Terminologie.

« Parsec » est emprunté à l'anglais ', mot-valise proposé par l'astronome britannique à partir de'(en français, « parallaxe ») et de "" (« seconde »).  « Parsec » est prononcé ("parsèk") en français.  D'après Frédéric Arenou, le parsec a été utilisé pour la première fois en par l'astronome allemand, sous le nom de'(littéralement « distance stellaire » en allemand). En 1913, l'astronome britannique propose de nommer l'unité'et Turner '. Le terme de'fut rejeté par Frank Watson Dyson, par crainte d'une confusion avec le terme "".  En, la commission « Notations » de l'Union astronomique internationale suggère l'utilisation de l'année-lumière, « surtout dans les articles populaires », et du parsec, « ou de préférence une unité dix fois plus grande avec un nom distinct ».

Définition.

Définition historique.

Historiquement, le parsec est défini comme la distance à laquelle une unité astronomique (ua) sous-tend un angle d’une seconde d'arc. Autrement dit, la distance à partir de laquelle on verrait la distance terre-soleil, sous un angle d'une seconde d'arc. Cette définition est néanmoins légèrement ambiguë et n'avait par ailleurs jamais été officialisée, ce qui conduisait à des variations, certes faibles mais inutilement présentes, de la valeur (en unités du Système international) adoptée pour cette unité. La définition du parsec a donc été précisée et à la même occasion officialisée en note de la résolution B2 adoptée lors de l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale de 2015.

Définition actuelle.

Définition.

Selon la de la adoptée lors de l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale de 2015,.  Interprétation géométrique de cette valeur  La nouvelle définition correspond au rayon d'un cercle dont l'arc, soutenu par un angle au centre d'une seconde d'arc, mesure exactement une unité astronomique.  Démonstration que l'interprétation géométrique correspond à cette valeur  Avec la nouvelle définition, un demi-cercle (arc de cercle d'un support angulaire de radians) d'un parsec de rayon a une longueur de parsecs, soit exactement. radians étant strictement égaux à, l'arc de cercle soutenu par un angle d'une seconde d'arc mesure exactement une unité astronomique.

Interprétation physique et lien avec la définition historique.

La définition actuelle (2015) donne une valeur exacte au parsec en termes d'unités astronomiques (l'unité astronomique a été définie exactement en 2012 en unités du Système international) mais la définition officielle ne donne aucune interprétation physique de celle-ci et ne la relie pas à la définition historique.  L’ancienne définition (voir la figure plus haut) signifiait qu'un parsec avait une longueur de formula_1 ua, avec formula_2.  Ainsi, formula_3 ce qui nous donne une différence avec la nouvelle définition de formula_4 (environ ).

Équivalences.

L'unité astronomique étant exactement définie dans le Système international comme valant (résolution de l'UAI de 2012), un parsec vaut exactement, soit environ. L'année-lumière étant également définie exactement dans le Système international ( = × × = ), un parsec vaut exactement, ce qui se simplifie en, soit environ.  En résumé :

Notation.

Le symbole du parsec est pc. Ses multiples et sous-multiples utilisent les préfixes du Système international d'unités : kpc pour le kiloparsec (), Mpc pour le mégaparsec ( de parsecs), Gpc pour le gigaparsec ( de parsecs).

Usage.

Cette unité résulte de l’application d’une méthode trigonométrique dite « méthode de la parallaxe », servant à déterminer la distance séparant un observateur d’un objet éloigné quelconque, à la mesure de la distance des objets célestes. Pour des raisons pratiques, les astronomes expriment souvent les distances des objets astronomiques en parsecs plutôt qu’en années-lumière. Cette unité permet une conversion directe des valeurs observées en distance : si la parallaxe annuelle d’une étoile est mesurée en secondes d’arc, alors la distance entre cette étoile et le Soleil, exprimée en parsecs, est égale à l’inverse de cette valeur. La magnitude absolue et le module de distance sont deux unités dérivées du parsec, et l'expression des distances en parsecs facilite la manipulation de ces données.  Les premières mesures de distance interstellaire (l’étoile 61 Cygni par Friedrich Wilhelm Bessel en 1838) furent effectuées en utilisant la largeur de l’orbite terrestre comme référence. Le parsec dériva de cette méthode. La détermination des distances des corps célestes est l’objet principal de l’astrométrie.  L’étoile la plus proche du Soleil, α Cen C (Proxima Centauri), se trouve à (). Les distances des autres objets célestes n’appartenant pas au système solaire sont bien plus grandes et se mesurent couramment en kiloparsecs (symbole kpc) ou mégaparsecs (symbole Mpc).  Les parallaxes ont des valeurs faibles : 0,76′′ pour Proxima Centauri ; aussi, la méthode parallactique ne permet guère de déterminer des distances stellaires supérieures à environ, ce qui correspond à des mesures de parallaxe inférieures à dix millisecondes d’arc.  Entre 1989 et 1993, le satellite Hipparcos, lancé par l’Agence spatiale européenne, a mesuré la parallaxe d’environ cent mille étoiles avec une précision supérieure à la milliseconde d’arc, ce qui a permis de déterminer la distance d’étoiles éloignées de nous de plus d’un kiloparsec.

Calcul de la valeur d'un parsec.

Selon une possible interprétation de la définition historique.

Sur la figure 1, (d’échelle très réduite et ne respectant pas les valeurs angulaires), est le Soleil, la Terre et un objet situé à un parsec du Soleil : par définition, l’angle formula_5 est égal à une seconde d’arc (1′′) et la distance vaut une unité astronomique (). Grâce aux règles de trigonométrie, il est possible de calculer :  Comme on a : donc : c'est-à-dire :  Le choix d'une définition arbitraire mais désormais fixe de l'unité astronomique explique la précision des valeurs précédentes.

Approximations utiles.

Sur le schéma ci-dessus, l'angle censé être d'une seconde a une valeur bien supérieure, et par conséquent l'hypoténuse est clairement plus longue que le côté adjacent. En réalité, pour un angle aussi petit, la différence de longueur entre les deux est très faible en valeur relative, et finalement l'hypoténuse vaut à peine plus d'un parsec (autrement dit, un parsec est aussi bien la distance du Soleil à l'étoile lointaine que de la Terre à l'étoile lointaine).  Pour les très faibles valeurs d'angles (exprimés en radians), on peut faire l'approximation (développement limité au premier ordre) formula_10 ; de même formula_11, d'où l'affirmation suivant laquelle le côté adjacent et l'hypoténuse sont quasiment égaux. Dans le cas du parsec, valant formula_12, l'erreur relative commise en confondant les deux côtés est inférieure à formula_13, donc on commet (en utilisant ces formules) une erreur de l'ordre de la distance Paris-Brest, ce qui peut sembler important, mais est évidemment négligeable aux échelles astronomiques considérées.

Le parsec (), de symbole pc, est une unité de longueur utilisée en astronomie. Il est défini comme valant exactement unités astronomiques, soit environ.

Das Parsec (Kurzwort aus ), Einheitenzeichen pc, teilweise lehnübersetzt Parallaxensekunde, ist ein astronomisches Längenmaß. Es ist die Entfernung, aus welcher der mittlere Erdbahnradius (= 1 AE, Astronomische Einheit), also der mittlere Abstand zwischen Sonne und Erde, unter einem Winkel von einer Bogensekunde erscheint, und entspricht etwa 3,26 Lichtjahren bzw. etwa 206.000 Astronomischen Einheiten oder etwa 3,09·10 Metern (30,9 Billionen Kilometer).


Historique.

Le concept d'une particule analogue à l'hydrogène, constituant des autres atomes, s'est graduellement développée au cours du et du début du. Dès 1815, William Prout émet l'hypothèse que tous les atomes sont composés d'atomes d'hydrogène, sur la base d'interprétations des valeurs des masses atomiques ; cette hypothèse se révèle fausse lorsque ces valeurs sont mesurées avec plus de précision.  En 1886, Eugen Goldstein découvre les rayons canaux et montre qu'ils sont composés de particules chargées positivement (des ions) produites par des gaz. Cependant, comme les ions produits par différents gaz possèdent des rapports charge/masse différents, ils ne sont pas identifiés comme une simple particule, à la différence de l'électron découvert par Joseph Thomson en 1897.  À la suite de la découverte du noyau atomique par Ernest Rutherford en 1911, Antonius van den Broek émet l'hypothèse que la place de chaque élément dans la classification périodique est égale à la charge de son noyau. Cette hypothèse est confirmée expérimentalement par Henry Moseley en 1913.  En 1919, Rutherford prouve que le noyau de l'atome d'hydrogène est présent dans les autres noyaux. Il remarque que lorsque des particules alpha sont envoyées dans un gaz d'azote, ses détecteurs de scintillation indiquent la signature de noyaux d'hydrogène. Il détermine ensuite que cet hydrogène ne peut provenir que de l'azote. Ce noyau d'hydrogène est donc présent à l'intérieur d'un autre noyau. Rutherford baptise la particule correspondante du nom de proton, d'après le neutre singulier du mot grec pour « premier »,.

Caractéristiques physiques.

Description.

