le tableau~\vref{tab:test-ions} donne la liste des tests vus au collège. Attention, certains précipités sont de la même couleur, donc pour eux le test de reconnaissance s'effectue en plusieurs étapes. Notez que l'on procède au test uniquement avec une petite partie de la solution d'origine, sinon toute la substance est perdue!

\begin{figure}[!htbp]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.75]{exp-test-ions.png}	
\caption{\label{fig:image-test-ions}Montage de test des ions.}
\end{center}
\end{figure}

\begin{table}[!htbp]
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\begin{tabular}{| m{7em} | m{8em} | m{26em} |}
    \hline
	\textbf{nom de l'ion} & \textbf{produit de test} & \textbf{résultat à observer} \\
	\hline\hline
	ion chlorure \chemform{Cl^-} & nitrate d'argent \chemform{AgNO_3} & on observe un précipité blanc de chlorure d'argent \chemform{AgCl} qui va griser s'il est exposé à une grosse quantité de lumière (particules d'argent \chemform{Ag} et présence de dichlore \chemform{Cl_2} qui peut être dangereux si la concentration est trop forte) \\
	\hline
	ion cuivre II\newline{} \chemform{Cu^{2+}} & hydroxyde de sodium \chemform{HO^-} & on observe un précipité bleu / bleu turquoise floconneux d'hydroxyde de cuivre \\
	\hline
	ion fer II \chemform{Fe^{2+}} & hydroxyde de sodium \chemform{HO^-} & on observe un précipité vert foncé ou vert morve d'hydroxyde de fer II à l'aspect floconneux qui vire à l'orange à la surface (contact avec le dioxygène de l'air) \\
	\hline
	ion fer III \chemform{Fe^{3+}} & hydroxyde de sodium \chemform{HO^-} & on observe un précipité orange--marron floconneux d'hydroxyde de fer III \\
	\hline
	ion zinc \chemform{Zn^{2+}} & hydroxyde de sodium \chemform{HO^-} & on observe précipité blanc floconneux d'hydroxyde de zinc qui reste stable même en ajoutant beaucoup d'hydroxyde de sodium en plus. \\
	\hline
	ion aluminium\newline{} \chemform{Al^{3+}} & hydroxyde de sodium \chemform{HO^-} & on observe un précipité blanc floconneux d'hydroxyde d'aluminium qui disparaît quand on ajoute plus d'hydroxyde de sodium \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab:test-ions}Quelques tests de reconnaissance d'ions}
\end{table}

Dans le cas de certains ions comme l'ion hydrogène aqueux ou l'ion hydroxyde (qui sont les \emph{signatures} des substances acides et des substances basiques), on n'utilisera pas un réactif de test mais un appareil de mesure comme le pH-mètre (tableau~\vref{tab:hydro-hydroxy})

\begin{table}[!htbp]
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\begin{center}
\begin{tabular}{|m{12em} | m{8em} | m{20em} |}
    \hline
	\textbf{nom de l'ion (aqueux)} & \textbf{méthode de test} & \textbf{résultat à observer} \\
	\hline\hline
	ion hydrogène (hydronium) \newline \chemform{H^+} (\chemform{H_3O^+}) & pHmètre & Le pHmètre doit indiquer un résultat inférieur strictement à 7. \\
	\hline
	ion hydroxyde \newline \chemform{HO^-} & pHmètre & Le pHmètre doit indiquer un résultat strictement supérieur à 7. \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab:hydro-hydroxy}Tableau récapitulatif des tests des ions \chemform{H^+} et \chemform{HO^-}.}
\end{center}
\end{table}
	
\section{À l'échelle humaine}

L'échelle humaine ira dans ce document de la taille d'un micromètre (mais en réalité d'un millimètre) à \SI{100}{\kilo\meter}, ce qui veut dire de \SI{e-6}{\meter} à \SI{e5}{\meter}. Ce sont des choses qui sont touchables avec vos mains, ou visibles à l'\oe{}il nu ou encore imaginables à votre âge. Ces choses font partie de notre quotidien et elles sont donc tout à fait représentables et facilement comparables les unes avec les autres.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{echelle-humaine}
\includegraphics[scale=0.5]{echelle-humaine.png}
\caption{L'échelle humaine en puissances de 10}
\end{center}
\end{figure}

\subsection{La notion de corps pur}

\begin{quotation}
	\textbf{Un corps est pur s'il n'est composé que d'atomes ou de molécules identiques. Extérieurement, il est homogène (mais pas forcément régulier) et ne montre pas de différences visibles (mais ce n'est pas une condition suffisante).}
\end{quotation}

Cela signifie que dès qu'une molécule \emph{différente} est présente et mélangée avec un groupe d'autres molécules identiques alors ce corps n'est plus pur. Notez qu'il est paradoxal de se placer à échelle nanoscopique pour décrire une notion à échelle humaine.

\subsubsection{La masse volumique d'un corps pur solide}
\label{masse-volumique}

\begin{quote}
	\textbf{La masse volumique ${{\rho}}$ d'un corps pur homogène est le rapport de sa masse $m$ par son volume $V$, ce qui se traduit par la formule mathématique suivante :}
\end{quote}

\begin{equation}
\boxed{ {\rho} = \dfrac{m}{V} }
\end{equation}

À partir du moment où un corps est pur et qu'il est homogène (c'est à dire sans bulles à l'intérieur par exemple), on peut le séparer des autres corps aussi en utilisant leur masse volumique et en utilisant la formule :

\begin{equation}
\boxed{ {m} = {\rho} \times {V} }
\end{equation}

Les unités de ces grandeurs ($m$, $\rho$ et $V$) sont différentes suivant que l'on est en chimie ou en physique. D'habitude, on exprimera les unités d'après celles écrites dans le tableau~\vref{tab:unit-mass-volq} (on peut en choisir d'autres, notamment en physique le gramme par centimètre cube \si{\gram/\centi\meter^3}).

\begin{table}[!htbp]
\begin{center}
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\begin{tabular}{| m{10em} | m{5em} | m{10em} | m{10em} |}
    \hline
	\textbf{Nom de la grandeur} & \textbf{lettre de la formule} & \textbf{unité en physique} & \textbf{unité en chimie} \\
	\hline\hline
	masse & m & kilogramme & gramme \\
	\hline
	volume & V & mètre-cube & Litre \\
	\hline
	masse volumique & ${ \rho }$ & kilogramme par mètre-cube  & gramme par litre \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab:unit-mass-volq}Les unités de masse volumique}
\end{center}
\end{table}

Notez que $\SI{1}{\kilo\gram/\liter} = \SI{1}{\gram/\milli\liter} = \SI{1}{\gram/\centi\meter^3}$. On peut aussi utiliser la masse volumique pour les liquides, mais par habitude on va lui associer la notion de \emph{densité}.

\subsubsection{La densité d'un liquide} \label{densite}

\begin{quote}
	\textbf{La densité d'un corps est le rapport de la masse volumique de ce corps par la masse volumique de l'eau. La densité se note souvent \emph{d} et n'a pas d'unité.}
\end{quote}

En effet la densité \emph{d} se calcule à partir de la masse volumique de la substance ${\rho}$ et de la masse volumique de l'eau ${{\rho}_\text{eau}}$ par la formule ${{d} = \rho \div \rho}_\text{\ eau}$. La chance est que la masse volumique de l'eau  ${{\rho}_\text{eau}} = \SI{1}{\gram/\liter}$. Ainsi, la densité $d$ est souvent assimilée directement à la masse volumique ${\rho}$ exprimée en gramme par litre \si{\gram/\liter}, ou ses équivalents, à savoir gramme par centimètre cube.

Si deux liquides ne se mélangent pas, la densité peut être utilisée pour les séparer dans une ampoule à décanter, et si un liquide A se place au dessus d'un liquide B, cela veut dire que la densité de A est plus faible que la densité de B.

\begin{table}[!htbp]
\begin{center}
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\setlength{\tabcolsep}{1cm}
%\label{texte du label}
\begin{tabular}{|c|c|}
	\hline
	\textbf{substance} & \textbf{densité} \\
	\hline\hline
	eau & 1.000 \\
	\hline
	ethanol (éthanol) & 0.789 \\
	\hline
	huile de colza & 0.916 \\
	\hline
	lait & 1,032 \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{ajouter ici la légende et y faire référence dans le texte}
\end{center}
\end{table}

Par exemple, le pétrole et l'eau ne sont pas miscibles (voir \vref{miscibilite}). En les mélangeant, on obtient deux phases (le pétrole sur l'eau) car la densité du pétrole est 0,85 et celle de l'eau est 1 pour l'eau douce et \num{1,025} en moyenne pour l'eau salée. C'est pour cela que lorsqu'un bateau transportant du pétrole coule ou bien fuit, les \emph{barrages} pour retenir le pétrole sont posés à la surface. C'est aussi pour cela qu'une marée noire est dangereuse : le pétrole à la surface va contaminer les oiseaux qui viennent à la surface de l'eau se nourrir, mais aussi le plancton qui sert de nourriture à beaucoup d'animaux marins, et par la même les contamine aussi. C'est aussi pour cela qu'on retrouve le pétrole sur les plages par la suite par le jeu de déplacement des marées.

\subsection{Les métaux} \label{metaux}

Dans le cadre du cours, les métaux ont été étudiés car ils possèdent des caractéristiques spéciales par rapport aux autres substances solides. Tous les métaux quand ils sont proprement brossés sont brillants à la surface, c'est un moyen de les reconnaître. De même, tous les métaux sont des conducteurs électriques et thermiques. À température ambiante, la quasi-totalité des métaux est à l'état solide (sauf le mercure \chemform{Hg} qui est à l'état liquide, d'où son utilisation il y a quelques dizaines d'années dans les thermomètres et il y a plus d'un siècle pour faire briller les chapeaux\footnote{l'utilisation des sels de mercure aurait inspiré le personnage du chapelier fou dans le roman de Lewis Caroll \emph{Alice au pays des merveilles}, car à l'époque les chapeliers utilisaient des sels de mercure pour faire briller les chapeaux. Les gens travaillant souvent \SI{16}{\hour} par jour 6 jours sur 7, les vapeurs de ces sels provoquaient à force la folie et/ou la mort, car le mercure est un neurotoxique connu.}.

