Système solaire
Ensemble du Soleil et des astres (en particulier des planètes) qui gravitent autour de lui ; région de l'espace dans laquelle le Soleil exerce une attraction prépondérante par rapport à celle des autres étoiles.
ASTRONOMIE
1. La structure du Système solaire
En dehors du Soleil lui-même, le Système solaire comprend huit planètes, des planètes naines (dont Pluton), une multitude de petits corps irréguliers (astéroïdes, comètes, météorites) et des poussières interplanétaires. Les planètes se concentrent autour du Soleil dans un disque d'environ 4,5 milliards de kilomètres de rayon (30 fois la distance moyenne de la Terre au Soleil), mais il existe une zone peuplée d'astéroïdes et de noyaux cométaires (ceinture de Kuiper) au-delà de l'orbite de Neptune jusqu'à quelques centaines d'unités astronomiques de distance du Soleil, et une vaste concentration de noyaux cométaires (nuage d’Oort) à des distances du Soleil comprises entre 40 000 et 100 000 fois celle de la Terre au Soleil.
Avec la découverte de nombreuses exoplanètes (ou planètes extrasolaires), les astronomes peuvent étudier à présent d'autres spécimens de systèmes planétaires, dont les caractéristiques s'avèrent sensiblement différentes de celles du Système solaire.
1.1. Les planètes du Système solaire
Circulant autour du Soleil à des distances comprises entre 45,9 millions de km pour Mercure, au périhélie, et 4,5 milliards de km pour Neptune, à l'aphélie, avec des périodes de révolution allant de 3 mois à 165 ans, les planètes du Système solaire se répartissent, du point de vue physique, en deux familles : près du Soleil, les planètes telluriques ou rocheuses (Mercure, Vénus, la Terre et Mars), relativement petites, denses, dotées d'une croûte solide et qui ont profondément évolué depuis leur formation ; plus loin, les planètes joviennes ou géantes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune), nettement plus massives et plus volumineuses, mais peu denses, et enveloppées d'une épaisse atmosphère, essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium, dont la composition est restée très proche de celle de la nébuleuse d'où est issu le Système solaire.
Planète naine, Pluton échappe à cette classification et s'apparente aux objets glacés situés à de très grandes distances du Soleil (entre 30 et 50 unités astronomiques), dans la ceinture de Kuiper.
Hormis Mercure et Vénus, toutes les planètes du Système solaire sont accompagnées d'au moins un satellite naturel.
1.1.1. Les planètes telluriques
Mercure
Mercure est la planète la plus proche du Soleil, à 58 millions de kilomètres en moyenne, mais son orbite très excentrique (0,206) l'amène à se rapprocher jusqu'à 46 millions de kilomètres ou à s'éloigner jusqu'à 70 millions de kilomètres du Soleil. Sa masse est près de 20 fois plus faible que celle de la Terre.
Vénus
Vénus est la deuxième planète, par ordre d'éloignement du Soleil, à une distance de 108 millions de kilomètres. Elle tourne lentement sur elle-même, en 243 jours, dans le sens rétrograde (inverse des autres planètes). Vénus a presque le même diamètre (12 100 km) que la Terre (12 800 km), aussi, pendant longtemps, cette similitude en faisait des planètes sœurs, mais l'étude récente de Vénus, grâce aux sondes spatiales, a montré que la ressemblance avec la Terre s'arrêtait à cette apparence.
La Terre
La Terre est la plus grande des planètes telluriques. Ses principaux constituants sont : un noyau à forte teneur en fer, de 2 900 km de rayon ; un manteau composé surtout de silicates ferro-magnésiens, qui s'étend jusqu'à une centaine de kilomètres de la surface ; une lithosphère, qui supporte les fonds océaniques et les continents. L'eau des océans et l'atmosphère ne forment qu'une mince couche de quelques kilomètres de matières volatiles autour de la croûte de notre planète.
Mars
Mars est la planète tellurique la plus éloignée du Soleil. Elle en fait le tour en 687 jours, selon une orbite assez excentrique qui l'amène à s'en rapprocher jusqu'à 209 millions de kilomètres et à s'en éloigner de 249 millions de kilomètres. Sa masse est d'environ le dixième de celle de la Terre. Elle possède une atmosphère ténue, constituée principalement de dioxyde de carbone ; la pression atmosphérique au sol est environ 100 fois inférieure à celle de la Terre.