Le proton est un fermion de spin. Il est composé de trois quarks de valence, ce qui en fait un baryon. Les deux quarks up et le quark down du proton sont liés par l'interaction forte, transmise par des gluons, ces gluons échangés entre les quarks et qui, par l’énergie de liaison qu’ils représentent, vont constituer environ 99 % de la masse du proton. En plus de ces trois quarks de valence (qui déterminent les nombres quantiques de la particule) et des gluons, le proton, comme les autres hadrons, est constitué d'une « mer » de paires de quarks-antiquarks virtuels qui apparaissent et disparaissent en permanence. Les nombres quantiques de ces paires virtuelles s'annulent en moyenne, ne contribuant donc pas à ceux du proton.  Tout comme le neutron, le proton est un nucléon et peut être lié à d'autres nucléons par la force nucléaire à l'intérieur d'un noyau atomique. Le noyau de l'isotope le plus courant de l'hydrogène est un simple proton. Le noyau des isotopes plus lourds, le deutérium et le tritium contiennent un proton lié à un et deux neutrons, respectivement. Tous les autres noyaux atomiques sont composés de deux protons ou plus et d'un certain nombre de neutrons. Le nombre de protons d'un noyau détermine (par l’intermédiaire des électrons qui lui sont associés) les propriétés chimiques de l'atome et donc quel élément chimique il représente.  La masse du proton est égale à environ, soit à peu près ou. La masse du proton est environ celle de l'électron. Sa charge électrique est très exactement égale à une charge élémentaire positive (), soit ; l'électron possède une charge électrique négative, de valeur opposée à celle du proton. La charge électrique du proton est égale à la somme des charges électriques de ses quarks : celle de chaque quark up vaut + et celle du quark down −. Son rayon est d'environ.

Dimensions.

Le rayon de charge du proton, c'est-à-dire le rayon moyen quadratique de sa distribution de charge, est de. Cependant cette mesure extrêmement précise de la taille du proton, réalisée grâce à de l'hydrogène muonique, pose de nombreuses questions car d'autres expérimentations utilisant des électrons donnent au proton un rayon moyen situé entre (différant donc de la valeur précédente d'environ. Mi 2016, toutes les tentatives d'explication de cette différence entre résultats expérimentaux ont échoué.

Stabilité.

Le proton libre (non lié à d'autres nucléons ou à d'électrons) est une particule stable, dont la désintégration spontanée en d'autres particules n'a jamais été observée. Sa demi-vie a été mesurée comme supérieure à. Sa durée de vie moyenne est au minimum de l'ordre de.  En revanche, les protons peuvent se transformer en neutrons, par capture électronique. Ce processus n'est pas spontané, et nécessite un apport d'énergie. La réaction émet un neutron ainsi qu'un neutrino électronique : Le processus est réversible : les neutrons peuvent se transformer en protons par désintégration bêta, une forme de désintégration radioactive. De fait, un neutron libre se désintègre de cette façon avec une durée de vie moyenne d'environ 15 minutes.

Pression à l'intérieur du proton.

Le proton étant constitué de quarks confinés via la présence de gluons, on peut définir l'équivalent d'une pression ressentie par les quarks. On peut en calculer la distribution, en fonction de la distance au centre, à l'aide de la diffusion Compton d'électrons très énergétiques (DVCS, pour "").

Chimie.

En chimie et biochimie, le terme "proton" se réfère le plus souvent au cation H, dans la mesure où un atome d'hydrogène privé de son unique électron se résume à un proton. De cette appellation découlent les expressions courantes en chimie de proticité, solvant protique/solvant aprotique, réaction de protonation/déprotonation, RMN du proton  En solution aqueuse, un proton n'est normalement pas distinguable car il s'associe très facilement aux molécules d'eau pour former l'ion oxonium (également, et improprement, appelé ion hydronium).  L'Union internationale de chimie pure et appliquée indique explicitement que le mot "proton" ne doit pas être utilisé pour désigner l'espèce H dans son abondance naturelle. En effet, en plus de protons (H, aussi noté simplement H en l'absence d'ambiguïté), ions correspondant à l'isotope de l'hydrogène appelé protium (H, ou simplement H en l'absence d'ambiguïté), les ions H issus d'hydrogène naturel peuvent être des deutérons (H ou D) ou des tritons (H ou T), correspondant respectivement aux isotopes nommés deutérium (H ou D) et tritium (H ou T).

Le proton est une particule subatomique portant une charge électrique élémentaire positive. Les protons sont présents dans les noyaux atomiques, généralement liés à des neutrons par l'interaction forte (la seule exception, mais celle du nucléide le plus abondant de l'univers, est le noyau d'hydrogène ordinaire (protiumH), un simple proton). Le nombre de protons d'un noyau est représenté par son numéro atomique "Z".

Das Proton [] (Plural "Protonen" []; von altgriechisch "to prōton" ‚das erste‘) ist ein stabiles, elektrisch positiv geladenes Hadron. Sein Formelzeichen ist formula_1. Das Proton gehört neben dem Neutron und dem Elektron zu den Bausteinen der Atome, aus denen alle alltägliche Materie zusammengesetzt ist.


Étymologie.

Le substantif féminin « planète » est emprunté, par l'intermédiaire du latin ', au grec ancien, ', pris de l'expression, "", qui désigne un « astre en mouvement » ou « astre errant », par opposition aux étoiles (les « étoiles fixes ») qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.  Ce mouvement apparent, repéré en suivant la planète dans le ciel d'une nuit à l'autre, a été observé très tôt par les hommes de toutes les civilisations, mais sa complexité est longtemps restée un mystère pour les astronomes jusqu'à son identification à la résultante des courses elliptiques de la Terre et des autres planètes autour du Soleil.  Si les planètes du Système solaire sont visibles la nuit dans le ciel, c'est parce qu'elles réfléchissent la lumière du Soleil, contrairement aux étoiles qui brillent par elles-mêmes.

Définition.

La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5 × 10 kg et un diamètre d'au moins pour être considéré comme une planète.  Pour le dictionnaire, dont les définitions n'ont qu'une valeur académique et non scientifique, une planète est un.  En 2003, Sedna avait déjà été décrétée par les médias comme étant la dixième planète du Système solaire, mais beaucoup d'astronomes étaient réticents pour lui accorder ce statut. En fait, les astronomes n'étaient pas unanimes sur la définition d'une planète et l'UAI a donc tranché la question.  Jusqu'en 2006, la "National Academy of Sciences" américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de deux masses joviennes gravitant autour d'une étoile. Mais cette définition ne tenait pas compte des récentes découvertes, dont celles de (136199) Éris (en 2005), de (90377) Sedna et autres objets de la Ceinture de Kuiper.

Distinguer planète et étoile.

Classiquement, le terme « planète » s'oppose à celui d'« étoile ». Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie lumineuse rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite (toute planète émet des rayonnements électromagnétiques, généralement dans l'infrarouge en raison de sa faible température). Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.  Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planète et celui d'étoile est le mode de formation :

Les planètes.

Bien qu'elles n'émettent pas de lumière visible, les planètes produisent un peu d'énergie détectable en infrarouge (IR). Pour la Terre, vu de l'espace, ceci est environ fois moins que ce qui est reçu du Soleil. Le phénomène est plus important pour Jupiter, Saturne et Neptune. Dans l'infrarouge, elles renvoient 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil.  Théoriquement, il existe des planètes qui n'orbitent autour d'aucune étoile. Formées autour de ces dernières, elles peuvent être libérées de leur lien gravitationnel par diverses interactions gravitationnelles. De telles planètes, dites « planètes flottantes » ne reflètent la lumière d'aucune étoile. Le, l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble a annoncé la découverte probable d'une planète de cette catégorie, appelée CFBDSIR 2149-0403.  Au sein du Système solaire, les planètes ont une orbite elliptique qui est, à l'exception de Mercure, quasi circulaire et dont le Soleil est situé à l'un des foyers. En première approximation, les planètes orbitent toutes dans un même plan nommé écliptique. L'écliptique est inclinée de sept degrés par rapport au plan de l'équateur du Soleil. Les planètes orbitent toutes dans la même direction, dans le sens contraire de celui des aiguilles d'une montre lorsque regardées du dessus du pôle nord du Soleil.

Les étoiles.

Les étoiles les plus petites, les naines brunes, n'ont jamais été assez massives pour engendrer un processus de fusion thermonucléaire en leur sein, à part les plus massives qui brûlent le deutérium de leur enveloppe pendant quelques dizaines de millions d'années avant de se refroidir. Les naines brunes rayonnent un grand nombre de milliards d'années mais pas selon le processus classique (proton/proton ou CNO) ; elles n'appartiennent pas de ce fait à la séquence principale.

Propositions récentes de définition.

Tout astronome a besoin de construire une définition scientifique qui peut s'avérer parfois assez éloignée de la définition communément admise.  Quatre définitions ont été proposées en 2005 par l'astronome Michael E. Brown qui permettent d'avoir une idée plus claire sur la question :  Michael Brown et son équipe reconnaissent qu'il n'existe pas de définition scientifique qui épouse à la fois les conditions rencontrées dans le Système solaire et notre culture. Comme il l'a écrit. Pour lui, la question est donc entendue : en 2005, il existe donc dix planètes dans le Système solaire et une kyrielle d'autres populations de petits corps.  À l'inverse, beaucoup d'astronomes préfèrent considérer qu'il existe huit planètes (de Mercure à Neptune), et qu'en raison de leurs caractéristiques, Pluton et les autres corps de la ceinture de Kuiper, qu'ils soient petits ou gros, sont des objets d'un autre type (qu'on désigne d'ailleurs sous le terme générique de transneptuniens).

Planètes du Système solaire.

Description.

On connaît avec certitude l'existence de huit planètes dans le Système solaire. En Occident elles sont chacune nommées d'après un dieu romain, sauf la Terre, et on leur associe un symbole astronomique, voire astrologique. Par ordre croissant d'éloignement du Soleil, ce sont :  Une neuvième planète pourrait également exister, à une distance très supérieure aux autres planètes connues.  Les planètes du système solaire peuvent être divisées en trois catégories : Pour se souvenir de l'ordre, une méthode courante est de mémoriser une phrase mnémotechnique comme, les initiales de chaque mot suivant celles des planètes, classées par distance en partant du Soleil. Celle donnée ici est une adaptation de la phrase, écrite à l'époque où on considérait Pluton comme une planète.  En effet, historiquement, Pluton, comme (1) Cérès, a été considérée comme une planète depuis sa découverte. Puis les astronomes ont reconsidéré ce statut en constatant qu'il s'agissait d'un objet d'un type relativement courant découvert depuis les années 2000. Ils ont requalifié Pluton le car on a découvert d'autres objets transneptuniens de taille comparable dans la ceinture d'astéroïdes extérieurs, comme (136199) Éris (paradoxalement on hésitait alors à qualifier cet objet de dixième planète, et on le désignait alors par son nom de code Xéna car la décision sur le nom était trop lourde de responsabilité au cas où il serait qualifié de planète).