La particularité de conductivité électrique des métaux est due à la présence d'électrons qui sont peu liés autour du noyau atomique au sein des atomes constituants les métaux. Cette fragilité rend ces électrons facilement mobiles et permet un type de connexion (liaison) entre atomes appelée \emph{liaison métallique}. En reliant un métal à une source de courant électrique, il laisse passer le courant car les électrons issus du courant électrique vont aller se placer à la place des électrons fragilisés, et par ricochet les atomes ayant trop d'électrons feront sauter vers l'atome voisin l'électron en trop, etc. Ceci permet de faire circuler les électrons d'atome en atome à une très grande vitesse et forme\dots{} le courant électrique. Ce déplacement de proche en proche est très rapide, de l'ordre de 175 000 km/s. Par contre l'avancée des électrons un à un le long du circuit est très lente (quelques \si{\centi\meter/\hour)}.

\begin{quotation}
	Notez qu'un métal \emph{est forcément un corps pur}, car sinon ce n'est pas un métal mais un alliage.
\end{quotation}

\paragraph*{Hors programme : quelques alliages}

Voici quelques exemples d'alliages que l'on trouve souvent dans le commerce sous forme d'objets confectionnés.

\begin{itemize}
	\item fonte : fer et de 1,7 à 4\% de carbone
	\item acier : fer et moins de 2,1\% de carbone et quelques autres résidus, souvent appelé \emph{acier carbone}.
	\item acier inoxydable : fer, carbone, nickel et chrome quelquefois molybdène, vanadium\dots{}
	\item bronze : cuivre et étain ; \emph{l'airain} est l'ancien nom du bronze
	\item laiton : cuivre et zinc
\end{itemize}

Notez aussi que l'or métallique (c'est à dire pur) étant mou, tous les bijoux que vous achetez sont en fait un alliage d'or, de cuivre et d'argent pour le rendre plus dur ou qu'il y ait des nuances de couleur (tableau~\vref{tab:couleur_or}). La pureté de l'or est exprimée en carat (ou en 1000\ieme{}) (tableau~\vref{tab:or_commercial}). 

\begin{table}[!htbp]
\begin{center}
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\setlength{\tabcolsep}{5mm}
\begin{tabular}{|c | c c c|}
    \hline
	\textbf{Nom de l'alliage} & \% \textbf{Or jaune} & \% \textbf{argent} & \% \textbf{cuivre} \\
	\hline\hline
	Or jaune & 75 & 12,5 & 12,5 \\
	Or blanc & 75 & 25 & 0\\
	Or rose & 75 & 5 & 20 \\
	Or rouge & 75 & 0 & 25  \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab:couleur_or}Pourcentages et composition des différents ors utilisés en bijouterie, notez que pour l'or blanc il y a un peu de palladium ajouté à l'or et à l'argent.}
\end{center}
\end{table}

\begin{table}[!htbp]
\begin{center}
\renewcommand*{\arraystretch}{1.5}
\setlength{\tabcolsep}{5mm}
\begin{tabular}{| c | c c c |}
    \hline
	\textbf{Nom commercial} & \% \textbf{d'or} & \textbf{nb. de carat} & \textbf{nb. de 1000\ieme{}} \\
	\hline\hline
	Or pur & 100 \% & 24 & 999 \\
	Or & 75 \% & 18 & 750 \\
	Or & 58,5 \% & 14 & 585 \\
	Or & 37,5 \% & 9 & 375 \\
	\hline
\end{tabular}
\caption{\label{tab:or_commercial}Quelques puretés de l'or commercial. source : \url{https://fr.wikipedia.org/wiki/Alliage\# Exemples}}
\end{center}
\end{table}


\subsection{Les mélanges}

Les mélanges sont des corps non-purs. Ces mélanges peuvent être homogènes ou hétérogènes, au collège vous avez croisé des mélanges liquides et des mélanges gazeux. Les mélanges de solides existent, ce sont les alliages dont il a été fait mention au paragraphe précédent.

La plupart des mélanges étudiés en cours sont liquides, certains mots de vocabulaires sont nécessaires pour pouvoir les décrire. Chaque corps qui est ajouté et mélangé aux autres est appelé " constituant " du mélange.

\subsubsection*{Les solvants}

\begin{quote}
	\textbf{Un solvant est une substance (liquide la plupart du temps) qui va dissoudre une autre substance en elle.}
\end{quote}

Par exemple : quand je dissout du sucre (saccharose) dans de l'eau, l'eau est le solvant. Autre exemple, lorsque vous enlevez du vernis à ongles (plastique), le dissolvant est un solvant qui va dissoudre le vernis sec.

\subsubsection*{Les solutés}

\begin{quote}
	\textbf{Un soluté est une substance (quelque soit son état physique) qui va être dissoute dans un solvant.}
\end{quote}

Pour reprendre les deux exemples précédents, le sucre est le soluté dans le premier cas, le vernis sec est le soluté dans le second cas.

\subsubsection*{Les solutions}

\textbf{Une solution est le mélange d'un soluté dissout dans un solvant.}

Pour reprendre les deux cas précédents : la première solution est une solution de fructose dans le second cas une solution de vernis.

\paragraph{Remarque : miscibilité, non-miscibilité, phases et émulsion} \label{miscibilite}

Notez que si les deux corps sont liquides et qu'ils se mélangent ces deux corps sont dits miscibles. Dans le cas contraire les deux corps ne se mélangent pas et restent dans deux phases différentes, ils sont alors dits non-miscibles, c'est le cas par exemple de l'huile et du vinaigre ou du pétrole et de l'eau. Lorsqu'on mélange les deux corps et que des petites gouttelettes microscopiques se forment pour donner l'impression d'un mélange qui par décantation reprend sa séparation, le résultat temporaire obtenu est appelé une émulsion.	 \label{emulsion}

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{melange-biphasique}
\includegraphics[scale=0.5]{exp-biphase.png}
\caption{Exemple de solution biphase et d'émulsion non stable.}
\end{center}
\end{figure}

\subsubsection*{Les solutions aqueuses}

\textbf{Une solution aqueuse est le mélange d'un soluté dissout dans de l'eau qui est alors le solvant.}

Pour reprendre les deux cas précédents : Dans la solution de fructose l'eau est le solvant c'est donc une solution aqueuse de fructose, par contre le solvant qui a dissout le vernis à ongles ne contient pas d'eau, la solution de vernis \textbf{n'est pas} une solution aqueuse.

\subsubsection*{La concentration massique}

\begin{quotation}
	\textbf{Par définition la concentration massique " \emph{C} " d'un soluté (le corps dissout) dans un solvant est le rapport entre la masse du soluté " \emph{m} " introduit dans la solution et le volume " \emph{V} " du solvant où il a été dissout, ce qui donne la relation :}
\end{quotation}

\begin{equation}
\boxed{ {C} = \dfrac{m}{V} }
\end{equation}

Généralement la masse m sera en kilogramme (kg), le volume V sera en Litre (L) et par conséquent la masse volumique C sera en gramme par litre (g/L). Attention dans certains cas la concentration massique s'exprime dans d'autres unités, comme par exemple en \% de masse, en \ensuremath{^{\circ}} d'alcoolémie etc.

\subsubsection*{Les différents mélanges}

Il y a deux sortes de mélanges :

\begin{itemize}
	\item Les mélanges homogènes.
	\item Les mélanges hétérogènes.
\end{itemize}

\subsubsection{Un mélange homogène...}

... est un mélange où tous les constituants sont dans le même état physique, donc on arrive pas à les distinguer à l'oeil nu.

\subsubsection{Un mélange hétérogène...}

... est un mélange où il y a au moins un constituant qui n'est pas dans le même état physique que les autres ou dans la même phase que les autres, l'oeil nu arrive donc à le séparer du reste.

\subsubsection{Séparer les différents mélanges}

En sciences physiques et principalement en chimie (aux cycles 3 et 4) on a très souvent besoin de séparer les résultats d'une transformation chimique qui forment un mélange. Certains des constituants sont à conserver pour la suite et à séparer du reste.

Pour séparer les différents constituants on utilise des techniques de séparation\footnote{Une technique de séparation est une expérience à réaliser où on rentre le mélange dans les appareils et où on séparer réellement ou partiellement certains constituants les uns des autres} qui s'utilisent en fonction des cas avec les mélanges homogènes ou les mélanges hétérogènes.

Il y a principalement 5 techniques de séparation vues au collège :

\begin{itemize}
	\item La décantation (à l'air libre ou en ampoule)
	\item La filtration
	\item La centrifugation
	\item La distillation
	\item La chromatographie sur plaque mince
\end{itemize}

Dans les paragraphes suivants sont passées en revue les différentes techniques citées.

\paragraph{La décantation}

Cette technique s'utilise sur un mélange hétérogène. Dans la vie de tous les jours on dit "laisser décanter" ou "laisser se reposer". Cette technique est lente, elle ne sépare pas réellement les solides qui coulent ou qui flottent du liquide mais elle permet au moins d'avoir un liquide assez propre \underline{et} elle est utilisable sur d'énormes quantités de liquide (bassins de rétention, piscines, cuves, etc.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{exp-decantation}
\includegraphics[scale=0.5]{exp-decantation.png}
\caption{Exemple de montage d'une décantation.}
\end{center}
\end{figure}

Dans le dessin $\uparrow$ les particules solides (en noir) sont en suspension dans le récipient à gauche, puis, avec le temps elles décantent, une majorité va au fond car elles sont plus denses que le liquide, quelques-unes flottent à la surface car elles sont moins denses que le liquide.