1.1.2. Les planètes joviennes (ou géantes gazeuses)
Jupiter
Jupiter est la planète la plus massive de tout le Système solaire (1/1 000 de la masse du Soleil, et plus de 300 fois celle de la Terre). Elle est composée de 4/5 d'hydrogène, de 1/5 d'hélium et de traces d'éléments légers. Ce que nous voyons de Jupiter est la partie supérieure d'une couche de nuages d'une centaine de kilomètres d'épaisseur. Comme Jupiter tourne rapidement sur son axe, en un peu moins d'une dizaine d'heures, elle est sensiblement aplatie au voisinage de son plan équatorial : la couche nuageuse est étirée et présente une structure en bandes parallèles à l'équateur. On y aperçoit de nombreux détails, dont la Grande Tache rouge
Saturne
Saturne est une planète géante gazeuse et dotée d'anneaux spectaculaires. Il semble qu'elle soit composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium comme Jupiter, mais avec une proportion d'hydrogène un peu plus élevée : les 9/10 de l'ensemble. Malgré un diamètre de 120 500 km, sa masse est légèrement inférieure à celle de Jupiter, et ne représente que 95 masses terrestres. Elle renfermerait néanmoins environ 20 masses terrestres de matériaux plus lourds en son centre, sous la forme, pense-t-on, de matière glacée ou rocheuse.
Uranus et Neptune
Uranus et Neptune, deux planètes assez semblables, se trouvent au-delà de Saturne. Par rapport à celle de la Terre, la masse d'Uranus est approximativement 15 fois plus importante, celle de Neptune 17 fois environ. L'hydrogène et l'hélium prédominent dans l'atmosphère de ces deux planètes. Les structures internes sont cachées sous d'épaisses atmosphères, mais il semblerait qu'Uranus possède un océan d'eau surchauffée, de plus de 10 000 km de profondeur, qui entoure un noyau, de la taille de la Terre, de matières rocheuses en fusion. Neptune présente de nombreux détails de surface, comme la Grande Tache sombre, similaire à la Grande Tache rouge de Jupiter. Uranus présente une caractéristique remarquable : son axe de rotation est incliné d'environ 98°, ce qui fait que la planète semble « rouler » sur son orbite – sa rotation est donc rétrograde.
Pour en savoir plus, voir l'article planète.
1.2. Les satellites naturels
Seuls trois sur les plus de 200 satellites connus du Système solaire gravitent autour des planètes internes : la Lune autour de la Terre, Deimos et Phobos autour de Mars. Les satellites de Mars sont minuscules : Phobos mesure 28 km dans sa plus grande dimension, et Deimos 15 km seulement. Ces deux petits corps, très sombres et fortement cratérisés (→ cratères d'impacts), ressemblent à des chondrites (météorites rocheuses, friables et à faible densité dont la teneur en carbonates, en eau et en autres substances volatiles est très élevée). Par contre, la plupart des planètes externes possèdent de vastes cortèges satellitaires. Le plus souvent, ces satellites tournent sur des orbites régulières, qui ressemblent à des « Systèmes solaires » en miniature.
Jupiter a ainsi, parmi plus de 60 satellites identifiés, quatre satellites géants, dits « galiléens », dont la masse est comparable à celle de la Lune. Les densités de ces satellites sont maintenant assez bien connues ; ainsi, les deux satellites internes, Io et Europe, ont une composition à prédominance rocheuse, et les deux satellites géants externes, Ganymède et Callisto, de densité plus faible, contiennent probablement davantage de glace. Il existe un autre satellite, Amalthée, de dimensions beaucoup plus réduites et plus proche de Jupiter que les quatre satellites galiléens. Ces cinq satellites se déplacent dans le plan équatorial de Jupiter et ont des orbites pratiquement circulaires ; on les appelle les satellites réguliers. Les satellites dits irréguliers gravitent loin des autres. Ils sont réunis en deux essaims de corps plus petits (quelques kilomètres de rayon chacun). Les orbites de ces satellites sont inclinées selon des angles importants par rapport au plan équatorial de Jupiter, et sont nettement elliptiques. Certains de ces petits satellites tournent dans le sens direct (d'ouest en est), d’autres en sens rétrograde (d'est en ouest).
Saturne possède également un ensemble de satellites réguliers. L'un d'eux, Titan, est plus grand que la planète Mercure, et il est le seul satellite du Système solaire à avoir une véritable atmosphère. Celle-ci est composée essentiellement d'azote ; au niveau du sol, la pression atmosphérique dépasse 1,5 bar. Quatre autres satellites de Saturne – Rhéa, Japet, Dioné et Téthys – ont un diamètre qui excède les 1 000 km, mais les autres sont beaucoup plus petits ; l'un d'eux, Phœbé, a une orbite rétrograde. L'étude des données fournies par les sondes (Voyager, Cassini) et télescopes a permis de dénombrer plus de 50 satellites.