Satellites des planètes du Système solaire.

Les deux planètes les plus proches du soleil, Mercure et Vénus, n'ont pas de satellite. Parmi les planètes telluriques, seules Mars et la Terre en possèdent : deux satellites tournent autour de Mars, et la Terre n'a que la Lune comme satellite naturel. Les géantes gazeuses, plus volumineuses et ayant une masse plus importante, sont susceptibles d'attirer des objets célestes. Ainsi, Saturne possède officiellement après la découverte courant 2019 de lunes, ce qui la place devant Jupiter avec ses. Uranus et Neptune, géantes de glace beaucoup moins massives que les géantes gazeuses, possèdent respectivement, aux erreurs d'observation près,.

Autres systèmes planétaires.

Depuis 1990, année de la découverte des premières planètes extrasolaires par Aleksander Wolszczan, on sait qu'il existe des planètes autour d'autres étoiles. Il est même probable que leur présence soit très courante étant donné le nombre de planètes identifiées depuis lors, alors que les techniques dont on dispose pour le moment ne permettent de détecter que les planètes massives et proches de leur étoile. Même si celles qui ont été détectées jusqu'ici sont presque toutes des planètes géantes (au moins de la taille de Jupiter ou Saturne), les astronomes ne désespèrent pas de mettre en évidence des planètes similaires à la Terre, ce qui pourrait justifier certaines recherches d'une vie extraterrestre. Entre 1995 et 2005, près de 170 exoplanètes ont été ainsi découvertes.  En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en constatant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'une éclipse.  Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps.  Le, une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :  Dans la revue "Nature" du, l'astrophysicien polonais Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a révélé qu'il avait découvert une géante gazeuse, autour de HD 188753, une étoile triple (un système binaire gravitant autour d'une étoile primaire de type solaire). La planète, HD 188753 Ab, gravite autour de l'étoile principale et est du type "Jupiter chaude", c'est-à-dire une géante gazeuse comme Jupiter, mais beaucoup plus proche de son étoile que ne l'est Jupiter du Soleil — plus proche de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil, en fait! Les modèles actuels () de formation de telles planètes supposaient une formation à une distance appropriée pour une planète géante, suivie d'un rapprochement vers l'étoile centrale, ce qui n'est pas possible dans le cas particulier de HD 188753.  La première photographie optique d'une exoplanète a été publiée le. D'une masse probablement proche de celle de Jupiter, cette planète, baptisée Fomalhaut b, est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscus austrinus), à une distance d'environ quatre fois celle séparant Neptune du soleil.

Formation des planètes.

On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivie par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.

Formation stellaire préalable dans l'atmosphère galactique.

Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé "plancher galactique", le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivie d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour la formation planétaire.  Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions » sont particulièrement denses (plus de atomes/cm) et froides (typiquement 10 à 100 K) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à K et presque vides avec 10 atomes/cm ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter) : l'effondrement gravitationnel.  Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.  Mais le processus ne peut perdurer que si l'énergie thermique peut s'évacuer. En se contractant, c’est-à-dire en chutant librement sur lui-même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, en partie non-élastiques.  Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz (« modèle de nucléation »), alors appelé proto-étoile, sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c’est-à-dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale à la vitesse de libération de cet astre. Elle augmente rapidement au-delà de pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM2/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et constitue une quantité d'énergie rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à ce qu'elle deviendra après stabilisation en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de contre par la suite). L'intense rayonnement de la proto-étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.  Cette transparence est contrecarrée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.  En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.  Les pôles étant déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) limite le processus d'effondrement et l'arrête complètement en l'absence de mécanisme qui dissipe son énergie de rotation.  Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière observable sur Terre. Il s'agit pourtant d'une zone très dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.  C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.

Phase A : formation des flocules centimétriques.

Au départ, le nuage possède une opacité non négligeable sur une épaisseur de l'ordre de 10 à 30 UA. La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de un à dix mètres par seconde, au sein du gaz ténu, vers le plan de révolution. En ans environ, la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques kilomètres d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde presque son épaisseur initiale. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent, forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques ( fois plus gros que les poussières). L'agrégation résulte des simples forces de contacts entre grains.

Phase B : formation des planétésimaux.

Avant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique, ils génèrent une traînée hydrodynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps d'un mètre situé à une unité astronomique). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de cinq ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisables, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capable d'encaisser les chocs ultérieurs.  En raison de sa masse supérieure, un des corps parvient à attirer par gravitation des poussières du sillon planétaire dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'issue de ce stade, il peut atteindre le kilomètre et est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en termes de traînée. Il se forme alors un planétésimal, dont le diamètre peut atteindre cinq à dix kilomètres et la masse est de l'ordre de mille milliards de tonnes. Il deviendra un petit corps (astéroïde ou comète) ou une planète.  À ce stade, le système est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides de tailles échelonnées du micromètre au kilomètre.

Phase C : formation des cœurs planétaires.

La formation de planète à partir des planétésimaux dure environ ans et a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante :

Phase D : formation des noyaux telluriques.

Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par la force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.  Dans un disque circumstellaire d'environ un millième de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 millions d'années et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.

Phase E : formation des enveloppes gazeuses.

Expliquer la formation des planètes gazeuses — quelque ans à 1 million d'années — comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique.  Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui entrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de quinze masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.  Cette masse critique a été atteinte car ces planètes sont au-delà de la ligne des glaces où la quantité de matière solide disponible était plus importante grâce à la condensation de l'hélium et de l'hydrogène qui forment des glaces (méthane CH, ammoniac NH, neige carbonique, glace d'eau HO, etc.).  Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrête qu'après épuisement du gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. Ainsi se forment des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).  Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de millions d'années. Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de trois à cinq fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des planètes telluriques et doit les former en un temps limité par la durée de vie du disque.

Principes de nomination des planètes.

Les noms des planètes du Système solaire sont attribués par les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI). Celles-ci adoptent de manière cohérente les noms des dieux de la mythologie romaine qui ont été imposés par l'astrolâtrie de la mythologie grecque. En raison de sa couleur rouge, on dénomma la quatrième planète Mars en référence au dieu romain de la guerre (et donc du sang) et, plus récemment, la planète (136199) Éris, déesse de la discorde pour la planète naine dont la découverte a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète au détriment de Pluton, qui ne respecte pas le nouveau critère d'« élimination des rivales ».

Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant éliminé tout corps « rival » se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire.

Ein Planet (des Sonnensystems) ist gemäß der Definition der Internationalen Astronomischen Union (IAU) ein Himmelskörper, Diese Definition geht auf einen Beschluss der IAU vom August 2006 zurück. Dies führte unter anderem dazu, dass Pluto seinen vormaligen Status als Planet verlor, was insbesondere in den USA – der Heimat seines Entdeckers – zu gesellschaftlichem Disput führte.


Aperçu.

Le langage Java reprend en grande partie la syntaxe du langage C++. Néanmoins, Java a été épuré des concepts les plus subtils du C++ et à la fois les plus déroutants, tels que les pointeurs et références, ou l’héritage multiple contourné par l’implémentation des interfaces, et même depuis la version 8, l'arrivée des interfaces fonctionnelles introduit l'héritage multiple (sans la gestion des attributs) avec ses avantages et inconvénients tels que l'héritage en diamant. Les concepteurs ont privilégié l’approche orientée objet de sorte qu’en Java, tout est objet à l’exception des types primitifs (nombres entiers, nombres à virgule flottante, etc.) qui ont cependant leurs variantes qui héritent de l'objet Object (Integer, Float,

Historique.

Origine du langage.

Le langage Java est issu d’un projet de Sun Microsystems datant de 1990 : l’ingénieur Patrick Naughton n’était pas satisfait par le langage C++ utilisé chez Sun, ses interfaces de programmation en langage C, ainsi que les outils associés. Alors qu’il envisageait une migration vers NeXT, on lui proposa de travailler sur une nouvelle technologie et c’est ainsi que le Projet (furtif) vit le jour.  Le Projet fut rapidement rebaptisé avec l’arrivée de James Gosling et de Mike Sheridan. Ensemble, aidés d’autres ingénieurs, ils commencèrent à travailler dans un bureau de la rue Sand Hill à Menlo Park en Californie. Ils essayèrent d’élaborer une technologie pour le développement d’applications d’une nouvelle génération, offrant à Sun la perspective d’opportunités uniques.  L’équipe envisageait initialement d’utiliser le langage C++, mais l’abandonna pour différentes raisons. Tout d’abord, ils développaient sur un système embarqué avec des ressources limitées et estimaient que l’utilisation du C++ demandait un investissement trop important et que cette complexité était une source d’erreur pour les développeurs. L'absence de ramasse-miettes impliquait que la gestion de la mémoire devait être programmée manuellement, un défi mais aussi une source d’erreurs.  L’équipe

Java rencontre Internet.

De juin à, après trois jours de remue-méninges avec John Gage, James Gosling, Joy, Naughton, Wayne Rosing et Eric Schmidt, l’équipe recentra la plate-forme sur le web. Ils pensaient qu’avec l’avènement du navigateur Mosaic, Internet était le lieu où allait se développer le même genre d’outil interactif que celui qu’ils avaient envisagé pour l’industrie du câble. Naughton développa comme prototype un petit navigateur web, WebRunner qui deviendra par la suite HotJava.  La même année le langage fut renommé Java après qu’on eut découvert que le nom était déjà utilisé par un fabricant de carte vidéo.