La décantation peut aussi se faire dans une ampoule à décanter $ \downarrow $ dans ce cas c'est un mélange hétérogène appelé émulsion qui et séparé par la décantation (la phase plus dense se retrouve en bas, la phase moins dense en haut). Notez qu'un bouchon ferme normalement l'ampoule à décanter (afin de remélanger ou d'éviter une évaporation par exemple) mais je ne l'ai pas dessiné ici. Au moment de séparer les phases il faut bien sûr retirer ce bouchon sinon le liquide coule doucement.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{exp-decantatation-ampoule}
\includegraphics[scale=0.6]{exp-decantation-ampoule.png}
\caption{Exemple de montage d'une décantation dans une ampoule à décanter.}
\end{center}
\end{figure}

\paragraph{La filtration}

La filtration est l'une des techniques les plus couramment employées au quotidien (les sachets de thé, les dosettes sont des filtres !), elle s'utilise sur un mélange hétérogène, le filtre va garder les particules solides plus grosses que les trous du filtre, la substance liquide finale qui a traversée le filtre se nomme \textbf{filtrat}. Ainsi une infusion de thé, un café filtre ou issu d'une dosette est chimiquement un filtrat (hé oui !).

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{exp-filtration}
\includegraphics[scale=0.7]{exp-filtration.png}
\caption{Exemple de montage de filtration.}
\end{center}
\end{figure}

Notez qu'on peut effectuer une filtration sur un système avec une dépression appelé filtration sur Büchner, c'est une filtration sur des filtres circulaires posés sur un système aspirant ce qui rend ultra-rapide la filtration.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{exp-filtration-buchner}
\includegraphics[scale=0.5]{exp-filtration-buchner.png}	
\caption{Exemple de montage de filtration avec Büchner. A droite l'état du filtre avant \ensuremath{\uparrow} et après \ensuremath{\downarrow}, la trompe à vide aspirante s'active en ouvrant le robinet à fond et en créant une dépression par la rapide circulation d'eau.}
\end{center}
\end{figure}

\paragraph{"Le sachiez-tu ?"}

\emph{ Le café contient une molécule qui accélère le fonctionnement du corps en général, la caféine (c'est aussi la même caféine que dans le thé, elle porte le nom de théine pour des raisons historico-publicitaires) or la caféine par son effet peut empêcher de dormir, on trouve cette caféine aussi dans les boissons de type "cola" d'où leur usage intensif par nombre de codeurs et codeuses. Dans la vie quotidienne il y a 2 moyens de faire un café à l'occidentale : soit en le filtrant naturellement, l'eau chaude traverse le café en poudre puis est filtrée et va dans le récipient, soit dans une machine à vapeur et à pression appelée machine à Expresso. Laquelle de ces deux méthodes fait que le café a le plus de caféine ?}

\emph{... La filtration normale ! En effet cette méthode fait que l'eau traverse le café plus lentement, ce qui lui laisse le temps de se gorger de caféine contrairement à la machine à expresso où l'eau passe si vite à travers le café en poudre qu'elle se charge en goût du café mais pas en caféine. Notez aussi qu'un café s'obtient pour une température moyenne de 65 \ensuremath{^{\circ}}C alors qu'un thé s'obtient vers 95\ensuremath{^{\circ}}C.}

\paragraph{La centrifugation}

La centrifugation est la technique où on utilise une centrifugeuse, elle s'applique à un mélange hétérogène. On introduit de petites quantités de liquides hétérogènes dans la centrifugeuse qui va se mettre à tourner très vite poussant vers le fond du récipient. Le résultat est très rapide mais les quantités de liquides traitées sont faibles. C'est idéal pour les laboratoires où de petites quantités de liquides sont en jeu.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{exp-centrifugation}
\includegraphics[scale=0.5]{exp-centrifugation.png}
\caption{Exemple de montage de centrifugation.}
\end{center}
\end{figure}

Ici une centrifugation dans un appareil automatique électrique. Le tube à essais à gauche contient un liquide jaune et des particules solides en suspension (noires), après passage quelques dizaines de secondes dans la centrifugeuse qui tourne (flèches rouges) le tube à essais ressemble à celui de droite : le liquide surnage et les particules solides ont été "collées" au fond du tube (vous avez noté qu'elle sont collées en biais car les tubes sont penchés dans la centrifugeuse).

\paragraph{La distillation}

La distillation est une technique qui s'utilise plutôt pour les mélanges homogènes, elle utilise un distillateur\footnote{Le distillateur est le descendant des alambics inventés par les arabes au moyen âge et qui a été ensuite amélioré, le principe reste le même : chauffer, évaporer, refroidir et récupérer le liquide résultant}. Attention cette technique est très réglementée\footnote{La distillation est interdite pour les particuliers, seuls les professionnels et les scientifiques et les enseignants sur leur lieu de travail ont le droit de distiller ... mais pas n'importe quoi, certaines distillations nécessitent une demande d'autorisation auprès de la préfecture.} ! Le mélange est chauffé, une partie, la plus volatile, s'évapore et les parois du réfrigérant les liquéfient, mais elles se réchauffent progressivement, aussi la vapeur progresse et finit par atteindre le réfrigérant à eau où le tube intérieur est gardé toujours froid par de l'eau (ou un autre fluide) qui circule entre le tube interne et le tube externe. En phase stable la vapeur sera donc toujours refroidie dans le réfrigérant à eau et quand assez de gouttes du liquide séparé sont accumulées alors le liquide s'écoule et on récupère un \underline{distillat} dans le récipient final.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{exp-distillation}
\includegraphics[scale=0.7]{exp-distillation.png}
\caption{Montage typique d'une distillation simple.}
\end{center}
\end{figure}

Notez bien que le liquide bleu reste toujours à l'extérieur du tube où circule la vapeur issue du liquide jaune, il n'est jamais en contact direct avec lui. Vous notez aussi que l'arrivée d'eau se fait du point le plus éloigné de la source de chaleur en direction de celle-ci. Ce dernier point fait parfois des discussions entre chimistes.

\paragraph{La chromatographie sur plaque mince}

La chromatographie sur plaque mince est une technique qui exploite la capillarité\footnote{La capillarité est un phénomène où l'eau (ou un autre liquide) progresse naturellement par des petits canaux très fins comme des cheveux (capilla) qu'on appelle aussii des capillaires. C'est ce qui fait qu'un arbre peut amener jusqu'à sa cime la sève qu'il tire du sol pour alimenter les feuilles jusqu'à leur extrémité. C'est aussi pour cela qu'il ne faut pas écorcher un arbre car si par malheur son écorce est sectionné sur toute sa périphérie alors la sève ne peut plus monter et l'arbre meurt.} d'une substance posée sur une plaque mince (ou formant une plaque) où un liquide appelé \underline{éluant}\footnote{Un éluant est un solvant qui va se déplacer sur la plaque mince. La plupart du temps l'éluant est composé de différents liquides dont un aux propriétés électriques (eau ou acide par exemple). Ceux utilisés au cycle 4 sont 70 \% d'eau salée à 40g/L + 30 \% d'ethanol ou bien 2/3 de cyclohexane + 1/3 d'acetone (les proportions sont en volume car les substances sont aussi pures que possible). } va entraîner une substance posée sur un endroit de la plaque (une ligne tracée à 1 cm du bord). La plaque doit être placée verticalement dans la cuve à élution (le récipient). Au fur et à mesure de la montée du liquide, par capillarité, (le même phénomène que la sève des arbres), les liquides vont suivre ${ \pm }$ vite. Au bout d'un temps fixé on mesure la hauteur de l'éluant, celle du liquide et on compare à des tableaux où les différentes substances connues sont répertoriées.

Dans l'exemple suivant une substance inconnue est placée en début d'expérience sur la plaque, puis à la fin on observe deux taches différentes. En comparant avec la plaque d'à côté on voit que cette substance inconnue est composée des substances pures B et D.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{exp-chromato}
	\includegraphics[scale=0.5]{exp-chromatographie.png}
\caption{Exemple de montage expérimental pour une chromatographie.}
\end{center}
\end{figure}
	
On peut aussi simplement (s'ils s'agit de substances colorées par exemple) mettre la goutte de liquide inconnu, des gouttes d'autres liquides à côté et observer les hauteurs des unes et des autres comme dans le document numérisé suivant :

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{resultat-chromato}
\includegraphics[scale=1]{img-chromatographie-resultat.png}
\caption{Exemple de résultat obtenu par chromatographie.}
\end{center}
\end{figure}

Dans l'exemple numérisé ci-avant une tache verte (V) a été posée entre une tache bleue de E133 et une jaune de E102. Après quelques minutes l'éluant étant arrivé à la ligne pointillée (4,2 cm) on peut voir que le vert a été séparé en jaune et bleu. Les tâches jaunes sont à la même hauteur, il s'agit donc du même composant, le E102. Par contre la tache bleue est différente, le colorant bleu faisant partie du vert n'est pas du E133 (quelques recherches rapides ont montré que c'est du E131).

