Pluton et Charon

Pluton, considérée longtemps comme la dernière planète du système solaire, mais rétrogradée au rang de planète naine en 2006, fut découverte par Clyde Tombaugh en 1930. Son orbite est très excentrique et sa distance au Soleil varie donc beaucoup, entre 30 et 49 unités astronomiques. Ainsi, pendant certaines périodes, Pluton est plus proche du Soleil que Neptune, ce qui fut par exemple le cas entre 1979 et 1999. L'orbite est également très inclinée, de 17 degrés par rapport au plan de l'écliptique. 

 Du fait de son éloignement, Pluton est très difficile à étudier. Elle n'a en particulier jamais été survolée par une sonde. Il fallut ainsi attendre 1978 pour que l'on découvre que la planète possède un énorme satellite, Charon, à une distance de 19 600 kilomètres. Une propriété remarquable du couple réside dans le fait que les périodes de rotation des deux corps sont identiques et de plus égales à la période d'orbite mutuelle (un peu plus de 6 jours terrestres). Il s'agit là d'un phénomène tout à fait exceptionnel, les deux corps se présentent toujours la même face et apparaissent réciproquement fixes dans le ciel de l'autre. Ce ne fut ensuite qu'en 2005 que deux satellites plus petits, Nix et Hydra, furent découverts par le télescope spatial.

Le système de satellites de Pluton observé par le télescope spatial en février 2006. Les deux satellites Nix et Hydra furent découverts en mai 2005 par ce même télescope. Crédit : NASA/ESA/H. Weaver (JHU/APL)/A. Stern (SwRI)/HST Pluto Companion Search Team

Grâce à un phénomène très rare, le passage de la Terre dans le plan de l'orbite du système entre 1985 et 1990, les astronomes ont pu observer toute une série d'éclipses mutuelles des deux corps principaux. Ils ont pu en déduire les dimensions de ces derniers : 2300 kilomètres de diamètre pour Pluton et 1200 pour Charon. Notons que la séparation entre les deux corps ne représente ainsi qu'à peu près 8 fois le diamètre de Pluton. 

Reconstitution de la surface de Pluton à partir de données du télescope Hubble obtenues en 1994. Il ne s'agit pas de photographies directes, mais d'images générées par un traitement numérique des observations du télescope. On observe des contrastes très marqués à l'échelle de la planète, probablement dus à la distribution de la glace sur la surface. Crédit : NASA/ESA/A. Stern/M. Buie

Les observations spectroscopiques ont révélé que la surface de Pluton est recouverte de glace et composée principalement d'azote avec un peu de méthane. Une atmosphère très ténue est présente avec une pression 100 000 fois plus faible que la pression terrestre. La température moyenne est quant à elle de -220 degrés Celsius.

Eris

La deuxième planète naine au-delà de Neptune est Eris, un corps découvert en 2005 à partir d’images prises en 2003 à l’observatoire du Mont Palomar. On estime d’après des mesures du télescope spatial que le diamètre d’Eris est d’environ 2400 kilomètres, donc légèrement supérieur à celui de Pluton. La planète mineure circule sur une orbite très elliptique et sa distance au Soleil varie entre 5,6 et 14,6 milliards de kilomètres (soit 37,7 et 97,6 unités astronomiques). 

D’autres observations à partir du télescope Keck ont également révélé la présence d’un satellite, Dysnomia, qui tourne autour d’Eris à une distance d’environ 36 000 kilomètres.

Passons donc à l'histoire de la formation de notre système. La description qui suit est un modèle globalement admis, même si ses détails font encore l'objet de maintes discussions. Au départ, il y a environ 10 milliards d'années, ce qui deviendra un jour le système solaire n'est qu'une fraction minuscule d'un gigantesque nuage d'hydrogène et d'hélium qui poursuit son ballet autour du centre galactique. Au fur et à mesure que le temps passe, ce nuage se contracte doucement et s'enrichit en éléments plus lourds lors de l'explosion d'étoiles massives proches, ce qui explique que l'abondance actuelle d'éléments lourds est de l'ordre de 2 pour cent. Finalement, il y a 4,6 milliards d'années, sous l'effet de sa propre gravité, ce nuage s'effondre sur lui-même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus réduite dont l'un deviendra le système solaire.