Origine du nom Java.

Le nom n'est pas un acronyme, il a été choisi lors d'un brainstorming en remplacement du nom d'origine, à cause d'un

Lancement public de Java.

En, HotJava et la plate-forme Java furent présentés pour. Java 1.0a fut disponible en téléchargement en 1994 mais la première version publique du navigateur HotJava arriva le à la conférence.  L’annonce fut effectuée par John Gage, le directeur scientifique de Sun Microsystems. Son annonce fut accompagnée de l’annonce surprise de Marc Andressen, vice-président de l’exécutif de Netscape que Netscape allait inclure le support de Java dans ses navigateurs. Le, le groupe Javasoft fut constitué par Sun Microsystems pour développer cette technologie. Deux semaines plus tard la première version de Java était disponible.

Avènement de Java 2.

L'apparition de la version 1.2 du langage marque un tournant significatif : c'est en 2000 qu'apparait simultanément la déclinaison en deux plateformes Java :  Sun les qualifie alors

Histoire récente.

Utilisation Web.

Utilisation sur poste de travail.

L’utilisation native du langage Java pour des applications sur un poste de travail restait jusqu'à présent relativement rare à cause de leur manque de rapidité. Cependant, avec l’accroissement rapide de la puissance des ordinateurs, les améliorations au cours des années 2000, de la

Utilisation avec les mobiles.

Oracle annonce début à la conférence JavaOne sa volonté de proposer des solutions Java pour le domaine des logiciels embarqués, pour processeurs moins puissants que ceux habituellement disponibles sur les PC. Oracle fédère autour d'elle tout un éco-système d'entreprises spécialistes de ces segments de marchés, comme l'éditeur MicroEJ

OS Windows, Mac OS X et GNU/Linux.

Microsoft a fourni en 2001 un environnement de travail de type Java, dénommé J++, avec ses systèmes d’exploitation avant la sortie de Windows XP. À la suite d'une décision de justice, et au vu du non-respect des spécifications de ce langage, Microsoft a dû abandonner celui-ci et créer un nouveau langage, de nom C# (cf. chapitre « Indépendance vis-à-vis

Passage sous licence open-source.

Le, le code source du compilateur javac et de la machine virtuelle HotSpot ont été publiés en Open Source sous la Licence publique générale GNU.  Le, Sun Microsystems annonce le passage de Java, c’est-à-dire le JDK (JRE et outils de développement) et les environnements Java EE (déjà sous licence CDDL) et Java ME sous licence GPL d’ici, sous le nom de projet OpenJDK.  En,

Acquisition par Oracle.

La société Oracle a acquis en 2009 l'entreprise Sun Microsystems. On peut désormais voir apparaître le logo Oracle dans les documentations de l'api Java.  Le, James Gosling, le créateur du langage de programmation Java, démissionne d’Oracle pour des motifs qu’il ne souhaite pas divulguer. Il était devenu le directeur technologique de la division logicielle client pour Oracle.  En 2018, Oracle annonce que l'utilisation de Java pour un usage professionnel serait soumis à une licence payante à partir de.

Historique des versions.

Le langage Java a connu plusieurs évolutions depuis le JDK 1.0 () avec l’ajout de nombreuses classes et packages à la bibliothèque standard. Depuis le J2SE1.4, l’évolution de Java est dirigée par le JCP () qui utilise les JSR () pour proposer des ajouts et des changements sur la plate-forme Java. Le langage lui-même est spécifié par le JLS (), les modifications du JLS étant gérées sous le code JSR 901.  Il faut noter que les évolutions successives du langage ne portent guère sur sa syntaxe -relativement stable depuis le début- mais principalement sur l'enrichissement de ses fonctions, avec l'embarquement et l'optimisation de bibliothèques logicielles (API) dans des domaines très variés de l'informatique : bases de données, gestion XML, informatique distribuée et web, multimédia, sécurité...

Numérotation des versions.

Il faut distinguer la version du

Versions successives.

Deux versions peuvent parfois être proposées simultanément, telles que 8u65 & 8u66 : la différence consiste généralement en des corrections de bugs mineurs (sans incidence de sécurité notamment), pour lesquelles la mise à jour à la toute dernière version n'est pas critique et est de ce fait laissée

Contenu et évolutions.

Philosophie.

Lors de la création du langage Java, il avait été décidé que ce langage devait répondre à cinq objectifs :

Langage orienté objet et familier.

La première caractéristique, le caractère orienté objet (« OO ») et familier, fait référence à une méthode de programmation et de conception du langage et le fait qu'un programme écrit en Java ressemble assez fort à un programme écrit en C++.  Bien qu’il existe plusieurs interprétations de l’expression orienté objet, une idée phare dans ce type de développement est que les différents types de données doivent être directement associés avec les différentes opérations qu’on peut effectuer sur ces données. En conséquence, les données (appelées "Propriétés") et le code les manipulant (appelé "Méthodes") sont combinés dans une même entité appelée

Mécanisme du ramasse-miettes.

Cet élément contribue à la robustesse et à la performance des programmes, le ramasse-miettes () est appelé régulièrement et automatiquement pendant l'exécution du programme. Sur les systèmes multi-processeurs et/ou multi-cœurs, celui-ci emploie même des threads multiples à faible priorité afin de perturber le moins possible l'exécution du programme. En outre, le programmeur peut au besoin suggérer de lancer le ramasse-miettes à l’aide de la méthode "System.gc()".  Un grief récurrent à l’encontre de langages comme C++ est la lourde tâche d’avoir à programmer manuellement la gestion de la mémoire. En C++, la mémoire allouée par le programme pour créer un objet est désallouée lors de la destruction de celui-ci (par exemple par un appel explicite à l'opérateur ). Si le programmeur oublie de coder la désallocation, ceci aboutit à une « fuite mémoire », et le programme

Indépendance vis-à-vis de la plate-forme.

L’indépendance vis-à-vis de la plate-forme signifie que les programmes écrits en Java fonctionnent de manière parfaitement similaire sur différentes architectures matérielles. La licence de Sun pour Java insiste ainsi sur le fait que toutes les implémentations doivent être compatibles. On peut ainsi théoriquement effectuer le développement sur une architecture donnée et faire tourner l’application finale sur toutes les autres.  Ce résultat est obtenu par :  Noter que même s’il y a explicitement une première phase de compilation, le bytecode Java est soit interprété, soit converti à la volée en code natif par un compilateur à la volée (, JIT).

Types de compilations.

Les premières implémentations du langage utilisaient une machine virtuelle interprétée pour obtenir la portabilité. Ces implémentations produisaient des programmes qui s’exécutaient plus lentement que ceux écrits

Bilan de la portabilité Java.

Après que Sun eut constaté que l’implémentation de Microsoft ne supportait pas les interfaces RMI et JNI, et comportait des éléments spécifiques à certaines plates-formes par rapport à sa plate-forme initiale, Sun déposa plainte en justice contre Microsoft, et obtint des dommages et intérêts (20 millions de dollars). Cet acte de justice renforça encore les termes de la licence de Sun. En réponse, Microsoft arrêta le support de Java sur ses plates-formes et, sur les versions récentes de Windows, Internet Explorer ne supporte pas

Exécution sécurisée de code distant.

La plate-forme Java fut l’un des premiers systèmes à offrir le support de l’exécution du code à partir de sources distantes. Une applet peut fonctionner dans le navigateur web d’un utilisateur, exécutant du code téléchargé d’un serveur HTTP. Le code d’une applet fonctionne dans un espace très restrictif, ce qui protège l’utilisateur des codes erronés ou mal intentionnés. Cet espace est délimité

Éléments du langage.

Voici un exemple d’un programme typique écrit en Java :  Le fichier source porte presque toujours le nom de la classe avec l'extension ".java" (ici "HelloWorld.java", ce serait même obligatoire car la classe possède l'attribut public dans sa déclaration — la rendant alors accessible à tout autre programme). On peut compiler puis exécuter cet exemple sur le terminal avec les commandes suivantes (sous Linux) :  La ligne « export CLASSPATH=. » sert à indiquer à Java qu’il doit également chercher les programmes class dans le répertoire courant. Ce chemin peut également être spécifié au lancement du programme par l’option -classpath (ou -cp en abrégé) :

Mots réservés, primitifs et littéraux.

abstract else instanceof static try boolean false assert (1.4) enum (5.0) interface strictfp (1.2) volatile byte true break extends native super while char case

Classe, attributs, méthodes.

Notion de classe.

Une classe est la description de données appelées attributs, et d’opérations appelées méthodes. Il s'agit d'un modèle de définition pour des objets

Notion d'attribut.

Un attribut se définit en donnant

Notion de méthode.

Une méthode est définie par :

Types.

Le tableau ci-dessus recense les types de base, cependant il existe en Java d'autres types qui sont des objets et sont à utiliser en tant que tel. Par exemple

Les collections d'objets.

Il est souvent nécessaire de stocker de nombreuses données dans des collections : liste d’achats, notes des élèves, etc. Les collections peuvent être consultées, modifiées, on peut les trier, les recopier, les supprimer, etc. Elles peuvent avoir une taille fixe ou variable.  Les collections à taille fixe sont moins lourdes que les collections à taille variable.

Collections de taille fixe.

int[] tab = new int[10];  int tab[]

Collections de taille variable.