\subsubsection{solubilité d'un corps}

La solubilité d'un corps est le maximum de concentration qu'il peut avoir. Elle est notée " s " et se mesure aussi en gramme par litre ou en kilogramme par litre avec la formule ${{s} = \dfrac{{m}_{max}}{V} }$.

\begin{table}[H]
\begin{center}
\label{tab-ex-solubilite}
\begin{tabular}{c c}
	Nom substance & solubilité \\
	\hline
	sel & 365 g/L \\
	sucre & 2000 g/L \\
\end{tabular}
\caption{Tableau de quelques solubilités pour certaines substances usuelles.}
\end{center}
\end{table}

\section{notre planète}

Je vais considérer l'échelle planétaire entre 1000 km ${{10}^{6}}$m et 100000 km ${{10}^{8}}$m ce qui correspond à l'échelle d'un pays (donc qui est vu dans un semble plus vaste, continental ou planétaire) jusqu'à un ordre de grandeur correspondant à ce qui nous sépare de l'objet céleste naturel le plus proche de nous (la lune étant grosso-modo à 385000 km de la terre c'est à dire ${ {3,85}\times{10}^{8}}$m.
	
La planète terre effectue une révolution autour du soleil en 1 an c'est à dire 365,25 jours\footnote{ce qui fait 3 années à 365 jours + 1 année à 366 jours pour équilibrer les 0,25 jours de décalage sauf tous les 400 ans. La valeur la plus précise trouvée sur wikipedia donne une période de Période de révolution 365,256363 j c'est à dire 365 j 6h 9min 9,504s}, chaque jour étant d'une durée de 24 heures. Cette révolution s'effectue à une distance moyenne de 149 597 887,5 millions de kilomètres (1,0000001124 ua, ua est la fameuse unité astronomique, voir : \ref{ua} ) mais varie entre l'aphélie\footnote{L'aphélie est le point le plus éloigné du centre de masse (donc pour nous du soleil) lors d'un trajet orbital.} à 152 097 701 km (1,016 710 333 5 ua) et la périhélie\footnote{La périhélie est le point le plus proche du centre de masse lors d'un mouvement orbital.} à 147 098 074 km (0,983 289 891 2 ua).

La terre est une planète tellurique dont le rayon équatorial est d'environ 6367 km. Ce qui fait un diamètre d'environ 12734 km. Sa masse est de ${{5,9736}\times{10}^{24}}$ kg. Du fait de sa révolution autour du soleil, la rotation terrestre ne dure pas exactement 24h mais dure 23 h 56 min 4,084 s. Environ 70,8 \% de sa surface est recouverte d'eau. Le point le plus profond sous la surface des océans est la fosse des Mariannes située à 11\ensuremath{^{\circ}}21'N et 142\ensuremath{^{\circ}}12'E à une profondeur de 11034 m. Le point le plus haut se trouve être le mont Éverest à une altitude de 8 848 m dans le massif de Mahalangur Himal de la chaîne montagneuse de l'Himalaya au Tibet, entre la Chine et le Népal, ce mont est situé à 27\ensuremath{^{\circ}}59'18"N 86\ensuremath{^{\circ}}55'31"E.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{nasa-terre}
\includegraphics[scale=0.5]{img-nasa-terre.png}
\caption{Photo de la Terre prise par la NASA, le fond noir autour de la terre a été retiré.}
\end{center}
\end{figure}

\subsubsection{La lune notre satellite naturel}

La Lune est le satellite naturel de la Terre. Différentes théories existent actuellement sur sa création, l'une d'entre elles est celle d'un impact géant d'un objet de la taille de mars (appelé Théia) 42 millions d'années après la naissance du soleil au moment où tout le système solaire était en création et formation et où les événements cataclysmiques planétaires étaient plus probables ce qui correspondrait à de nombreuses observations de l'analyse des roches lunaires rapportées par les missions Apollo montrant dans des proportions légèrement différentes le même type de roches ayant approximativement le même âge.

La lune est une boule d'un diamètre de 3 474 km (donc un rayon en moyenne de 1736 km). La distance moyenne séparant la Terre de la Lune est de 381 500 km. (0,00257 ua) mais il varie entre son apogée\footnote{L'apogée est pour la lune par rapport à la terre comme l'aphélie est pour la terre pour le soleil à savoir le point de l'orbite lunaire où la lune est la plus éloignée de la terre.} avec 406300 km (0,0027 ua) et sa périgée\footnote{La périgée est pour la lune par rapport à la terre comme la périhélie est pour la terre autour du soleil : le point de l'orbite lunaire où la lune est la plus proche de la terre.} à 356 700 km (0,0024 ua).

La lune a une masse de ${{7,3477} \times {10}^{22}}$ kg (0,0123 fois la masse de la Terre). Le plan de rotation de la lune n'est pas le plan de l'écliptique, du coup il existe 2 positions spéciales où la lune coupe le plan de l'écliptique appelés "noeuds".

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{lune-pile-face}
\includegraphics[scale=0.8]{img-lune-pile-face.png}
\caption{Photos de la lune et de sa "face cachée" / site Wikipedia + NASA}
\end{center}
\end{figure}

La lune contiendrait un noyau non encore figé mais en cours de refroidissement donnant de légères propriétés magnétiques à notre satellite.

La période de rotation de la lune autour de la terre est en moyenne de 28 jours. Suivant le point de vue (héliocentrique, par rapport aux étoiles lointaines) on obtient des périodes de révolution lunaire oscillant entre 27 et 29 jours suivant le point de vue et le type de révolution considérée. Pour simplifiez retenez 28 jours de lune environ ce qui en fait environ 13 par an en arrondissant.

Concernant la lune, comme le montre la photographie ci-avant (voir : \ref{lune-pile-face}) la lune montre aux terriens toujours le même côté (la même face) c'est pour ça qu'on parle de la face cachée de la lune (celle que nous ne pouvons voir depuis la terre sans utiliser des satellites artificiels envoyés autour de la lune).

La lune est l'objet céleste le plus proche de nous. En vaisseau spatial les astronautes des missions Apollo s'y rendaient en 4 jours environ.

Actuellement des missions seraient en préparation (chine ? Russie ? États-Unis ?) pour créer sur la lune une base permanente qui serait le point de départ de futures explorations spatiales car la gravitation y étant moindre elle permettrait de fabriquer des vaisseaux plus gros. Notez aussi que ces bases seraient construites dans des grottes affleurant des zones de tranquillité météoritique.

\subsubsection{Jeux d'ombres chinoises entre la terre, le soleil et la lune}

\paragraph{Les phases de la lune}  \label{phase_lunaire}

La lune n'émet aucune lumière d'elle-même, mais comme la lune tourne autour de la terre qui tourne elle-même autour du soleil alors la lune reçoit la lumière du soleil et la renvoie partout où elle peut, y compris sur la terre où nous pouvons ainsi voir notre satellite. Lors de sa révolution lunaire durant en gros 28 jours on a pu noter 8 formes particulières de la lune auxquelles on a attribué un nom : une phase lunaire. Cette propriété est due au déplacement en ligne droite puis au rebond de la lumière sur le sol lunaire.
	
\textbf{Les phases de la lune (ou phases lunaires) sont l'image de la lune vue depuis la terre.} Il y a 8 formes à connaître qui reviennent environ tous les 28 jours.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{phases-lune}
	 \includegraphics[scale=0.5]{wikipedia-phases-lune.png}
\caption{Les phases de la lune et la position des 3 objets célestes à chaque fois. Source " Looxix " adaptée de Bloody-libu de Wikipedia/Phases Lunaire sous licence Creative Commons Attribution.}
\end{center}
\end{figure}

\paragraph{Les éclipses de soleil} \label{eclipse_solaire}

Deux fois par mois la lune vient se placer sur ses noeuds et 2 fois par an ces noeuds s'alignent avec le soleil, il se forme alors un alignement soleil \sun \ --- lune \leftmoon \ --- terre \earth. C'est alors une éclipse de soleil. En effet si on observe (avec toutes les précautions d'usage) la lune et le soleil avec le même télescope le jour d'une éclipse on remarque qu'ils ont le même diamètre apparent (la même "taille" vue de la terre) car même si la lune est très petite elle est très proche de nous et le soleil bien que très grand est quant à lui très éloigné.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{eclipse-soleil}
\includegraphics[scale=0.5]{img-eclipse-soleil.png}
\caption{Une éclipse de soleil, les rayons lumineux et les différents jeux d'ombres.}
\end{center}
\end{figure}

\textbf{ATTENTION : même en cas d'éclipse totale la couronne de soleil qui borde la lune envoie assez d'énergie lumineuse pour rendre aveugle en quelques dizaines de secondes}, d'ailleurs à chaque éclipse de soleil en France, les urgences hospitalières ont reçu des gens ayant eu l'inconscience de tenter des concours du genre " qui résiste le plus longtemps à regarder le soleil sans protection " ... entre oedèmes oculaires ou cécités temporaires avec perte partielle d'acuité visuelle ou des cécités définitives... \textbf{PROTÉGEZ-VOUS !}. Protégez vous aussi du froid car lors d'une éclipse totale de soleil la température baisse comme si vous étiez en début de nuit ou au petit matin.

Ce spectacle ne durera pas éternellement, en effet, par l'éloignement progressif de la lune par rapport à la terre (environ 3,8 cm par an) et le grossissement progressif du soleil en vieillissant la lune n'aura quasiment plus voire plus du tout le même diamètre apparent que celui du soleil et donc elle ne parviendra plus à faire des éclipses totales. Ce phénomène devrait arriver dans environ 600 millions d'années (on est rassuré·e·s on a le temps d'en profiter encore !)