Les différentes étapes de la formation du système solaire : contraction d'un nuage d'hydrogène et d'hélium, aplatissement du système, formation de planétésimaux, mise en route des réactions nucléaires au centre, apparition du système sous sa forme actuelle. Source inconnue.

Les protosystème maintenant bien défini continue à se contracter de plus en plus. Mais, d'après la loi de conservation du moment angulaire, si la taille d'un corps se réduit, sa vitesse de rotation doit augmenter pour compenser. La contraction du protosystème s'accompagne donc d'une forte augmentation de la vitesse de rotation et, comme le protosystème n'est pas rigide, d'un fort aplatissement dans le plan perpendiculaire à l'axe de rotation. On se retrouve ainsi finalement avec une concentration de matière au centre, la protoétoile, entourée d'un disque de matière appelé le disque protoplanétaire.

C'est ici qu'intervient notre connaissance de la distribution du moment angulaire. Dans les modèles de formation les plus simples, le système solaire est le résultat d'une simple contraction d'un nuage de gaz en rotation. Mais ceci devrait se traduire par une vitesse de rotation du Soleil incompatible avec le fait qu'il ne possède que 3 pour cent du moment angulaire total.

Dans le disque protoplanétaire, les atomes s'agglomèrent au fur et à mesure de leurs rencontres pour devenir des poussières. Celles-ci se regroupent elle-mêmes pour former des petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques millions d'années. Du fait de la turbulence  dans le disque apparaissent des fluctuations de densité qui évoluent et aboutissent à des corps de grande dimension, dans un processus appelé l'accrétion. Ces corps continuent à capturer les planétésimaux qu'ils trouvent sur leur chemin et atteignent finalement le stade de planète. La principale phase d'accrétion se termine il y a environ 4,4 milliards d'années, même si d'intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d'années.

L'aspect final des planètes dépend de la distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments légers reçoivent beaucoup d'énergie et sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue ces planètes est donc riche en éléments lourds, tels le fer ou le silicium, ce qui explique leur forte densité. Loin du Soleil, l'accrétion de planétésimaux est à l'origine d'un noyau dense qui constitue le point de départ pour une croissance ultérieure. Autour de ce noyau s'accumule une enveloppe de gaz et l'on aboutit à une planète très volumineuse et massive, mais essentiellement constituée d'hydrogène et donc peu dense.

La Lune possède un diamètre de 3480 kilomètres, soit environ le quart de celui de la Terre. Elle tourne autour de notre planète à une distance moyenne de 384000 kilomètres, sur une orbite légèrement inclinée par rapport au plan de l'écliptique.

La Lune tourne sur elle-même en un peu plus de 27 jours. Un phénomène remarquable est le fait que cette période de rotation soit exactement égale à la période de révolution sidérale de la Lune, c'est-à-dire le temps mis par notre satellite pour effectuer un tour complet autour de la Terre et se retrouver à la même position dans notre ciel. L'égalité entre ces deux valeurs est la raison pour laquelle nous observons toujours la même face de la Lune.

L'égalité entre les périodes de rotation et de révolution sidérale trouve son origine dans le fait que la Lune n'est pas parfaitement sphérique mais légèrement allongée. La force de gravitation de la Terre est en conséquence capable d'influencer la rotation la Lune sur elle-même et a pu par le passé forcer l'axe d'élongation lunaire à s'aligner dans la direction Terre-Lune. Depuis que ce résultat a été atteint, l'élongation de la Lune est bloquée dans notre direction et le satellite nous présente donc toujours la même face.

Après Vénus, nous arrivons à notre propre planète : la Terre. Avec un diamètre de 12 800 kilomètres, légèrement supérieur à celui de Vénus, la Terre est la plus grande planète du système solaire interne. Elle orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 150 millions de kilomètre en une année. Cette distance sert de définition pour une autre grandeur, l'unité astronomique, utilisée pour mesurer les distances dans le système solaire. Le plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil est appelé le plan de l'écliptique et sert également de référence dans le système solaire.