La classe abstraite codice_37 est fournie pour implémenter les collections à taille variable.  Pour initialiser une ArrayList il faut importer la classe codice_38 et écrire codice_39 ou codice_40 depuis le JDK 7.0.  Depuis le JDK 1.5, on a la possibilité d’indiquer le type des éléments contenus dans une ArrayList : Entiers, chaînes de caractères ou autres objets.  Pour ajouter un élément on écrit codice_41  Pour accéder à un élément de l’ArrayList : codice_42  Pour connaître le nombre d’éléments que contient une liste : codice_43  Pour supprimer un élément : codice_44 les éléments qui suivent l’élément supprimé seront décalés à gauche.

Structures de contrôle.

Boucles.

Bien qu’elles aient toutes un rôle similaire, chaque boucle est pourtant adaptée

Structures conditionnelles.

if (<expression booléenne>) {  Remarque : il est possible de combiner des conditions (expressions booléennes) en utilisant des opérateurs supplémentaires : le « ET » logique && (instruction exécutée si toutes les conditions sont vraies) :  if (<condition 1> && <condition 2>) {  Il existe aussi le « OU » logique || (instruction exécutée si au moins une des conditions est vraie) :  if (<condition 1> || <condition 2>) {  Enfin, il y a le « NON

Traitement des exceptions.

try {  Le bloc de code finally sera exécuté quel que soit le résultat lorsque le programme sortira du bloc try-catch.  Voici un exemple de capture d’une exception :  Cet exemple permet d’illustrer le mécanisme des exceptions en Java. Dans le cas d’une erreur d’entrée/sortie dans le bloc try, l’exécution reprend dans le bloc catch correspondant à cette situation (exception de

Types génériques.

Un type générique est autrement appelé un Template, il prend un ou plusieurs autres types en arguments. Le type passé en paramètre est déterminé lors de l'instanciation.  Cela permet notamment dans le cadre des ArrayList d'éviter les transtypages.

Codage du code source.

Les spécifications du langage Java précisent qu’il est formé de caractères au format UTF-16, ce qui permet l’utilisation dans le code source de tous les caractères existant dans le monde :  Pour assurer la portabilité entre plates-formes, les noms de classes devraient néanmoins être formés uniquement de caractères ASCII.

Environnements de développement.

JavaStyle.

Les JavaStyle sont des conventions de programmation en langage Java définies par Sun. Le respect de conventions strictes assure une homogénéité dans le code source

Frameworks et API.

Sun fournit un grand nombre de et d’API afin de permettre l’utilisation de Java pour des usages très diversifiés.

Outils de développement.

La programmation peut se faire depuis une invite de commande en lançant un compilateur Java (souvent nommé javac), mais pour avoir plus de confort, il est préférable d’utiliser un environnement de développement intégré ou IDE (qui permet de compiler automatiquement), certains sont gratuits. Par exemple :

Automatisation.

Un programme Java peut être produit avec des outils qui automatisent le processus de construction (c'est-à-dire l'automatisation de certaines tâches faisant appel à un nombre potentiellement grand de dépendances comme l'utilisation de bibliothèques, la compilation, la génération d'archives, de documentation, le déploiement, etc.). Les plus utilisés sont :  Résultats :

Java est un langage de programmation orienté objet créé par James Gosling et Patrick Naughton, employés de Sun Microsystems, avec le soutien de Bill Joy (cofondateur de Sun Microsystems en 1982), présenté officiellement le au "".

Java ist eine objektorientierte Programmiersprache und eine eingetragene Marke des Unternehmens Sun Microsystems, welches 2010 von Oracle aufgekauft wurde. Die Programmiersprache ist ein Bestandteil der Java-Technologie – diese besteht grundsätzlich aus dem Java-Entwicklungswerkzeug (JDK) zum Erstellen von Java-Programmen und der Java-Laufzeitumgebung (JRE) zu deren Ausführung. Die Laufzeitumgebung selbst umfasst die virtuelle Maschine (JVM) und die mitgelieferten Bibliotheken. Java als Programmiersprache sollte nicht mit der Java-Technologie gleichgesetzt werden; Java-Laufzeitumgebungen führen Bytecode aus, der sowohl aus der Programmiersprache Java als auch aus anderen Programmiersprachen wie Groovy, Kotlin und Scala kompiliert werden kann. Im Prinzip könnte jede Programmiersprache als Grundlage für Java-Bytecode genutzt werden, meistens existieren aber keine entsprechenden Bytecode-Compiler.


Histoire.

Dérive des continents.

Pendant plusieurs siècles, les sciences de la Terre ont été dominées par la théorie fixiste qui repose sur le constat de l'état solide de la quasi-totalité du globe terrestre et de la surface terrestre qui présente une géométrie immuable, stable.  Dès 1596, dans son ouvrage "Thesaurus geographicus", le cartographe anversois Abraham Ortelius remarque la ressemblance du tracé des côtes américaines et africaines. Il émet l’hypothèse que ces continents ont autrefois été réunis, et qu’ils ont été séparés à la suite de catastrophes : inondations et séismes. Francis Bacon souligne également cette complémentarité en 1620. Dans la "Corruption du grand et petit Monde" (1668) le père François Placet affirme que la séparation de l'Amérique du reste des continents s'est produite pendant le déluge universel. En 1756, le théologien allemand découvre la confirmation biblique de cette séparation en interprétant avec peu de vraisemblance un passage du livre de la Genèse. Le pas final vers une vraie théorie de la dérive des continents revient en 1858 au géographe Antonio Snider-Pellegrini dans son mémoire intitulé "La Création et ses mystères dévoilés". Il propose une première ébauche d'explication rationnelle de la complémentarité des côtes d'Europe et d'Amérique du Nord par la ressemblance des flores fossiles du Carbonifère dans ces deux continents. Pour Snider, un bloc primitif de roches en fusion aurait occupé une seule face de la Terre puis, refroidi, se serait rompu, créant l'Atlantique qui sépare les deux continents ; ceux-ci se seraient ensuite déplacés à la surface de la Terre. Cependant Snider, tenant de l'orthodoxie chrétienne, invoque encore la théorie du catastrophisme pour attribuer le phénomène du refroidissement au Déluge.  Les hommes de science, imprégnés de la théorie de l'uniformitarisme qui s'est imposée à la fin du, continuent à croire ferme à la pérennité des mers et des continents. Pourtant, quelques mobilistes (tenants de la théorie mobiliste qui considère que d'importants mouvements horizontaux animent la Terre) se sont exprimés.  Jusqu'au début du, la mobilité verticale de la terre est admise (d'après l'observation des séismes, des volcans en formation) mais pas la mobilité horizontale.  La théorie fixiste reste cependant dominante et seuls les déplacements verticaux demeurent expliqués. Le géologue Léonce Élie de Beaumont développe l'hypothèse de « systèmes de soulèvement » pour expliquer l'orogenèse. À la fin du, Eduard Suess remplace l'hypothèse des « soulèvements » par celle des « affaissements » : adepte de la théorie de la contraction de la Terre, il propose que les montagnes résultent de plissements tandis que les océans proviennent de l'effondrement des ponts terrestres. Cependant, plusieurs contraintes (distribution bimodale des altitudes, quasi constance de la gravité à la surface du globe) rendent ces modèles fixistes inopérants. Le géologue Frank Bursley Taylor formule en 1908, dans une communication à la Société américaine de géologie, l'hypothèse de la dérive continentale, se fondant sur le fait qu'on retrouve des chaînes de montagnes sur les marges continentales opposées des côtes atlantiques, comme les Rocheuses en Amérique du Nord et les Andes en Amérique du Sud. Ces chaînes se seraient formées par un effet de boutoir causé par la dérive des continents.  Le, le météorologue allemand Alfred Wegener, sans connaître semble-t-il les travaux de Taylor, présente à la Société géologique de Francfort-sur-le-Main un exposé cohérent et argumenté de la théorie de la dérive des continents, avec plusieurs éléments de démonstration, ce qui explique que la paternité de cette théorie lui est attribuée. Pour lui, un supercontinent, la Pangée (mot formé de deux noms grecs, Pan, et gê, "Terre tout entière") s'est disloqué au début de l'ère secondaire, entraînant l'ouverture de l'Atlantique Nord et la séparation de l'Antarctique, puis l'ouverture de l'Atlantique Sud. Depuis cette ère, les masses continentales issues de cette fragmentation dériveraient à la surface de la Terre, telles des radeaux. Wegener publie un ouvrage en 1915, "", dans lequel il précise les nombreuses preuves sur lesquelles il s'appuie : preuves morphologiques (emboîtement des formes des continents, comme la corne nord-est du Brésil et le fond du golfe de Guinée), stratigraphiques (continuité stratigraphique entre l'Afrique et l'Amérique du Sud qui se traduit par l'existence des cratons faits de tonalites ou boucliers qui datent du Paléozoïque), paléoclimatiques (existence de galets striés datant du primaire en Afrique du Sud et en Amérique du Sud, ce qui témoigne que les deux continents ont subi les mêmes influences glaciaires durant l'ère Paléozoïque) et paléontologiques (même faune et flore du primaire au rang desquelles les mésosaures, les cygnonatus et les glossoptéris, sorte de fougère à graines du Paléozoïque).  Cette intuition, pourtant étayée par des arguments interdisciplinaires convaincants, est rejetée par une bonne partie de la communauté scientifique (, Ludwig Diels ou Harold Jeffreys) et ne trouve que peu de partisans, tel René Jeannel. Wegener échoue en effet dans sa théorie cinématique (théorie mobiliste plus descriptive que causale) à fournir une cause plausible de cette dérive. Il pense que la croûte continentale seule se déplace, en glissant directement « dans » ou « à la surface de » la croûte océanique. Mais, dans cette vision théorique marquée encore par un certain fixisme (la dérive des continents de Wegener est d'abord une théorie de la permanence des continents), la dérive se caractérise par la formation de trous béants. Wegener propose comme explication le broutage des continents sur le fond des océans pour expliquer la dérive. De plus, l'hypothèse des « radeaux » de sial flottant sur le sima visqueux n'est pas acceptable car les sismogrammes démontrent que le sima est solide. Enfin, les forces imaginées par Wegener (forces centrifuges de la fuite des pôles, force d'Eötvös, effet de marée) pour faire dériver les continents sont trop faibles pour vaincre leur rigidité.  Les mécanismes et la morphologie interne de la Terre sont à cette époque encore inconnus pour une interprétation plausible de la dérive. De plus, les géologues considèrent implicitement les fonds marins comme ayant une nature identique à celle des continents.