\paragraph{Les éclipses de lune} \label{eclipse_lunaire}

Quinze (15) jours avant ou après une éclipse de soleil c'est au tour de la lune d'être éclipsée. L'alignement est différent entre la terre, le soleil et la lune car désormais c'est un alignement Soleil \sun \ --- Terre \earth \ --- Lune \leftmoon qui est obtenu. La lune vient se placer dans le cône d'ombre de la Terre qui ... n'est pas vraiment totalement obscure : une fine quantité de lumière rouge vient en effet, par diffraction dans l'atmosphère terrestre dévier les rayons lumineux rasants et renvoyer vers le cône d'ombre les rayons rouges et infrarouges. Une partie d'entre eux vient toucher la lune donnant alors à notre satellite la couleur rouge-sombre du sang. C'est l'éclipse de lune.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{photos-ecplise-lune}
\includegraphics[scale=0.5]{photo-lune-eclipse-wp-cca-bertrand-grondin.jpg}
\caption{la lune photographiée à différentes étapes de son éclipse, travail de Bertrand GRONDIN disponible sur wikipedia/Éclipse lunaire, licence Creative Commons Attribution}
\end{center}
\end{figure}

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{eclipse-lune}
\includegraphics[scale=0.5]{img-eclipse-lune.png}
\caption{Le positionnement du soleil, de la terre et de la lune.}
\end{center}
\end{figure}

Pour mémoire si vous avez suivi l'actualité vous savez que fin juillet 2018 il y a eu une splendide éclipse de lune visible (pour les chanceux et chanceuses) depuis la france qui a été la plus longue de ce siècle avec environ 1h45 d'éclipse totale. Nous n'avons pas eu cette chance là où nous étions, ciel couvert :-( .

\paragraph{la propagation rectiligne de la lumière	pour comprendre ces phénomènes}

Si ces deux phénomènes précédents sont possibles c'est parce que la lumière se déplace\footnote{Dans le cycle 4 le terme "propagation" pour la lumière est à éviter, on utilisera donc le mot mouvement tout comme dans le cas d'un objet.} en ligne droite jusqu'à croiser un obstacle ou rebondir sur une surface réfléchissante.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
%\label{•}
\includegraphics[scale=0.7]{img-lumiere-ligne-droite.png}
%\caption{•}
\end{center}
\end{figure}

Dans le dessin $ \uparrow $ la source de lumière émet dans toutes les directions, ils se déplacent en ligne droite (ce sont les segments de droits jaunes) mais seuls les rayons passant par l'ouverture passent, ceux qui touchent les miroirs (gris clair) rebondissent et la lumière peut ainsi changer de direction.

\section{À l'échelle de notre système solaire}

Notre système solaire est vieux de 4,6 milliards d'années. 100 millions d'années avant notre soleil actuel un protosoleil a vécu 60 millions d'années puis s'est éteint, 40 millions d'années plus tard notre soleil naissait. Notre système solaire actuel n'a qu'un seul soleil (ce qui est minoritaire dans l'espace). Autour de lui gravitent des planètes sur un même plan, le plan de l'écliptique et des astéroïdes dans deux ceintures (la ceinture principale entre Mars \mars \ et Jupiter \jupiter) et la ceinture de Kuiper au-delà de Neptune \neptune. Notre soleil est un soleil de type naine jaune. Ce soleil a environ 4,5 milliards d'années d'existence, il est actuellement dans une phase de stabilité. Le Soleil est une étoile naine jaune qui se compose de 74 \% de noyaux d'atomes d’hydrogène, de 24 \% de noyaux d’hélium et 2 \% de noyaux d’éléments plus lourds.

Entre 4,1 et 3,8 milliards d'années avant aujourd'hui il y a eu une période dite de grand bombardement où les planètes telluriques ont été fortement exposées à des pluis de météorites, ces météorites auraient été envoyées depuis le fond du système solaire (après neptune) par des modifications des orbites de Saturne et de Jupiter, attirant puis projetant en direction du soleil plein d'astéroïdes, qui bien sûr on croisé les orbites des planètes telluriques.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{sun-evolution}
\includegraphics[scale=0.5]{img-evolution-soleil.png}
\caption{L'évolution de notre soleil / wikipedia-wikicommons / licence libre.}
\end{center}
\end{figure}

\paragraph{Au centre du système solaire : Notre soleil \sun} \label{soleil}

Le soleil a un diamètre de 1 392 684 km en moyenne (environ 109 fois la taille de la terre) car il n'est pas parfaitement sphérique à cause de sa rotation propre et se déplace dans la galaxie à la vitesse de 217 km/s. Il se situe à ${{2,50} \times {10}^{17}}$ km du centre de notre galaxie (16,7 millions d'ua ou bien 26,3 al) dont il fait un tour en ${{2,26} \times {10}^{8}}$ années. Actuellement le soleil en est à peu près à la moitié de sa vie, après un démarrage en douceur il émet un rayonnement stable qui va diminuer sur le dernier milliard d'année de sa vie alors qu'il deviendra une géante rouge, il explosera alors laissant après quelques temps place à une nouvelle étoile de type naine blanche, qui après sa vie deviendra une naine brune.

\subsubsection{L'unité astronomique} \label{ua}

L'unité astronomique (ua ou UA) est la distance moyenne entre la terre et le soleil, cela sert de mesure étalon. Sa valeur est de 149,6 millions de km (sera à retenir environ \textbf{150 millions de km} ) et c'est une unité très pratique pour mesurer les distances entre les objets du système solaire. D'ailleurs au lieu d'utiliser des millions de kilomètres pour la suite des descriptions, j'utiliserai volontairement des unités astronomiques ou des années lumières.

\begin{quotation}
\begin{center}
	\textbf{1 u.a. = 149,6 millions de km}.
\end{center}
\end{quotation}

\subsubsection{Le système solaire interne} \label{system-solair-int}

Le système solaire interne est la partie du système solaire située entre le soleil et la ceinture d'astéroïdes c'est à dire entre 0 et 2 ua. On y trouve 4 planètes telluriques de petite taille qui sont, par ordre croissant d'éloignement Mercure, Vénus, Terre et Mars.

\paragraph{mercure \mercury} \label{planete-mercure}

Mercure est la première planète du système solaire car la plus proche du soleil. Elle possède une atmosphère infinitésimale (la proximité du soleil fait que la quasi-totalité de cette atmosphère a été absorbée par le soleil). Elle se situe à 57 909 176 km (0,38709893 ua) du soleil. La planète a une grosse excentricité\footnote{Pour faire simple l'excentricité est la déformation d'un cercle pour le faire ressembler à une ellipse. Plus l'excentricité est importante moins le cercles est rond, ce qui fait que la différence entre le point le plus proche (périhélie) et le point le plus éloigné (aphélie) est grande si l'excentricité est importante.} faisant varier la distance planétaire de 46 à 70 millions de km. Cette planète tourne sur elle même en environ 58 jours et tourne autour du soleil en environ 88 jours, ce qui fait qu'une année mercurienne dure 1,5 jour mercurien (c'est cool un anniversaire mercurien chaque jour et demi). La quasi-absence atmosphérique alliée à sa grande excentricité et à sa proximité solaire font que les températures sur Mercure vont de -180\ensuremath{^{\circ}}C à l'ombre et dans des cratères et jusqu'à 430\ensuremath{^{\circ}}C à sa surface sous le soleil lorsqu'elle est au plus proche de lui. Dans ces conditions extrêmes aucune forme de vie à base d'eau connue ne pourrait survivre. Cette planète se déplace très vite dans le ciel autour du soleil, est-ce pour cela que les anciens y ont vu la représentation du dieu Mercure / Hermès messager des dieux aux bottes ailées lui donnant vitesse et agilité ?

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=1]{mercure-planete.jpg}
\caption{Source : Nasa/JPL, licence libre}
\end{center}
\end{figure}

\paragraph{vénus \venus} \label{planete-venus}

Vénus est la seconde planète du système solaire. Elle se trouve environ à 108208930 km (0,723332 UA) du soleil avec une très légère variation (0,718 ua ${\rightarrow}$ 0,728 ua). Sa révolution (autour du soleil) est de 224,701 jours terrestres. Elle est d'une taille quasi-identique à celle de la terre (environ 12400 km de diamètre). Son atmosphère est si dense que la chaleur est très conservée à sa surface rendant la planète inhabitable. ...(ajouter plus de renseignements).

%Vénus est une belle planète brillante dans le ciel au caractère volcanique, est-ce aussi pour cela qu'elle a été associée à la déesse Vénus / Aphrodite ?

Mes dernières recherches et articles concernant vénus abordent la colonisation de la haute atmosphère de cette planète car elle contiendrait de la vapeur d'eau. La densité atmosphérique de l'atmosphère vénusienne permettrait ainsi de créer des cités volantes qui flotteraient sur cette atmosphère et qui utiliseraient la vapeur d'eau environnante pour fabriquer de l'énergie et du dioxygène.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.5]{venus-planete.jpg}
\caption{Planète vénus en couleurs réelles, source Nasa/JPL, licence libre}
\end{center}
\end{figure}

\paragraph{terre \earth} \label{planete-terre}

Troisième caillou après le soleil, vous êtes ici. La terre a été conscientisée en tant que planète dans l'espace vers le Ve siècle avant JC pour être ensuite considérée comme tel à partir du IIIe siècle avant JC. Son rayon est approximativement 6400 km. La gravitaté à la surface est d'environ 9,8 N/kg. Elle possède une atmosphère gazeuse d'environ 100 km d'épaisseur. Cette planète fait une révolution en 365,25 jours environ et une rotation en 1 jour de 24 h. La température moyenne terrestre est aux alentours de 15\ensuremath{^{\circ}}C avec des extrêmes (records mondiaux) allant de -93,2 \ensuremath{^{\circ}}C à 56,7 \ensuremath{^{\circ}}C (températures sous abris homologuées). La terre se compose d'une surface recouverte à plus de 70 \% d'eau, son point le plus élevé est le mont Everest (8848 m d'altitude) et son point le plus profond est la fosse des mariannes (pacifique, -10994 m). La terre se compose d'une croûte (d'une cinquantaine (à vérifier) de km d'épaisseur) solide en dessous de laquelle se trouve un manteau de lave (magma) d'environ 3000 km d'épaisseur. Au centre de la Terre un noyau de fer solide en rotation entouré d'une couche fondue de métal en fusion (noyaux liquide). 

\begin{center}
\begin{figure}[H]
\label{nasa-terre}
\includegraphics[scale=0.5]{img-nasa-terre.png}
\end{figure}
\end{center}

La présence de ce noyau au centre de la Terre crée un champs magnétique protecteur autour de notre planète (magnétosphère) qui nous protège des particules et du vent solaire. Lorsque des particules réussissent à passer ce champs (aux pôles) se créent alors des aurores boréales ou australes.

