Système solaire

Système solaire

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Le système solaire est le nom donné au système planétaire composé du Soleil et des objets célestes gravitant autour de lui. Par extension, le terme système solaire peut parfois être employé pour désigner d’autres systèmes planétaires.

Présentation du système solaire (échelle non réelle).
Présentation du système solaire (échelle non réelle).

Sommaire

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Composition et structure

Notre système planétaire est resté le seul connu jusqu'en 1995. Il est désigné sous le terme « système solaire ». Il est constitué du Soleil, de huit planètes (anciennement neuf), de trois planètes naines, ainsi que de petits corps du système solaire (c'est-à-dire les astéroïdes et les comètes) ainsi que les satellites de ces corps.

Au centre se situe le Soleil, notre étoile de taille modeste mais qui contient néanmoins 99,86 % de la masse de tout le système. De par sa masse, l'intérieur du Soleil atteint une densité et une température telles que des réactions de fusion nucléaire se produisent en son sein, dégageant de ce fait d'énormes quantités d'énergie. La plus grande partie de cette énergie est libérée dans l'espace sous forme de radiations électromagnétiques, principalement sous forme de lumière visible. Le Soleil émet aussi un flux de particules chargées appelé le vent solaire. Ce vent solaire interagit fortement avec la magnétosphère des planètes et contribue à éjecter les gaz et poussières en dehors du système solaire.

On peut imaginer que nous serions dans un système à deux étoiles si Jupiter avait eu une masse soixante fois plus importante. Tout comme le soleil, elle se serait effondrée sur elle-même provoquant une deuxième étoile de 4,2 à 6,2 fois plus éloignée.

Les planètes les plus proches du Soleil sont les planètes telluriques, petites, rocheuses et denses, avec une rotation lente, une surface solide, pas d'anneaux et peu de satellites. En partant du Soleil, on trouve Mercure, Vénus, la Terre et Mars.

Il existe au-delà de Mars une ceinture d'astéroïdes composée de centaines de milliers de corps, dont la taille varie de quelques mètres à plusieurs centaines de kilomètres.

Lorsque l’astéroïde Cérès fut découvert en 1801, il fut d’abord considéré comme une planète. Avec la découverte de Pallas en 1802, de Junon en 1804, puis de Vesta en 1807, le Système solaire a même compté 11 planètes jusqu’en 1845.

Au-delà, s'ouvre le domaine des planètes géantes, gazeuses et peu denses, avec un noyau de faible dimension : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.

De l'année de sa découverte (1930), jusqu'au 26 août 2006, Pluton était considérée comme la neuvième planète de notre système (et la plus éloignée du Soleil).

Son statut a été remis en cause par la découverte d'autres objets similaires orbitant dans la même région, et de tailles équivalentes — l'un d'entre eux, (136199) Éris, le surclassant par son diamètre. Pluton a donc été reclassé comme planète naine, tout en restant un des objets les plus grands d'une seconde ceinture d'astéroïdes, appelée ceinture de Kuiper. Cette ceinture, peuplée de milliers d'astéroïdes, est le réservoir des comètes à courte période.

La décision prise par l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale (UAI) le 24 août 2006 à Prague de créer la dénomination « planètes naines », fait entrer dans cette catégorie :

Note : cette liste n'est pas limitative et devrait s'enrichir dans les mois à venir d'autres corps des deux ceintures astéroïdales.

Enfin, il existe, encore plus loin que la ceinture de Kuiper et jusqu’à une distance de deux années-lumière un énorme nuage sphérique, appelé nuage de Oort, qui contiendrait des milliards de noyaux cométaires. Cérès est une planète naine qui sera examinée en 2014 par une sonde spatiale.

Planètes

Toutes les caractéristiques des planètes sont données relativement à celles de la Terre. S'agissant du Soleil, son diamètre équatorial est de 109,3 fois celui de la Terre, pour une masse de 332 946 fois celle de la Terre.

symbole Planète Diamètre équatorial Masse Demi-grand axe Période de rotation Période sidérale Nature
Mercure 0,382 0,06 0,38 58,65 j 87,969 j Tellurique
Vénus 0,949 0,82 0,72 243,02 j 224,701 j Tellurique
Terre 1 1 1 1 j 365,256 j Tellurique
Mars 0,53 0,11 1,52 1,026 j 686,960 j Tellurique
Jupiter 11,2 318 5,20 0,414 j 4 335,355 j Gazeuse
Saturne 9,41 95 9,54 0,444 j 10 757,737 j Gazeuse
Uranus 3,98 14,6 19,22 0,718 j 30 708,160 j Gazeuse
Neptune 3,81 17,2 30,06 0,671 j 60 224,904 j Gazeuse

La troisième loi de Kepler, établie en 1618 et publiée l’année suivante, énonce que, pour chaque planète du système solaire, le rapport du carré de sa période sidérale T de révolution autour du Soleil par le cube du demi-grand axe a de sa trajectoire elliptique est une constante :  \frac{T^2}{a^3}=k. En appliquant une partie de cette troisième loi, il est possible d'estimer directement et rapidement la distance moyenne d'une planète quelconque du système solaire par rapport au soleil.