Expansion des fonds océaniques.

Jean Goguel publie en 1942 son "Introduction à l'étude mécanique des déformations de l'écorce terrestre" ; en 1952, il publie son "Traité de tectonique". L'hypothèse des "mouvements de convection" dans le manteau, émise par Arthur Holmes en 1945, propose un moteur plausible à ces déplacements de continents.  Le géologue américain Harry Hess s'appuie sur de nouvelles données scientifiques (cartes des fonds océaniques avec mise en évidence des rifts et fosses océaniques, flux de chaleur et cartes de l'âge du plancher océanique) pour élaborer en 1962 un nouveau modèle scientifique, l'expansion des fonds océaniques, appelée aussi hypothèse du "double tapis roulant". Hess propose que la croûte océanique, créée au niveau des dorsales par des courants ascendants et enfouie au niveau des fosses océaniques par des courants descendants (phénomène de subsidence), est continuellement recyclée alors que la croûte continentale, à cause de sa légèreté, est condamnée à dériver à la surface de la Terre.  L'hypothèse du "double tapis roulant" marque une véritable révolution des sciences de la Terre et affine le concept primitif de dérive des continents de Wegener. Ce dernier fait des blocs continentaux (formés de croûte continentale) le moteur de la dérive des continent alors qu'ils perdent ce rôle au profit des océans selon Hess. Pour ce dernier, les continents sont incorporés dans la lithosphère comme des morceaux de bois dans la banquise et sont entraînés passivement au gré des ouvertures et fermetures des océans.

Mise en place de la théorie de la tectonique des plaques.

Différentes observations permettent de vérifier l'hypothèse de l'expansion océanique.  En 1958 et 1961, les océanographes et Arthur D. Raff mettent en évidence des bandes d'anomalies magnétiques symétriques par rapport à l'axe des dorsales océaniques, corrélables avec les phénomènes d'inversion du champ magnétique terrestre. Le géophysicien et son étudiant interprètent cette disposition surnommée « peau de zèbre » comme la confirmation de l'hypothèse d'Hess : l'accrétion de matériau mantellique au niveau des rifts et la dérive de la croûte océanique portée par le manteau sous-jacent qui agit comme un tapis roulant de part et d'autre du rift, sont à l'origine de cette disposition caractéristique.  Dès lors se met en place la théorie synthétique de la tectonique des plaques qui donne une explication globale à l'expansion océanique et la sismicité des zones des fosses océaniques en modélisant le mouvement relatif de plaques tectoniques sur la sphère terrestre. En 1965, le géophysicien Tuzo Wilson développe le concept de faille transformante, ce qui lui permet de découper la surface de la Terre en une mosaïque de plaques (qu'il nomme « plaques lithosphériques ») en mouvement les unes par rapport aux autres. En 1967, Dan Peter McKenzie détaille le moteur de cette tectonique, la convection mantellique, et avec son collègue Parker contraint le modèle avec des problèmes géométrique relatifs aux mouvements sur sphère. William Jason Morgan suggère en 1968 que la tectonique terrestre peut être modélisée par un nombre réduit de plaques tectoniques (six gros blocs rigides et douze plus petits). La même année, le géodynamicien français Xavier Le Pichon propose un modèle composé de six plaques et montre leurs mouvements relatifs depuis 120 millions d'années. Enfin, Jack Oliver et son étudiant Bryan Isacks parviennent à expliquer la sismicité sur tout le globe terrestre par le modèle de la tectonique des plaques, ce qui finit de convaincre la majorité des scientifiques à rejeter le paradigme fixiste et embrasser la toute nouvelle théorie.

Identification des principales plaques tectoniques.

Lors de l'exposé de sa théorie de la tectonique des plaques en 1968, Le Pichon distingue six plaques lithosphériques principales :  Outre ces plaques majeures, des études plus détaillées ont conduit à distinguer un certain nombre de plaques secondaires, de moindre importance. En effet, les limites des plaques ne sont pas toujours bien définies et l'on parle de frontière de plaque « diffuse ».  La recherche dénombre quinze plaques principales en 2015.  En 2016, les simulations numériques réalisées par Mallard montrent que les plaques tectoniques sont au nombre de cinquante-trois : sept grandes plaques (l’Amérique du Nord, l’Amérique du Sud, l’Afrique, l’Eurasie, le Pacifique, l’Australie et l’Antarctique), couvrant 94 % de la surface du globe, entre lesquelles se trouvent quarante-six petites plaques complémentaires.

Le modèle actuel.

On admet à présent que les plaques tectoniques sont portées par les mouvements du manteau asthénosphérique sous-jacent, et subissent des interactions dont les trois types principaux sont la divergence, la convergence, et le coulissage. À ces trois types d'interaction sont associées les trois grandes familles de failles :

Zones de divergence.

Une zone de « divergence » apparaissant dans une croûte continentale conduit transitoirement à la formation d'un rift.  Un rift actif en zone continentale ne peut pas être une situation prolongée, parce que l'éloignement des deux bords de croûte continentale crée un vide qui sera comblé par de la croûte océanique, créant à terme un nouvel océan.  L'exemple le plus célèbre de divergence continentale est la vallée du Grand Rift en Afrique, qui est en train de séparer la plaque africaine de la plaque somalienne, qui se prolonge par le rift de la Mer Rouge, déjà en grande partie submergé, qui sépare la plaque africaine de la plaque arabique.  Quand les croûtes continentales se sont suffisamment séparées, la zone de divergence se retrouve en milieu océanique, et sépare deux surfaces constituées de croûte océanique. Une telle zone de divergence océanique éloigne deux plaques l'une de l'autre, couplé à une remontée du manteau entre elles, permettant la formation continue de croûte océanique. Leur frontière divergente correspond à une ride océanique ou dorsale, lieu de création de lithosphère océanique et théâtre de volcanisme intense.  En dehors de leurs bordures, les plaques sont rigides, de géométrie fixe : s'il y a des zones de divergence créant de la surface terrestre, il y a nécessairement aussi des zones de convergence où la surface terrestre peut disparaître. Les zones de divergence sont donc nécessairement accompagnées de zones de convergence.

Zones de convergence.

Les zones de convergence sont la principale source d'orogenèse. La formation de montagnes continentales à partir de zones de convergence est un mécanisme à quatre temps.  Une zone de convergence impliquant deux croûtes océaniques conduit l'une à plonger sous l'autre, dans un mouvement de subduction. La plaque inférieure s'enfonce dans une fosse océanique, et sur la bordure de la plaque supérieure se forme un arc volcanique. C'est la situation de la fosse des Mariannes, ou des Îles Kouriles. Dans ce type de convergence, la plaque inférieure se raccourcit, et la plaque supérieure reste stable.  Si la croûte océanique de la plaque inférieure se prolonge par une croûte continentale, l'entrée de cette dernière dans la fosse océanique conduira transitoirement à une situation d'obduction : la croûte océanique supérieure passe au-dessus de la croûte continentale inférieure. Cette situation est transitoire, parce que la croûte continentale, moins dense, ne peut pas s'enfoncer et bloque le mouvement de convergence. Si la convergence se poursuit, c'est la croûte continentale (moins dense, d = 2,7), éventuellement chevauchée par des roches d'origine océanique, qui prendra le dessus, et la croûte océanique (la plus dense, d = 3,2) plongera à son tour dans un mouvement de subduction inversé, conduisant à une marge continentale active, ou marge de convergence.  Une marge continentale active est une zone de convergence qui met en contact une croûte continentale supérieure et une croûte océanique plongeant sous celle-ci dans une fosse de subduction. La côte ouest de l'Amérique du Sud en est un exemple. La subduction d'une plaque sous une autre entraîne de nombreuses conséquences, comme un volcanisme andésitique (ou explosif ou volcan gris), de nombreux tremblements de terre et surtout la formation des plis et des failles.  Enfin, si la convergence le long d'une marge continentale active a consommé toute la croûte océanique, elle conduit à une zone de collision, là où deux croûtes continentales se confrontent. Le moteur du mécanisme de subduction se bloque. Il n'est pas assez puissant pour faire plonger l'une des plaques dans l'asthénosphère à cause de leur faible densité. Les deux plaques se soudent pour n'en former qu'une seule. C'est le cas notamment de la chaîne de l'Himalaya, à la frontière entre la plaque indienne et la plaque eurasiatique ; cette rencontre s'est produite il y a 65 millions d'années à la faveur de la migration du continent indien. Les Alpes et les chaînes de l'Atlas sont des exemples de chaînes de collision. Il faut noter que pendant la collision, le matériel sédimentaire est transporté en hauteur pour former des chaînes de montagnes où les roches sont plissées et faillées.  La collision conduit à la formation de masses continentales de plus en plus importantes. John Tuzo Wilson a montré que les continents grandissent par un cycle de Wilson, une série d'étapes quasi périodiques où les plaques tectoniques de la croûte terrestre se dispersent puis s'agrègent.

Zones de décrochement.