\paragraph{mars \mars} \label{planete-mars}

Mars est la quatrième planète du système solaire, elle est située à 227 939 100 km (en moyenne) du soleil, avec une aphélie à 227 939 100 km et une périhélie à 206 669 000 km. L'énergie solaire reçue varie entre 1/5e et 1/2 de celel reçue sur Terre. La température moyenne à sa surface est d'environ -60 \ensuremath{^{\circ}}C avec un minimum de -130 \ensuremath{^{\circ}}C et un maximum de -3 \ensuremath{^{\circ}}C. L'eau liquide à des températures comme sur Terre et dans des conditions de salinité identiques n'existe pas, les découvertes de fin juillet 2018 avec ce gigantesque lac d'eau liquide sous la calote polaire a d'ailleurs été rapidement expliquée par les scientifique, l'eau liquide à ces températures très basses ne peut exister que si elle est extrêmement salée.

La croûte martienne fait en première approximation en moyenne 50 km avec des extrema entre 3 et 92 km. Mars est une petite planète, son rayon ( 3 389,5 km ) est à peu près la moitié de celui de la Terre $ \earth $ ( 53.2 \% ) ce qui fait que la surface de Mars est à peu près 1/4 de celle de la terre. La gravitation martienne est de 3,711 N/kg (environ 37 \% de celle de la terre). Il n'y a quasiment pas d'atmosphère sur Mars et s'il y a une magnétosphère elle est très faible pour ne pas dire inexistante.

Il n'y a pas de magnétosphère martienne mais des traces de magnétisme ancien "rémanent" ce qui fait que la planète n'est pas protégée contre les rayons et particules solaires.

% Le dieu Mars / Arès était connu pour être celui de la guerre, donc associé à la couleur rouge du sang, est-ce là ce qui a fait attribuer son nom à cette planète ?

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.25]{mars-planete.jpg}
\caption{Mars prise par la sonde Viking 1 en 1980, source Nasa, licence libre.}
\end{center}
\end{figure}

\begin{table}[H]
\begin{center}
\label{tab-planet-tellu}
\begin{tabular}{m{8em} m{3em} m{5em} m{8em}}
	Nom & Symbole & distance au soleil (ua) & nombre de satellites naturels \\
	\hline\hline
	mercure & \mercury & 0.39 & aucun \\
	\hline
	vénus & \venus & 0.72 & aucun \\
	\hline
	terre & \earth & 1 & 1 \\
	\hline
	mars & \mars & 1,52 & 2 \\
\end{tabular}
\caption{Les planètes telluriques du système solaire.}
\end{center}
\end{table}

\subsubsection{La ceinture (principale) d'astéroïdes} \label{ceinture-asteroides}

Entre Mars ${ \mars }$ et Jupiter ${ \jupiter }$ il existe un anneau qui fait tout le tour du soleil et qui contient tout un tas d'astéroïdes de tailles très diverses, c'est la ceinture (principale) d'astéroïdes. Il s'étend d'une distance de 1,7 à 4,5 u.a.\ref{ua}. Depuis la découverte de la ceinture de Kuiper (voir \ref{ceinture-kuiper}) la terminologie " ceinture d'astéroïdes principale " commence à s'utiliser. Au milieu de tous ces astéroïdes dont la taille varie du grain de poussière à des planétoïdes de quelques centaines de kilomètres on trouve cependant une planète naine appelée Cérès. En 2018 d'après Wikipedia on a trouvé 240 astéroïdes ayant un diamètre supérieur à 100 km dans cette ceinture.

% J'ajoute une photo ou une vue d'artiste de cette ceinture ?

\paragraph{Céres} \includegraphics[scale=0.25]{ceres-symbol.png} \label{planete-ceres}

La planète naine Céres se trouve à environ 2,77 u.a. (voir \ref{ua}) du soleil. Son diamètre est petit (954 km environ) c'est à dire un peu moins que l'hexagone français du nord au sud. Elle fait un tour autour du soleil en 4,61 années terrestres.

% Si j'arrive à trouver une vue d'artiste ou une photo de céres je penserai à l'ajouter.

\subsubsection{Le système solaire externe} \label{syst-sol-ext}

Le système solaire externe se situe entre la ceinture d'astéroïdes principale et la ceinture de Kuiper (objets transneptuniens). Il se compose de 4 planètes gazeuses de grandes dimensions, toutes ces planètes n'ont pas de sol : elles sont composées de gaz atmosphériques suivies d'un noyau (ou d'un océan dû à un gaz liquéfié par le froid). Autres points communs : elles disposent de nombreuses lunes d'un part, et d'anneaux d'autre part. Même à notre époque on fait encore des trouvailles les concernant, la dernière datant du 19 juillet 2018 avec 12 nouvelles lunes pour jupiter !

\paragraph{Jupiter ${\jupiter}$ } \label{planete-jupiter}

Jupiter est une planète géante gazeuse située en moyenne à 5,203 ua (mais sa distance varie entre 4,95 ua pour sa périhélie et jusqu'à 5,46 ua pour son aphélie). Cette planète dont le diamètre fait à peu près 11 fois celui de la terre possède 3 anneaux principaux et depuis le 19 Juillet 2018 on lui recense 79 satellites connus (nom + orbites). La gravité sur cette planète est de 2,3 environ (un humain de 100 kg sur terre aurait l'impression d'y peser 230 kg s'il pouvait s'y poser). L'atmosphère de cette planète est très colorée et en bandes avec une composition de 86 \% de ${{H}_{2}}$ et 13 \% de ${{He}}$. La rotation de cette planète sur elle même est de 9h55min27s (en temps terrien) et qu'elle fait une révolution (autour du soleil donc) en 11,862 années terrestres (autrement dit quand elle a fait un tour autour du soleil notre terre en a fait presque 12). À sa surface la température varie entre -160 \ensuremath{^{\circ}}C et -110\ensuremath{^{\circ}}C.

Cette planète a des caractéristiques intéressantes : sa masse est si importante ${{1,8986} \times {10}^{27}}$ kg
(317,8 Terres) que le point d'équilibre (on dit barycentre) entre la planète Jupiter ${\jupiter}$ et le soleil ${\sun}$ se situe hors du soleil, ce qui le fait osciller autour de sa position centrale dans notre système solaire.

Jupiter ou Zeus dans la mythologie grecque était le dieu de l'olympe. Son attribut était une gerbe d'éclairs (forgés par le dieu Vulcain / Hephaïstos ).

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.4]{jupiter-planete.jpg}
\caption{La planète Jupiter. Source : Nasa/JPL}
\end{center}
\end{figure}

\paragraph{Saturne $ \saturn $} \label{planete-saturne}

La planète saturne tourne autour du soleil à une distance moyenne de 9,537 ua mais allant de 9,021 ua (périhélie) à 10,054 ua (aphélie). Le diamètre de Saturne est en moyenne de 9 fois celui de la Terre (8,5 à l'équateur et 9,5 aux pôles). La gravitation sur cette planète est proche de celle terrestre (1,064 g). La planète fait une révolution en 29,453 années terrestres. Elle possède environ 200 lunes dont 150 mineures, 62 ont leur trajectoire connue et 53 ont un nom.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{img-struct-saturne}
\includegraphics[scale=0.4]{saturne-structure.png}
\caption{Structure interne de Saturne, source wikipedia : planète saturne, licence CCA, auteur " Kelvinsong ".}
\end{center}
\end{figure}

L'atmosphère de Saturne possède environ 93,2\% de $H_2$ et 6,7\% d'$He$. Une couche d'hydrogène métallique et d'hélium forme la surface de Saturne, son noyau est rocheux. Autour de cette planète se trouve un nombre important d'anneaux dont au moins 4 sont visibles avec un télescope amateur.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.5]{saturne-planete.jpg}
\caption{La planète saturne, photo par la sonde cassini, source Nasa/JPL}
\end{center}
\end{figure}

Le dieu Saturne / Chronos était le père de Zeus. La légende veut que comme il détrôna son propre père Ouranos (Uranus) et qu'il ne voulait pas qu'il lui arrive la même chose il dévorait ses enfants juste nés (belle métaphore du temps qui dévore toute chose). L'un de ses enfants Zeus (Jupiter) fût remplacé par une pierre au moment où Chronos allait le manger (comme quoi l'intelligence ...) et Zeus fût nourri par une chèvre (Amaltée) dont sa corne fût la légendaire corne d'abondance et sa peau serait devenue l'égide de Zeus. D'autres légendes ne lui attribuent pas ce nom mais bien le rôle nourricier. Une fois grand Zeus renversa son père Chronos et prît la tête des dieux de l'Olympe.