Les planètes du système solaire, accompagnées de leurs principaux satellites, devant le limbe du Soleil
Les planètes du système solaire, accompagnées de leurs principaux satellites, devant le limbe du Soleil

Une planète tellurique est une planète dont le noyau est essentiellement solide, contrairement aux planètes gazeuses. Pour de plus amples explications, voir cet article

Article connexe : Logarithme sur l'ordre des planètes

Procédés mnémoniques

Ordre

Les initiales des mots de certaines phrases permettent de retrouver la séquence Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune (et Pluton, qui n'est désormais plus considéré comme planète depuis 2006) :

  • « Mon vieux tu m'as jeté sur une navette »;
  • « Mais viendras-tu manger jeudi sur une nappe »;
  • « Mange vite ton Mars, j'en sors un nouveau ».

Durée de révolution

On peut exprimer la durée de révolution sidérale de la planète en jours terrestres, chercher la racine cubique de ce nombre, l'élever au carré puis le multiplier par 2,929.

Par exemple, pour la Terre (365,25 jours), on obtient le nombre 149,6 (1 UA). Pour mars, avec 686,25 jours, on obtient le nombre 227,8 (227,8/149,6 = 1,52 UA).

Distances orbitales

On peut retrouver les demi-grands axes relatifs approximatifs en appliquant la règle simple suivante, basée sur la Loi de Titius-Bode :

  • soit la suite : 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192, 384 ;
  • ajouter 4 : 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100, 196, 388 ;
  • diviser par 10 : 0,4 - 0,7 - 1,0 - 1,6 - 2,8 - 5,2 - 10 - 20 - 39.

Le résultat est très proche de la réalité (0,38 - 0,72 - 1,0 - 1,5 - 5,2 - 9,5 - 19 - 30), hormis la valeur 2,8 (qui correspond en fait à la ceinture d'astéroïdes) et Neptune, pour laquelle l'erreur est de quelque 30 %.

D'après Jean Sendy (L'ère du Verseau, éditions Robert Laffont), la Loi de Bode établie par expérimentation est contredite par la loi de la conservation angulaire ; sur cette base, Schmidt a formulé une théorie de l'harmonie des distances des planètes au soleil : « la racine carrée de la distance des planètes au Soleil augmente d'une quantité constante quand on passe d'une planète à la suivante ». Toujours d'après Jean Sendy, et contrairement au « système de Bode », l'expérience a confirmé toutes les orbites calculées par Schmidt...

Origine et évolution

L'hypothèse actuelle de la formation du système solaire est l'hypothèse de la nébuleuse solaire, avancée dès 1755 par Emmanuel Kant.

L'évolution du système solaire depuis sa naissance jusqu'à sa mort est très lente et s'étale sur plus de dix milliards d'années.

Dans les poussières d'étoiles

On estime généralement aujourd'hui que le système solaire est né de la contraction, sous l'effet de sa propre masse, d'un nuage moléculaire interstellaire froid et dense fait de gaz, essentiellement d'hydrogène et d'hélium, qui sont les atomes les plus répandus à la naissance de l'univers. Il devait y avoir également des grains de poussière et de l'eau sous forme de glace. Ce nuage, appelé nébuleuse solaire, après avoir acquis une forme régulière, probablement un disque, avec un mouvement de rotation, commença à se différencier en plusieurs parties. La plus grande partie se rassembla au centre pour former une proto-étoile, le futur soleil. D'autre part, les grains de poussières s'agglomérèrent. Par effet de gravité, de plus en plus de matière aurait été attirée formant ainsi des protoplanètes.

Le centre tournant plus vite que le bord et étant plus comprimé, la température s'y est accrue. Dès que la masse centrale fut assez dense et chaude, des réactions de fusion nucléaire se seraient alors déclenchées ; ce qui aurait donné naissance au Soleil, notre étoile. La date estimée de ce phénomène est de -4,56 milliards d'années.