Le « coulissage » ou « transcurrence » se dit du glissement horizontal de deux plaques, l'une à côté et le long de l'autre. Il s'agit d'un déplacement latéral d'une plaque contre une autre.  Le décrochement est généralement le fait de croûtes continentales. Pendant le déplacement de cette faille se produisent des séismes très violents, dus aux frottements rugueux le long de failles épaisses et peu rectilignes. La faille de San Andreas en Californie et la faille nord-anatolienne en Turquie en sont deux exemples.  Comme indiqué ci-dessus, une dorsale océanique est toujours formée de segments de divergence, séparés par des failles transformantes ; cependant ces failles transformantes océaniques associées aux dorsales ne produisent guère de séismes, étant très rectilignes et sur des zones de croûte océanique de faible épaisseur.  Des zones de décrochement transformantes peuvent également être associées à la limite entre plaques océaniques et plaques continentales, comme pour la plaque caraïbe et la plaque Scotia.

Moteur du déplacement.

La Terre possède une chaleur importante du fait de la radioactivité (désintégration du potassium, de l'uranium et du thorium) et de la chaleur d'accrétion initiale. Elle se refroidit en évacuant la chaleur à sa surface. Pour cela, on connaît trois mécanismes : conduction thermique, convection et transfert radiatif. Au niveau du manteau terrestre, la majeure partie du flux de chaleur est évacuée par la mise en mouvement des roches. C'est cette convection mantellique qui est le moteur de la tectonique des plaques. La convection est induite par la présence de matériel chaud (donc moins dense) "sous" du matériel moins chaud (donc plus dense). Ces mouvements sont très lents (de l'ordre de ) et favorisés par la lubrification par l’eau de mer et les sédiments qui réduisent les frottements entre les plaques.  Jusqu'à peu, les géologues considéraient que le couplage mécanique entre les mouvements de l'asthénosphère et de la lithosphère était le principal moteur de la tectonique des plaques. L'importance de ce couplage entre la lithosphère (rigide et cassante) et l'asthénosphère (manteau sous-jacent ductile et déformable) est remise en cause. L'origine de la force qui rend les plaques mobiles est discutée : Ces possibilités ne sont pas exclusives, mais les contributions relatives dans le mouvement sont très discutées et dépendent des études, en particulier le rôle du couplage entre la lithosphère et l'asthénosphère, considéré comme majeur jusque dans les années 1990 est fortement remis en question.  En 2019, une simulation 3D de la tectonique globale sur retrouve les principales caractéristiques : reliefs montagneux de de haut, fosses sous-marines de de profondeur, zones de subduction et dorsales, apparition et disparition de supercontinents, vitesse de déplacement des plaques de quelques centimètres par an, et flux de chaleur en surface réaliste. Les calculs indiquent que, depuis au moins, les deux-tiers de la surface de la Terre se déplacent plus vite que le manteau sous-jacent (à de profondeur), et que les rôles sont inversés sur le tiers restant : dans la majorité des cas, le manteau s'oppose au mouvement de la plaque (la cause de ce déplacement se situe donc en surface, dans les zones de subduction qui tirent l'ensemble de la plaque), et dans un tiers des cas c'est au contraire le manteau pousse la surface avec lui (et ce sont donc les courants profonds qui sont responsables du mouvement de la plaque).

Cycles de Wilson.

Premières manifestations de la tectonique des plaques.

Alors que les plus anciennes traces de tectonique des plaques dataient de (milliards d'années), une équipe internationale de chercheurs en géosciences en 2007 fait remonter cette tectonique à au début de l'archéen. L'analyse d'inclusions dans les diamants de la a révélé la présence d'éclogite caractéristique de la subduction d'une plaque océanique. Un modèle numérique de tectonique des plaques en deux dimensions suggère que vers commencent à se former les plaques tectoniques et que la tectonique s’est généralisée un Ga plus tard : les mouvements descendants de l'asthénosphère étirent les roches de la partie mantellique de la lithosphère et déforment la taille des grains de la péridotite composant cette partie, ce qui la fragilise sur une période d'environ (millions d'années). La convection mantellique se déplaçant au cours du temps, les zones fragilisées qui ne sont plus soumises à la déformation voient leurs minéraux grossir, ce qui « cicatrise » la lithosphère sur une période d'un Ga. En 2016, une modélisation thermomécanique suggère que ce sont les panaches qui, en brisant la croûte terrestre ont formé les premières plaques.  Il est probable que l'activité géologique de la Terre se soit manifestée de façon très différente durant l'Hadéen et l'Archéen, et plausible que le mécanisme actuel de la tectonique des plaques ne se soit mis en place qu'au Paléoprotérozoïque (). La découverte d'éclogites vieilles de dans le bloc du Kasaï (craton du Congo) indique que la mise en place de la tectonique des plaques est au moins antérieure à cette date.  La découverte en 2016 et 2018 d'un excès d'eau dans des inclusions vitreuses de komatiites du Canada et du Zimbabwe, d'âge, atteste de l'existence de réservoirs mantelliques hydratés au Néoarchéen (). L'étude en 2019 du rapport D/H dans ces inclusions confirme que cette eau provient de la surface, probablement entraînée dans la zone de transition du manteau par la déshydratation de la croûte océanique de plaques subductées. La même étude obtient des résultats semblables (avec aussi un excès de chlore et un appauvrissement en plomb) dans des inclusions vitreuses de komatiites de la ceinture de roches vertes de (Afrique du Sud), vieille de. Ces résultats font ainsi remonter les débuts de la tectonique des plaques au Paléoarchéen ().

Alternance répétée de phases de formation d'un supercontinent suivie de processus d'océanisation.

L'animation ci-dessus montre la dislocation de la Pangée depuis le Trias. Dans un premier temps, ce supercontinent se sépare en Laurasia et Gondwana. La Laurasia se fragmente en Amérique du Nord et Groenland d'une part et Eurasie d'autre part, tandis que du Gondwana se détache successivement la Nouvelle-Zélande, l'Inde, puis le bloc Australie-Nouvelle-Guinée, avant que ce continent ne se partage entre Amérique du Sud, Afrique et Antarctique. Cette dislocation aboutit à une recomposition des continents puisque, par exemple, l'Inde fusionne avec l'Eurasie, suivie par l'Afrique et la Nouvelle-Guinée.  Cette alternance de dislocation et de recomposition est intervenue plusieurs fois au cours des temps géologiques. Cet historique général ne prend pas en compte l'intervention des différents terranes, comme l'Avalonia, issue de la Pannotia, qui a participé à la formation de la Laurussia.  La chaleur de la Terre ne s'évacue pas de la même façon selon que les continents sont regroupés en un seul ou qu'ils sont dispersés comme c'est le cas aujourd'hui et selon leur position (qui influe sur leur albédo, plus claires en zone polaire par exemple). Les chaînes de montagnes terrestres ou sous-marines modifient respectivement la circulation des masses d'air humide et des courants marins. Un supercontinent forme un « bouclier thermique » qui modifie la manière dont la chaleur s'évacue. Il se disloquera nécessairement en plusieurs fragments. Cela marquera le début d'un nouveau cycle de Wilson ainsi baptisé en l'honneur de John Tuzo Wilson (1908-1993), géophysicien canadien, qui a, le premier, émis l'hypothèse de ce rassemblement périodique des continents.

Le prochain supercontinent?

La fermeture en cours de l'océan Pacifique devrait conduire à la formation d'un nouveau supercontinent, dénommé par Paul F. Hoffman en 1992. L'Amasie pourrait se former d'ici une centaine de millions d'années, être centrée sur le pôle Nord et rester séparée de l'Antarctique.

La tectonique des plaques (du latin tardif "tectonicus", dérivé du grec ancien « de construction ») est un modèle scientifique expliquant la dynamique globale de la lithosphère terrestre. Ce modèle théorique a été constitué à partir du concept de dérive des continents, qui fut développé par Alfred Wegener au début du. La théorie de la tectonique des plaques fut acceptée par la communauté géologique internationale à la fin des années 1960, à la suite de l'émission des concepts du « double tapis-roulant océanique ».

Paul Ludwig Hans Anton von Beneckendorff und von Hindenburg (* 2. Oktober 1847 in Posen; † 2. August 1934 auf Gut Neudeck, Ostpreußen) war ein deutscher Generalfeldmarschall und Politiker. Im Ersten Weltkrieg übte die von ihm geführte Oberste Heeresleitung von 1916 bis 1918 quasi diktatorisch die Regierungsgewalt aus. Hindenburg wurde 1925 zum zweiten Reichspräsidenten der Weimarer Republik gewählt. 1932 wurde er wiedergewählt und blieb bis zu seinem Tod Reichspräsident. Am 30. Januar 1933 ernannte er Adolf Hitler zum Reichskanzler.


Origines et mises en œuvre.

Le but.

Perl se propose d'extraire commodément des informations de fichiers texte et d'en établir des rapports. Il peut remplacer des scripts shell ainsi que des commandes comme sed, awk, grep, cut, test et expr. Traitant des formats d'entrée non obligatoirement structurés, il évite de passer des données d'un processus à l'autre et de rendre ainsi moins lisibles les traitements, auxquels il fournit un cadre unifié. Sa syntaxe s'inspire du C, y ajoute la possibilité d'expressions régulières directement dans le langage, et comporte les principales fonctions des bibliothèques système en C.  Il vise aussi la commodité pragmatique pour le programmeur (existence de raccourcis qui le font qualifier de langage « diagonal ») plutôt qu'un souhait esthétique d'architecture stricte (langages « orthogonaux »).

Les moyens.