La Terre tourne sur elle-même en un peu moins de 24 heures, ce qui donne lieu à l'alternance des jours et des nuits. Son axe de rotation est incliné de 23 degrés par rapport à la direction perpendiculaire au plan de l'écliptique. Cet axe garde une direction plus ou moins fixe par rapport aux étoiles, mais au cours de l'orbite terrestre, sa direction par rapport au Soleil change. C'est cette particularité qui donne lieu aux saisons. Ainsi, à la fin du mois de juin, l'hémisphère nord de notre planète est légèrement penchée vers le Soleil et reçoit plus de rayonnement : les journées sont plus longues et les températures plus chaudes, l'été commence dans l'hémisphère nord. Au contraire, à la fin du mois de décembre, c'est l'hémisphère sud qui est penchée vers le Soleil. Dans l'hémisphère nord, les journées sont plus courtes et les températures plus basses, c'est l'hiver qui commence. Dans les périodes de transition, aucune des hémisphères n'est privilégiée, les températures sont moyennes, tout comme la longueur des journées, c'est soit le printemps, soit l'automne.

En s'éloignant du Soleil, la première planète rencontrée est Mercure, à une distance moyenne de 0,38 unité astronomique de notre étoile. L'orbite de la planète est une ellipse relativement aplatie, si bien que la distance est en fait très variable, entre 0,31 et 0,47 unité astronomique.

La proximité de Mercure avec notre étoile explique que, vue depuis la Terre, la planète ne s'éloigne jamais beaucoup de l'astre du jour. La séparation angulaire maximale n'est que de 28 degrés. Mercure n'est donc visible depuis la Terre que pendant un laps de temps très court, lors du lever ou du coucher de Soleil. De plus, Mercure a un diamètre apparent très faible, ce qui rend pratiquement impossible l'observation du moindre détail à sa surface.

Après Jupiter, nous arrivons à Saturne qui orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 9,5 unités astronomiques. Deuxième planète par la taille avec un diamètre de 121 000 kilomètres, elle est surtout connue pour ces magnifiques anneaux. Tout comme Jupiter, elle tourne très vite sur elle-même, en une dizaine d'heures, et est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium, comme le prouve sa très faible densité de seulement 0,69 fois celle de l'eau.

La planète a été étudiée en détail par 3 sondes : Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. Celles-ci ont révélé la complexité des anneaux et ont apporté des images à haute résolution de la surface visible de Saturne. Cette dernière s'est révélée beaucoup moins colorée que celle de Jupiter, avec néanmoins des bandes jaunâtres parallèles à l'équateur et quelques taches blanches. 

Bien qu'il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s'en rendent finalement compte, le Soleil n'est pas un astre particulier de l'Univers, mais simplement une étoile comme les autres. La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité à notre planète. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l'environnement proche avec précision. En plus de son intérêt propre, l'étude du Soleil constitue donc également un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Le Soleil est un corps relativement simple, une gigantesque boule de gaz de 1,4 millions de kilomètres de diamètre, soit 110 fois la taille de la Terre. Sa masse est de 2000 milliards de milliards de milliards de kilogrammes, soit 330 000 fois celle de la Terre. Environ 75 pour cent de cette masse est composée d'hydrogène, 25 pour cent d'hélium et le reste (0.1 pour cent) est constitué d'éléments plus lourds.

Structure interne

L'intérieur du Soleil étant inaccessible à l'observation, il faut recourir à des constructions théoriques pour décrire les phénomènes qui s'y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l'intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le noyau est la partie dans laquelle l'énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25 pour cent du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60 pour cent de la masse totale de notre étoile.

Le Soleil est un corps relativement simple, une gigantesque boule de gaz de 1,4 millions de kilomètres de diamètre, soit 110 fois la taille de la Terre. Sa masse est de 2000 milliards de milliards de milliards de kilogrammes, soit 330 000 fois celle de la Terre. Environ 75 pour cent de cette masse est composée d'hydrogène, 25 pour cent d'hélium et le reste (0.1 pour cent) est constitué d'éléments plus lourds.

La planète Uranus se trouve à 19 unités astronomiques du Soleil, soit 2,87 milliards de kilomètres. A cette distance, il lui faut 84 années terrestres pour faire une révolution autour de notre étoile. Elle est la troisième plus grosse planète du système solaire avec un diamètre de 51 800 kilomètres.

Uranus est principalement constituée d'hydrogène et l'hélium, avec aussi un peu de méthane et des traces d'autres composés. Lors du survol de la sonde Voyager 2 en 1986, la planète apparaissait uniformément bleu vert, sans aucun détail visible. Du fait de sa masse, Uranus a moins d'énergie interne à libérer que Jupiter et Saturne et la convection dans son atmosphère est plus limitée, d'où une absence de bandes et un aspect beaucoup plus homogène. Notons néanmoins que des observations plus récentes par le télescope spatial ont révélé une structure en bandes plus marquée, peut-être due à des changements climatiques au cours de la révolution de la planète autour du Soleil.