Les plus grosses des protoplanètes attirèrent les plus petites et firent le vide autour d'elles ; en grossissant, elles devinrent sphériques, du fait de la gravité. De plus, les réactions nucléaires créèrent un puissant vent solaire qui entraîna la majorité des gaz et poussières restants.

C'est ainsi qu'on arriva au système solaire tel que l'on peut l'observer actuellement.

Et demain ?

La chaleur dégagée par le Soleil augmente au fil du temps. On peut même craindre qu'à très long terme (plusieurs centaines de millions d'années) elle atteigne un niveau tel que la vie sera impossible sur Terre.

Dans environ quatre milliards et demi d'années, le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène, qui se seront transformées en hélium, et changera de structure. Son noyau se contractera mais l'étoile entière deviendra beaucoup plus volumineuse. Il devrait se transformer en géante rouge, cent fois plus volumineuse qu'à l'heure actuelle. Les planètes les plus proches, Mercure et Vénus, la Terre et Mars devraient être détruites.

Il va ensuite brûler son hélium assez rapidement, ce qui augmentera encore sa taille et sa température, grillant complètement la Terre au passage. Une fois ses réserves d'énergie nucléaire complètement consommées, le Soleil va s'effondrer sur lui-même et se transformer en naine blanche très dense et peu lumineuse. Il refroidira petit à petit et finira par ne plus rayonner ni lumière ni chaleur, il sera alors parvenu au stade de naine noire.

Notre système solaire fait le tour de la Galaxie en 250 millions d'années. En même temps il oscille de part et d'autre du plan galactique avec une période de 2 x 33 millions d'années. Il traverse donc ce plan tous les 33 millions d'années ce qui constitue également la durée moyenne des étages géologiques. Ces étages sont définis d'après d'importants changements dans la faune et la flore, parfois dus à des cataclysmes comme au passage Permien-Trias ou au passage Crétacé-Tertiaire. On peut penser que ces changements sont dus à des glaciations résultant de la rencontre de la Terre avec des nuages d'électrons du plan galactique. Les dernières glaciations, celles du Quaternaire, se sont produites alors que le système solaire traversait le plan de la Galaxie en allant du Sud vers le Nord. C'est une explication qui peut indiquer pourquoi les glaciations étaient beaucoup plus prononcées dans l'hémisphère Nord lequel recevait directement les électrons des nuages du plan galactique.

Dans la Galaxie

Notre système solaire fait partie de notre galaxie, une galaxie spirale d'un diamètre d'environ 9,4 × 1020 m ou 100 000 al, contenant approximativement 200 à 400 milliards d'étoiles, dont notre soleil est assez représentatif.

Le système solaire orbite à environ 25 000 années-lumière du centre galactique entre deux branches spirales de la galaxie. Sa vitesse est d'environ 220 kilomètres par seconde (800 000 km/h). Il effectue ainsi une révolution complète en 230 millions d'années. L'orbite du système solaire paraît assez singulière : elle est à la fois extrêmement circulaire et presque à la distance exacte à laquelle les vitesses orbitales sont égales à la vitesse des ondes de compression à l'origine des branches des spirales. Le système solaire semble avoir été présent entre deux bras depuis que la vie existe sur Terre. En effet, les radiations émises dans les bras spiraux, notamment par l'explosion de supernovæ, peuvent en théorie stériliser la surface d'une planète. En étant en dehors des bras spiraux, la Terre est ainsi capable d'héberger des formes de vie évoluées à sa surface.

Sondes spatiales

Techniquement, une sonde spatiale est un vaisseau non habité envoyé par l'homme pour explorer le système solaire.

Depuis 1959, ces engins sont envoyés avec un taux d'échec élevé vers des planètes plus ou moins lointaines. Leurs observations font autant rêver le grand public que les scientifiques.

Le 4 juillet 2005, la sonde-impacteur Deep Impact s'est écrasée sur la comète Tempel 1, créant un cratère d'impact. Les scientifiques ont ainsi analysé la composition chimique de la « boule de neige sale », grâce aux tonnes de particules soulevées. C'était une première.


Voir aussi

Liens internes

Liens externes


Système solaire (étoile : le Soleil)
Planètes :  Mercure · Vénus · Terre · Mars · Jupiter · Saturne · Uranus · Neptune
Planètes naines :  Cérès · Pluton · Éris
Petits corps :  Astéroïdes · Comètes · Ceinture de Kuiper · Objets épars · Nuage d'Oort
E  Lune · J  Io Europe Ganymède Callisto · S  Titan · N  Triton
Voir aussi la liste des objets du système solaire, classés par taille,
par masse, ou par distance au Soleil, ainsi que la galerie



16/09/2007
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