\paragraph{Uranus $ \uranus $} \label{planete-uranus}

distance : 18,282 ua $<$ 19,189 $<$ 20,096 ua \\
révolution : 84,016846 années terrestres \\
diamètre : 25559 km / 4,0075 fois la terre. \\
27 satellites connus, 13 anneaux, pôle à 92 \ensuremath{^{\circ}} d'inclinaison \\
Découverte par William Herschel le 13 Mars 1781. Elle était observable avec les moyens de l'époque mais sa très faible luminosité et son déplacement très lent n'avaient pas attiré l'attention sur elle comme étant une planète. \\
Gravité de surface :8.87 N/g \\
période de rotation -0.718 jours terrestres (17.23992 h) le "-" c'est parce qu'elle est rétrograde (rotation à l'envers des autres). \\
Température de surface -210\ensuremath{^{\circ}}C en moyenne. \\
composition atm : 83 \%  H2 / 15 \% He / 2.3 \% CH4 / 0.01 \%  NH3 qqs traces d'Éthane et d'Éthène.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.25]{uranus-planete.jpg}
\caption{Photo d'Uranus par la sonde Voyager 2, source Nasa.}
\end{center}
\end{figure}

% Uranus / Ouranos était le père de Chronos, grand-père de Jupiter / Zeus

\paragraph{Neptune $ \neptune $} \label{planete-neptune}

Distance au soleil : 29 766 ua  $<$ 30,104 ua  $<$  30,441 ua \\
Durée de révolution 60 224,9036 jours terrestres / 164 a 323 j 21,7 h \\
14 satellites dont triton est le plus connu, 5 anneaux principaux \\
Rayon moyen : 24 622 km (3,865 celui de la terre) \\
gravité de surface 11,15 N/kg \\
température moyenne de surface : -215 \ensuremath{^{\circ}}C \\
compo atm : H2 80 \%  He 19 \% CH4 1 \% qqs traces d'autres molécules \
Découvertes : Urbain Le Verrier (par le calcul le 31/08/1846) et Johann Gottfried Galle (observation sur les indications de Le Verrier le 23/08/1846). \\
Neptune a la particularité d'avoir été une planète découverte par le calcul d'après les observations de la trajectoire d'Uranus et les modifications engendrées par la présence de Neptune. La paternité de cette découverte semble avoir fait débat entre la France et la Prusse avant d'avoir été officiellement attribuée au Français.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\includegraphics[scale=0.25]{neptune-planete.jpg}
\caption{Planète Neptune, source Nasa, licence libre}
\end{center}
\end{figure}

% Neptune / Poseidon chez les grecs, frère de Zeus

tableau récapitulatif des planètes du système solaire externe

\begin{table}[H]
\begin{center}
\label{tab-planet-gaz}
\begin{tabular}{m{8em} c m{5em} m{8em}}
	Nom & Symbole & distance au soleil (ua) & nombre de satellites naturels \\
	\hline\hline
	jupiter & \jupiter & 5,20 & 69 \\
	\hline
	saturne & \saturn & 9,54 & 200+ \\
	\hline
	uranus & \uranus & 19,18 & 27 \\
	\hline
	neptune & \neptune & 36,07 & 14 \\ 
\end{tabular}
\caption{Les planètes gazeuses du système solaire.}
\end{center}
\end{table}

\subsubsection{Les objets transneptuniens et la ceinture de Kuiper} \label{ceinture-kuiper} 

\label{objets-transneptuniens}

Les objets transneptuniens sont des découvertes du XXe et du XXIe siècles. Ils sont placés dans la ceinture de Kuiper\footnote{Gerard Peter Kuiper 7/12/1905 - 23/12/1973 était un astronome néerlandais naturalisé par la suite américain qui fût directeur de l'observatoire de yerkes et de celui de McDonald. Il découvrit le satellite Miranda (uranus), c'est lui qui eut l'idée et suggéra la présence de la ceinture qui porte son nom au delà de Pluton et il découvrit la présence de $CO_2$ sur Mars $ \mars $.}. Souvent basées sur des observations du XXe mais non identifiées correctement c'est au XXIe qu'elles ont pu être analysées plus finement grâce aux progrès techniques. Ces objets sont de très petites tailles (les seuls gros connus sont Pluton et Éris) et beaucoup n'ont même pas de nom hormis une dénomination utilisée en astronomie. Il y a plusieurs sous-catégories dans ces objets, par exemple celle des plutoïdes, des sednaiens etc... Pour l'heure ces objets sont à des distances inférieures à 1000 ua (voir \ref{ua} ). Certains de ces objets transneptuniens sont très petits (moins grands qu'une région française) ou plus grands, certains ont des lunes, d'autres pas ... il en existe des centaines qui sont répertoriés, le tableau suivant récapitule certains de ces objets notables au-delà de neptune.

\begin{table}[H]
\begin{center}
\label{tab-kuiper-objets}
\begin{tabular}{| m{5em} | m{4em} | m{5em} | m{5em} | m{5em} | m{5em} | m{5em} |}
\hline
nom objet & nb lunes & date 1ère observation & date de découverte & distance au soleil (ua) & durée révolution (a) & diamètre polaire (km) \\
\hline\hline
Pluton & 1 & 1914 & 1930 & 39,45 & 247,74 & 2370 \\
\hline
Orcus & ? & 1951 & 2004 & 39,45 & 247,80 & 946,3 \\
\hline
Varuna & ? & 1954 & 2000 & 43,07 & 282,65 & 668 \\
\hline
Ixion & ? & 1982 & 2001 & 39,42 & 247,5 & 759 \\
\hline
Quaoar & ? & 1954 & 2002 & 43,25 & 284,5 & 1280 \\
\hline
Hauméa & 2 & 1955 & 2004 & 43,34 & 285,3 & 1518 à 1960 \\
\hline
Makémaké & ? & 1955 & 2005 & 45,71 & 309 & env. 1430 \\
\hline
Éris & 1 & 1954 & 2005 & 67,65 & 556,4 & 2326 \\
\hline
Sedna & ? & 1990 & 2003 & 515,5 & . & 995\\
\hline
\end{tabular}
\caption{Tableau récapitulatif de la ceinture de Kuiper}
\end{center}
\end{table}

Cette liste ne présente que les objets bien connus du public à la sensibilité astronomique et bien évidemment elle sera évolutive. Une liste plus complète mais qui mérite d'être mise à jour est disponible sur le site de wikipedia à l'adresse du lien suivant : \url{https://fr.wikipedia.org/wiki/Liste_d'objets_transneptuniens}.

Vous aurez observé que mis à part Pluton (découverte en 1930) les autres objets transneptuniens sont des découvertes récentes (entre 2000 et 2005) grâce aux progrès des appareils optiques mais aussi à l'exploration spatiale (le télescope Hubble placé hors de l'atmosphère terrestre, les sondes spatiales envoyées observer les étoiles ...) et à la puissance accrue des ordinateurs qui traitent la masse de données et les images provenant de ces appareils .

\subsubsection{Le nuage d'Oort} \label{nuage-oort}

Le nuage d'Oort\footnote{Jan Hendrik OORT fût un astronome néerlandais (1900 - 1992) à qui on doit des découvertes comme la répartition des étoiles dans l'espace mais aussi la découvert de ce nuage stellaire situé au delà de 40000 ua de notre soleil et s'étalant jusqu'à près de 100000 ua.}

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{img-nuage-oort}
\includegraphics[scale=0.5]{img-nuage-oort-nasa-wikipedia.png}
\caption{Le nuage d'Oort au delà de la ceinture de Kuiper. Cette photo provient de Wikipedia / NASA et donc n'est soumise à aucune restriction d'utilisation.}
\end{center}
\end{figure}

\subsubsection{L'exploration spatiale humaine, vers l'infini et au-delà ?} \label{exploration-spatiale}

\begin{figure}[H]
\begin{center}
%\label{·}
\includegraphics[scale=0.4]{buzz-l-eclair.jpg}
\caption{Buzz l'éclair ... vers l'infini et au delà !}
\end{center}
\end{figure}

La conquête de l'espace date de la fin des années 1950 (plus précisément vers 1957) avec le lancement dans l'espace de sputnik, une petite boule avec 3 antennes ... assez rapidement, cette avancée soviétique se traduit par une réponse américaine : la création de la Nasa et l'envoie d'un satellite dans l'espace comparable à celui des soviétiques. La conquête spatiale a été le jeu de ping-pong entre les deux camps de la guerre froide avec comme moment d'apothéose l'arrivée des spationautes américains en juillet 1969 sur la lune avec la mission apollo XI.

En parallèle l'histoire officielle continue avec l'exploration spatiale du système solaire et au delà par l'envoi de sondes vers des planètes proches puis de plus en plus éloignées. La décennie des années 1980 voit de nouveaux objets envoyés vers l'espace : les navettes spatiales américaines, la première station spatiale (MIR), le télescope spatial Hubble ... l'exploration lointaine et l'étude de la santé humaine et de la biologie dans l'espace commence à prendre son essor.

Un écueil important attend les humains : l'étoile la plus proche est à 4,2 al de la terre, soit environ ${{3,983}\times{10}^{13}}$km. C'est gigantesque. Pourtant l'humain a envoyé vers l'espace lointain 2 sondes : voyager I et voyager II. Voyager I est à 21 191 040 000 km du soleil le 29 mars 2018 à 22:23, elle voyage depuis son lancement le 5 septembre 1977, voyager II a été lancée quant à elle le 20 août 1977 (oui ce n'est pas une erreur, c'est AVANT voyager I) avec une trajectoire différente, c'est pour cela qu'elle n'était qu'à 17 298 880 000 km au 11 octobre 2017. Ces deux sondes ont un aspect extérieur identique, il n'y a qu'à l'intérieur que les nuances sont visibles. Malgré le temps mis par ces engins la distance ne représente que 0,0022 al ... après 41 ans de voyage spatial !