Perl, multiplate-forme, est utilisé entre autres pour l'écriture de scripts CGI et le traitement de fichiers de log. Il permet aussi d'ajouter des « » dans un serveur web Apache, grâce à l'extension "mod_perl", à l'instar de PHP ou de servlets Java.  On le trouve ou le compile facilement sur la plupart des systèmes d'exploitation, notamment en environnement POSIX (GNU/Linux, * BSD, Mac OS X et Cygwin sous Microsoft Windows avec ActivePerl (dont la version 5.8 permet l'usage de l'Unicode ou de l'interface graphique).) Depuis la disponibilité de WSL sous Windows 10, il est aussi utilisable dans une fenêtre bash sous Windows.  Depuis 2008 existe Strawberry pour Windows, proche de la distribution Unix originale, avec un compilateur C et disponible en version 32 et 64 bits ainsi qu'en version portable (sans installation).

Syntaxe et sémantique.

Commentaire.

Perl est un langage impératif proche de C et des shells UNIX. Comme en shell, le caractère croisillon (#) introduit un commentaire et le retour à la ligne le termine. Il est également possible d'utiliser POD pour écrire un commentaire sur plusieurs lignes.  my $variable = 1; # Je suis un commentaire après une ligne de code  =for comment  =cut La syntaxe de Perl lui permet d'exprimer de manière concise dans le langage même des expressions sans appels de fonctions de bibliothèques, donc de façon plus lisible. Le débutant peut facilement n'utiliser qu'un sous-ensemble du langage.

Variables.

Perl est typé statiquement de façon simple : le premier caractère d'un identificateur de variable est un caractère non alphanumérique appelé sigil:  $a = 42; # Affectation de '42' à la variable 'a' $b = 'réponse:'; # Affectation d'une chaîne de caractère à 'b' print "$b", $a * $a; # Affiche 'réponse:1764'  @a = ('lun','mar','mer', 'jeu','ven','sam', 'dim'); # Affecte une liste a la variable tableau 'a' print $a[2]; # Affiche'mer' (l'indexation commence a zéro)  my @b = @a[2, 4]; # @b = ('mer','ven' ) my @c = @a[2..4]; # @c = ('mer', 'jeu','ven' )  %a = ( # Création d'une table de hachage clef => valeur print $a{Londo}; # Affiche 'Mollari' Contrairement à Perl 6 le sigil $ est utilisé lors de l'appel d'un élément d'un tableau ou d'un élément de hash. Cela vient du fait qu'on appelle généralement un élément scalaire. Exemple: $a[2]; # Appel d'un élément de tableau/liste $a{John}; # Appel d'un élément de table de hash Les trois types de variables du même nom peuvent coexister: $a = 'rien'; # scalaire contenant la chaine 'rien' @a = 1..5; # tableau contenant les chiffres '1, 2, 3, 4, 5' %a = ( # table de hash contenant 3 paires de clef => valeur  Perl accepte des déclarateurs indiquant la portée des variables déclarées : my $toto = 'rien' ; # variable scalaire à portée lexicale local $level += 1; # variable scalaire avec une valeur à portée dynamique our @s = (1, $s, 3.14); # variable tableau globale au module courant Les sigils permettent de reconnaître les noms de variables dans des chaînes de caractères et d'interpréter ces variables. Perl ne requiert pas de constructeurs d'instances. Le module XML::Literal disponible sur le CPAN permet de supporter des littéraux de type XML de manière similaire à l'extension normalisée E4X d'ECMAScript.

La version 5.10 et le futur de Perl.

Depuis sa version 5.10, le langage inclut des fonctionnalités destinées au futur Perl 6, comme une structure de contrôle switch et les captures nommées pour l'opérateur match (c'est-à-dire la possibilité de nommer génériquement des éléments traités au vol). La du langage, annoncée depuis 2001, est disponible depuis.

L'intégration dans l'existant.

Les programmes Perl sont intégralement portables entre GNU/Linux, Mac OS X (ou autre UNIX) et Windows malgré les désignations de fichiers différentes de ces systèmes (Perl remplace au besoin les « / » par des « \ », voire des « \\ »).  Perl permet l'usage du moteur d'interfaces graphiques Tk pour effectuer des entrées-sorties. On désigne parfois l'ensemble sous le nom générique "Perl/Tk". L'extension Tk est intégrée à ActivePerl depuis la version 5.8 du langage.  Des interfaces graphiques plus commodes que Tk sont aussi proposées par des bibliothèques de CPAN.  "TkZinc" apporte un aspect modernisé de Tk. "PerlQt" supporte Qt 3.x. "Gtk2" supporte Gtk 2.x. "wxperl" supporte wxWidgets. wxWidgets a l'avantage de fournir l’apparence native du système de fenêtrage utilisé. Sous Mac OS X, "CamelBones" donne accès à l'API de Cocoa.

Le mécanisme.

Perl5, bien qu'interprété, ne réanalyse pas ses instructions chaque fois qu'il les exécute. Sans créer un bytecode comme d'autres langages interprétés, il effectue une passe d'assemblage qui traduit les constantes, remplace les variables par des adresses internes et construit un arbre syntaxique (AST, "Abstract Syntax Tree").  Le code source est traduit instruction par instruction en AST, par la suite optimisé. Si des instructions sont situées dans un bloc spécial comme BEGIN ou CHECK, elles sont exécutées dès leur compilation (et donc avant que le reste du code source soit compilé). C'est le cas en particulier des modules chargés par l'instruction use. L'AST, par rapport à un AST usuel, a la particularité de contenir déjà les chemins d'exécution. Lors de la phase d'exécution, l'interpréteur suit donc les chemins présents dans l'AST et exécute les instructions restantes.  Perl 5 n'utilise à aucun moment de bytecode. Le projet de compilation en bytecode commencé lors de Perl 5.005 par Malcom Beattie n'a jamais abouti. L'arrivée de Parrot peut cependant offrir une nouvelle solution.

L'avenir à moyen terme.

Plusieurs fonctionnalités des bibliothèques de Perl 5 seront intégrées dans Perl 6 : ainsi l'analyse syntaxique sera intégrée dans le moteur d'expressions rationnelles. Aujourd'hui, en Perl 5, un analyseur LALR peut s'écrire par le module Parse::Yapp, clone de yacc. Parse::RecDescent est un module qui permet l'écriture d'un analyseur récursif descendant.

Exemples de code.

Une plaisanterie récurrente présente Perl comme acronyme de 'Pathologically Eclectic Rubbish Lister' ("collectionneur pathologique de déchets variés") en référence à ses caractères spéciaux chargés de sens dans la syntaxe du langage, comme dans l'exemple suivant : $message = "À l'endroit : 'camel'.\n"; print $message; $message =~ s/endroit/envers/; $message =~ s/('\w+')/reverse($1)/e; print $message; exit 0 et sa sortie à l'écran : À l'endroit : 'camel'. À l'envers : 'lemac'. Les troisième et quatrième lignes de cet exemple montrent l'usage d'expressions rationnelles.

Hello world.

Exemple classique: print "Hello World\n"; # Affiche 'Hello World' suivi d'un retour à la ligne

Faux amis.

Certains mots ont un sens différent en Perl et dans la littérature informatique usuelle. Ci-après deux exemples :

Aspects communautaires.

Perl a une base d'utilisateurs vaste, mais de plus en plus concurrencée par celles de PHP, Python, Ruby, Javascript, etc. Le langage est apprécié des administrateurs système mais également des développeurs dans le domaine de la bio-informatique où les programmes font l'objet de remaniements constants.  La base CPAN regroupe et met gratuitement à la disposition des utilisateurs de Perl "15,4 millions de lignes de code" sous forme de "modules" Perl et de "synopsis" montrant comment les mettre en œuvre.  En France, l'association des "Mongueurs de Perl" promeuvent ce langage, notamment via les Journées Perl.

Anecdotes.

On écrit généralement le nom de ce langage avec un "P" majuscule pour désigner le langage et un "p" minuscule en parlant de l'interpréteur : « seul perl analyse correctement Perl. » Une conséquence est qu'un système de coloration syntaxique d'un programme Perl devrait utiliser l'interpréteur perl pour être totalement correct. En pratique, des modules pur Perl comme Perl::Tidy et PPI arrivent à comprendre correctement la majeure partie du code courant.  Initialement, le concepteur de Perl, Larry Wall, avait prévu de nommer son langage « », d'après une parabole biblique se trouvant relatée dans l'Évangile selon Matthieu (chapitre 13, versets 45 et 46). Il existait déjà un langage de programmation dénommé PEARL — pour la programmation multitâche et temps réel. Wall changea donc l'orthographe en « Perl ». Les significations diverses que l'on trouve de nos jours comme le "" sont simplement des rétroacronymes.  "Black Perl" est un poème signé Larry Wall, écrit dans le langage de programmation Perl et dans la langue anglaise.  "Code golf" est un jeu de programmation en Perl, consistant à écrire le programme le plus court pour accomplir une tâche donnée.

Il prend en charge les expressions régulières dans sa syntaxe même, permettant ainsi directement des actions sur l'aspect général de séquences de texte.

Perl [] ist eine freie, plattformunabhängige und interpretierte Programmiersprache (Skriptsprache), die mehrere Programmierparadigmen unterstützt. Der Linguist Larry Wall entwarf sie 1987 als Synthese aus C, awk, den Unix-Befehlen und anderen Einflüssen. Ursprünglich als Werkzeug zur Verarbeitung und Manipulation von Textdateien insbesondere bei System- und Netzwerkadministration vorgesehen (zum Beispiel Auswertung von Logdateien), hat Perl auch bei der Entwicklung von Webanwendungen und in der Bioinformatik weite Verbreitung gefunden. Traditionell vertreten ist Perl auch in der Finanzwelt, vor allem bei der Verarbeitung von Datenströmen verschiedenartiger Nachrichtenquellen. Hauptziele sind eine schnelle Problemlösung und größtmögliche Freiheit für Programmierer. Die Bearbeitung von Texten mit Hilfe regulärer Ausdrücke und ein großer Gestaltungsspielraum sind Stärken der Sprache.