Les cinq plus grands satellites d'Uranus sont groupés dans le plan équatorial, si bien que le plan de leur orbite est aussi incliné de 98° par rapport au plan de déplacement d'Uranus sur son orbite. En tout, Uranus possède 27 satellites naturels connus (2008).
Neptune possède aussi un satellite très important, Triton, dont le diamètre est de 2 710 km. Il se déplace sur une orbite rétrograde, circulaire mais inclinée. C'est le corps le plus froid du Système solaire, avec − 236 °C à sa surface, laquelle est recouverte de méthane et d'azote gelés dans les régions polaires. En plus de Néréide, déjà connu, la sonde Voyager 2 et les programmes d’observation ultérieurs ont mis en évidence 11 autres satellites plus petits.
Pour en savoir plus, voir l'article satellite naturel.
1.3. Les astéroïdes et météorites
La plupart des astéroïdes se trouvent dans le vaste espace situé entre les orbites de Mars et de Jupiter, alors que les météoroïdes (→ météorites) sont disséminés au hasard. Quelques astéroïdes ont des rayons de quelques centaines de kilomètres, mais la majorité d'entre eux sont beaucoup plus petits. Un grand nombre d'astéroïdes ressemblent aux chondrites carbonées, et leur densité est vraisemblablement inférieure à celle des roches ordinaires.
Plusieurs milliers d’astéroïdes, dont les orbites sont déterminées avec certitude, ont été inventoriés. Les plus petits astéroïdes semblent issus de collisions entre astéroïdes plus grands ; il existe certainement de nombreux corps célestes qui ont échappé à l'observation photographique.
L'orbite de nombreux astéroïdes croise celle de Mars, et les astéroïdes du groupe Apollo croisent l'orbite de la Terre, ou pénètrent même plus à l'intérieur du Système solaire interne. Ainsi, certains astronomes pensent que les météorites qui frappent la Terre sont presque toutes des fragments d'astéroïdes du groupe Apollo détachés lors de collisions. Ces astéroïdes peuvent donc percuter la Terre ou l'une des planètes telluriques. On les appelle des « géocroiseurs ». D'autres astéroïdes, dits « planètes troyennes », suivent ou précèdent Jupiter d'environ 60° sur son orbite. Ces positions remarquablement stables ont reçu le nom de « points de Lagrange ». Il n'est pas exclu que de semblables essaims de poussières existent sur l'orbite de la Lune, la suivant ou la précédant de 60° (on appelle parfois ces endroits les points de Lagrange L4 et L5), mais leur présence n'a jamais été confirmée.
1.4. Les comètes
Les comètes, dont certaines sont spectaculaires, proviennent de régions externes, parfois très lointaines, du Système solaire (→ nuage d'Oort). Elles semblent avoir, généralement, quelques kilomètres de rayon et être constituées d'un mélange de glaces et de poussières. Leur nature chimique exacte est, cependant, très complexe.
Lorsqu'une comète pénètre dans le Système solaire interne, elle est progressivement réchauffée par le Soleil. Ses glaces commencent à se vaporiser. Sont ainsi libérées de grandes quantités de matière volatile qui vont être transformées, sous l'effet de la lumière et du vent solaires, en une multitude d'atomes individualisés, de molécules et d'ions (il s'agit en majorité d'éléments comme le carbone, l'azote, l'oxygène ou l'hydrogène et des combinaisons dans lesquelles entrent ces éléments). Cette vaporisation libère également beaucoup de poussières que les glaces retenaient prisonnières La comète s'entoure ainsi d'une chevelure, ou coma. À mesure qu'elle s'approche encore du Soleil, cette chevelure est étirée en une longue queue, orientée dans la direction opposée au Soleil. De nombreuses molécules complexes ont été décelées par l'analyse spectroscopique dans ces queues cométaires. Les ions et les poussières présentes dans la chevelure ne réagissant pas exactement de la même façon à l'influence du Soleil, il se forme en réalité deux queues : celle de gaz (ou d'ions), rectiligne et de couleur bleutée, et celle de poussière, de couleur jaune et de forme plus incurvée.
Après avoir atteint son périhélie (le point de son orbite le plus proche du Soleil), la comète repart vers les profondeurs du Système solaire, sa queue toujours orientée dans la direction opposée au Soleil. Plus elle s'éloigne, et plus son activité s'amenuise et plus sa chevelure s'estompe. Elle redevient enfin un noyau cométaire inerte, jusqu'à, peut-être, sa prochaine visite.