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{img-voyager-2}
\includegraphics[scale=0.25]{voyager1.jpg}
\caption{Une photo de la sonde spatiale voyager II}
\end{center}
\end{figure}
source : Wikipedia

Est-ce l'information la plus éloignée que l'humain a envoyé vers l'espace ? Que nenni ! En effet, dès que l'humanité a commencé à utiliser des émetteurs de rayons électromagnétiques pour transporter du son (radio) ou du son et des images (télévision) et que les émetteurs ont été assez puissants, alors ce signal est parti dans l'espace à la vitesse de 300 000 km par seconde, et, même en tenant compte de toutes les perturbations engendrées par tout ce qui peut traîner dans l'espace en plus des étoiles, on peut aisément imaginer qu'une minuscule trace de rayonnements puisse être reçue loin dans l'univers, si les appareils de mesure sont suffisamment fins et capables de bien séparer un signal extrêmement fin du bruit environnant. Notez cependant qu'au-delà d'une certaine distance le signal sera infinitésimal (c'est à dire très très très très .... faible) donc non détectable tout de même (ne rêvez pas). Cet envoi d'onde électromagnétique reçu préalablement par une entité non terrestre qui décide de répondre en renvoyant le signal et en y ajoutant des informations complémentaires cachées est d'ailleurs le point de vue abordé dans un (vieux) film appelé " Contact " où l'actrice Jodie Foster joue le rôle d'une scientifique du programme SETI\footnote{Le programme SETI pour Search ExtraTerrestrial Intelligence est un programme d'écoute des rayonnements électromagnétiques venant de l'univers dans une gamme étendue de fréquences assez large à la recherche d'une information qui puisse être émise par des êtres intelligents depuis quelque part dans l'univers. Ce programme a eu quelques alertes (Wow! par exemple \url{https://fr.wikipedia.org/wiki/Signal_Wow!}) mais n'a encore à ce jour rien donné de concret.} qui reçoit un message venu de l'espace renvoyant l'echo d'une transmission humaine issue du passé.

\paragraph{Hors sujet ... ?}

\begin{quotation}
	\textit{Très certainement, quelques planètes ne sont pas habitées, mais d’autres le sont et, parmi toutes ces planètes, il doit exister la vie dans diverses conditions et phases de développement.} Nikola Tesla.
\end{quotation}

Une question m'est souvent demandée par les élèves (surtout d'ailleurs en 6e et 5e), à savoir si je crois que des extra-terrestres existent (et certain·e·s ont des idées très empruntes des dessins animés ou séries qu'ils regardent et qui en présentent). La question n'est pas de savoir si on croit ou pas à la présences de vie ailleurs, mais, au fait que pourquoi elle n'existerait pas ?

Beaucoup de raisons pourraient faire que la vie existe ailleurs et qu'on ne puisse pas communiquer avec, les distances entre étoiles,	

En classe dès que j'aborde la question de ces sondes spatiales, immanquablement il y a toujours une ou plusieurs personnes pour me parler des extraterrestres et de savoir si j'y crois (ou pas). En tant que scientifique, sachant qu'il existe des centaines de milliards de galaxies et que ces galaxies ont toutes des centaines de milliards d'étoiles il me semble statistiquement possible que des phénomènes tout aussi aléatoires puissent avoir donné naissance à des formes vivantes mais pas forcément au sens humanoïde (avec une tête, des bras etc.) : ce peuvent être des bactéries, des plantes, d'autres formes dont nous n'avons pas la capacité d'imaginer la forme (s'il y a forme).

La question se pose alors de la communication, plusieurs théories sont actuellement avancées, pour les résumer grossièrement on peut :

\begin{itemize}
	\item Imaginer que ces êtres vivants ne soient pas en mesure de communiquer avec nous :
	\begin{itemize}
		\item car nous ne pouvons les percevoir naturellement
		\item car nous ne pouvons les percevoir à l'aide des machines que nous construisons
	\end{itemize}
	\item Imaginer qu'ils en soient à un stade moins évolué que le nôtre (par exemple qu'ils en soient à l'époque des dinosaures, des hommes préhistoriques ou même de la révolution industrielle de notre XIXe siècle terrien.
	\item Que nous soyons tellement éloignés qu'ils n'ont pas encore pu nous contacter et que le jour où nous nous recevrions mutuellement, l'une ou l'autre des civilisations ait disparue.
	\item ou au contraire qu'ils soient beaucoup plus avancés et que donc ils nous observent de façon cachée (car nous n'avons pas leur technologie) à la façon d'un zoologue qui va observer des animaux en se camouflant pour ne pas perturber leur écosystème naturel (ou le moins possible).
\end{itemize}

Dans tous les cas nous ne pourrions entrer en contact avec une autre civilisation (qui de toutes façons serait encore trop éloignée pour qu'on la visite du moins dans le cas de nos connaissances scientifiques actuelles\footnote{et non il ne me semble pas possible de traverser un trou noir pour voyager instantanément à l'autre bout de l'univers, ou du moins qu'on puisse le traverser en restant vivant.}) En effet les premiers signaux électromagnétiques (EM) assez puissants pour sortir de l'atmosphère datent des années 1930, ce qui signifie qu'au delà de 88 al de la Terre $\earth$ rien n'a encore pu les recevoir.

\section{À l'échelle de notre galaxie}

\begin{figure}[H]
\begin{center}
%\label{img-echelle-galaxie}
\includegraphics[scale=0.5]{echelle-galaxie.png}
\caption{L'échelle galactique en puissance de 10.}
\end{center}
\end{figure}

Notre galaxie s'appelle la voie lactée\footnote{Le nom de notre galaxie, la voie lactée vient du latin via lactea et du grec ancien galaxías kýklos selon wikipedia.}, elle contient environ 400 milliards d'étoiles. C'est une galaxie spirale dont le diamètre est environ de 100 000 al. Notre soleil se trouve dans le bras d'Orion de cette galaxie à environ 35 000 al du centre (information à vérifier). Notez qu'originellement le terme galaxie provient du grec et signifie "cercle laiteux" (ou quelque chose de similaire).

Une al (année lumière) est la distance parcourue par la lumière en 1 an à la vitesse approximative de 300000 km/s, cela fait environ 9400 milliards de kilomètres \textit{Vous pouvez retenir en gros dix mille milliards de km}. Ci-après, une photo d'une galaxie semblable à la notre prise par le télescope Hubble de la NASA.\footnote{NASA : National AeroSpace Agency ou Agence spatiale américaine civile publique, les photos issues de ses observations et explorations sont placées dans le domaine public (car payées par le contribuable américain) et donc sont utilisables librement.) }

\begin{quotation} \label{al}
	\textbf{Une année lumière AL ou al = 9461 milliards de kilomètres}
\end{quotation}

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{img-galaxie-spirale}
\includegraphics[scale=0.25]{galaxie-ngc4414-nasa.jpg}
\caption{Une photo de galaxie spirale semblable à celle de la voie lactée prise par la NASA}.
\end{center}
\end{figure}

Les galaxies se déplacent les unes par rapport aux autres, on peut étudier par rapport à nous leur vitesse de rapprochement ou d'éloignement. Certaines galaxies sont regroupées (relativement) et forment des "amas galactiques". La galaxie la plus proche de nous est la galaxie d'Andromède (qui est à environ 2,54 al) située comme son nom l'indique dans la constellation d'Andromède.

\section{À l'échelle de notre univers connu}

\begin{quote}
	" Il y a deux choses qu'on dit infinies, la bêtise humaine et l'univers. Je ne suis pas certain du second. " A. Einstein.
\end{quote}

L'univers a-t-il une limite ? C'est la grande question qui intéresse beaucoup de scientifiques. Actuellement le satellite Planck (lancé en 2013) a scruté le fond de l'univers ce qui a permis d'affiner encore l'âge de l'univers connu. L'âge qui lui est donné est actuellement de 13,8 milliards d'années.

\begin{figure}[H]
\begin{center}
\label{bigbang-expansion}
\includegraphics[scale=0.5]{img-bigbang-expansion.png}
\caption{Le big bang et l'expansion de l'univers.}
\end{center}
\end{figure}

Parmi les théories de la création de l'univers connu, la plus admise est la théorie dite du Big Bang\footnote{Ce terme a été introduit par un journaliste dans un article de vulgarisation de cette théorie d'expansion de l'univers.}, dans cette théorie initiée par le savant russe Alexandre Friedmann et étayée par les observations de l'astronome Edwin P. Hubble, l'univers serait né il y a environ 13,7 milliards d'années lors d'une explosion d'une violence inimaginable dans le volume d'un atome et accompagnée d'un rayonnement énergétique électromagnétique intense. Cette théorie a été ensuite synthétisée par le savant russe George Gamow. Les observations ultérieures des astronomes Penzias et Wilson sur le rayonnement fossile prédit par Gamow ont conduit à la validation de cette théorie.

Dans cet univers infinitésimal les températures au début de l'existence de l'univers sont délirantes, des milliards de milliards de milliards de degrés celsius. En quelques fractions de seconde (quelques cent mille milliardièmes de milliardièmes de milliardièmes de seconde) l'univers grossit à la taille d'une dizaine de centimètres et commencent à apparaître les premières particules, les électrons \ensuremath{\overline{e}}, vers le millionième de seconde après la naissance de l'univers les protons \ensuremath{{p}^{+}} naissent suivis aussitôt par les neutrons \textit{n}. L'univers est encore trop chaud, quelques 10000 milliards de degrés celsius, vers 3 minutes après le début, la température de l'univers a un peu baissée, elle n'est plus que de quelques centaines de millions de degrés celsius, les premiers noyaux atomiques peuvent se stabiliser, l'univers va peu à peu se refroidir sur les centaines de milliers d'années suivantes et avec son expansion, sa température baisse à quelques dizaines de milliers de degrés celsius, les atomes peuvent exister, les gaz se former, et cela donne naissance, environ 1 milliard d'années terrestres après la naissance de l'univers aux premières étoiles dans un univers déjà à -200 \ensuremath{^{\circ}}C. Actuellement notre univers est assez connu, sa température la plus froide (le zéro absolu) est de -273,15\ensuremath{^{\circ}}C c'est l'univers dans lequel vous vivez.