Les astronomes distinguent ainsi les « comètes à courte période » (dont la période est inférieure à 200 ans, comme la comète de Halley, qui revient dans les parages du Soleil tous les 76 ans) et les comètes « à longue période », lancées sur des orbites très elliptiques et souvent très inclinées sur le plan de l'écliptique (le plan des orbites de la plupart des planètes, dont la Terre).
1.5. La ceinture de Kuiper
Contrairement encore au nuage d’Oort, cette ceinture de Kuiper, du nom de l'astronome américain d'origine néerlandaise qui en envisagea l'existence en 1947 (Gerard Kuiper), est aujourd'hui devenue une réalité. En 1992, en effet, deux astronomes travaillant à l'observatoire d'Hawaii, Jane Luu et David Jewitt, en découvrirent le premier spécimen, 1992 QB1. Depuis ce jour, environ un millier de ces corps, baptisés « transneptuniens », ont été détectés.
Leur nature exacte reste inconnue, car ils sont beaucoup trop lointains pour être analysés dans le détail. Il pourrait s'agir de corps « hybrides », mi-astéroïdes mi-comètes, à l'image de Chiron, ce corps de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre, découvert en 1977 circulant entre Saturne et Uranus et qui, en s'approchant du Soleil, développa une chevelure… Le plus gros d'entre eux à ce jour, Sedna, a été découvert en 2003 : mesurant entre 1 300 et 1 800 km de diamètre, soit environ la moitié de la Lune, ce corps céleste est plus gros qu'un astéroïde mais plus petit qu'une planète. Situé à environ 13,5 milliards de kilomètres du Soleil, il met 10 000 ans à boucler son orbite et s'éloigne jusqu'à 135 milliards de kilomètres du Soleil.
En outre, Pluton, son satellite Charon, et également Triton, le plus gros satellite de Nepture, seraient eux aussi originaires de cette ceinture de Kuiper.
2. Origine et évolution du Système solaire
Le Système solaire est vraisemblablement issu d'un fragment d'un vaste nuage de gaz et de poussières interstellaires (nébuleuse protosolaire). Pour des raisons mal comprises (peut-être à la suite de l'explosion de supernovae voisines), cette nébuleuse a commencé à s'effondrer sous son propre poids.
Sous l'effet de sa contraction gravitationnelle, la nébuleuse a pris progressivement la forme d'un disque aplati en rotation, où la pression, la température et la densité augmentaient du bord vers le centre. Il y a 4,6 milliards d'années, le Soleil s'est condensé dans la partie centrale de la nébuleuse, la plus chaude et la plus dense. Après l'« allumage » des réactions nucléaires au cœur du Soleil, sa luminosité a diminué et le disque de matière qui l'entourait s'est refroidi. Son environnement gazeux s'est solidifié en grains constitués, près du Soleil, d'éléments réfractaires et, plus loin, de glaces diverses.
Par accrétion progressive de matière, sous l'effet de leurs collisions mutuelles, les grains ont engendré de petits planétoïdes de dimensions kilométriques (planétésimaux). La poursuite du processus d'accrétion collisionnelle a abouti à la formation d'embryons planétaires d'environ 1 000 km de diamètre. Les embryons planétaires, par leurs interactions gravitationnelles mutuelles, ont achevé leur croissance et donné naissance aux planètes. L'ensemble du processus de formation des planètes s'est déroulé sur quelque 100 millions d'années.
3. L'avenir du Système solaire
Dans plusieurs milliards d'années, le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène et changera de structure. Tout en se contractant au centre, il deviendra beaucoup plus volumineux avec une température de surface plus basse. Lorsque sa température centrale dépassera 100 millions de degrés, le Soleil commencera à brûler son hélium. Ce sera alors une géante rouge, au rayon 50 fois plus grand qu'aujourd'hui, et la Terre sera une fournaise. Quand ses régions centrales seront principalement composées des produits de fusion de l'hélium, le carbone et l'oxygène, le Soleil connaîtra une nouvelle période d'instabilité, et son diamètre oscillera. Lorsqu'il aura épuisé tout son combustible nucléaire, il éjectera brutalement son enveloppe, et cette coquille de gaz en expansion engendrera une nébuleuse planétaire. Le noyau résiduel du Soleil s'effondrera pour former une naine blanche, dont le rayonnement déclinera lentement.
Pour en savoir plus, voir l'article étoile.