Après la ceinture d'astéroïdes, nous entrons dans le domaine des planètes géantes. Pour commencer, à 5,2 unités astronomiques du Soleil, nous rencontrons Jupiter, dont le diamètre équatorial est d'environ 143000 kilomètres, soit 11 fois celui de la Terre. Avec une masse proche de 320 fois celle de notre monde, Jupiter est deux fois plus massive que toutes les autres planètes réunies. Sa densité moyenne est d'environ 1,3 fois la densité de l'eau, ce qui est à comparer avec la densité moyenne de la Terre, soit 5,5 fois celle de l'eau. Cette faible valeur fut interprétée dès les années 1930 comme une prépondérance des deux éléments les plus légers, hydrogène et hélium.

Jupiter est l'un des objets les plus intéressant du ciel nocturne. Même un petit télescope révèle un disque découpé par plusieurs bandes parallèles alternativement claires et sombres. D'autres détails apparaissent : une énorme région ovale et rouge, déjà observée au XVIIe siècle, et de nombreuses petites régions ovales blanches ou brunes. Une autre caractéristique de Jupiter est son fort aplatissement dû à une vitesse de rotation vertigineuse. La planète effectue en effet un tour sur elle-même en moins de 10 heures, ce qui est prodigieux étant donné son gabarit.

Après la Terre, nous trouvons Mars, à une distance moyenne de 1,50 unités astronomiques du Soleil. Contrairement aux autres planètes, Mars a une période de rotation très proche de celle de la Terre, l'alternance entre le jour et la nuit se fait donc au même rythme que sur notre planète. L'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au plan de l'orbite a également une valeur similaire, ce qui conduit la planète à être soumise à un cycle de saisons semblable à celui de la Terre, légèrement plus lent car l'année martienne est plus longue que la nôtre.

Vue de la Terre, la planète apparaît généralement rougeâtre, avec quelques zones foncées et des régions polaires blanchâtres. Avec l'alternance des saisons, son aspect change beaucoup. En été, les zones polaires rapetissent et les zones foncées s'étendent. En hiver, la couverture blanche sur les pôles est très marquée et les zones foncées se font plus discrètes. Ces zones foncées sont des régions de roches plus sombres et leur changement d'aspect est probablement dû à une couche de poussière d'épaisseur variable avec les saisons. L'aspect rouge de la planète est quant à lui dû à la présence d'oxyde de fer.

Mosaïque de Mars construite à partir de 102 images prises lors des missions Viking. L'image est centrée sur la région Valles Marineris, un système de canyons long de 3000 kilomètres et d'une profondeur maximale de 8 kilomètres. On aperçoit à gauche les volcans du Tharsis, tous d'une altitude d'environ 25 kilomètres. Crédit : NASA/GSFC

La planète Neptune parcourt une orbite à 4,495 milliards de kilomètres, soit 30 unités astronomiques du Soleil, ce qui en fait la plus lointaine des planètes classiques du système solaire (Pluton n'est plus en compétition depuis qu'elle a été rétrogradée au rang de planète naine). Du fait de cette distance, la planète a une très longue période de révolution : 165 années terrestres.

Le diamètre de Neptune est d'environ 49 500 kilomètres, légèrement inférieur à celui d'Uranus, mais tout de même quatre fois celui de la Terre. Neptune a par contre une masse supérieure à Uranus, environ 17 fois la masse de la Terre. La planète est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium. Elle contient un énorme noyau de roche liquide, d'eau, d'ammoniac et de méthane qui représente les deux tiers du diamètre. Le tiers externe est composé d'hydrogène, d'hélium, d'eau et de méthane.

Neptune photographiée en 1989 par la sonde Voyager 2 à une distance de plusieurs millions de kilomètres. On aperçoit des nuages blancs de haute altitude ainsi qu'une tache sombre due à une sorte d'ouragan. Crédit : JPL/NASA

Après Mercure, nous arrivons à Vénus, à une distance d'environ 0,72 unité astronomique du Soleil. Vue depuis la terre, Vénus ne s'éloigne jamais beaucoup du Soleil, avec une séparation angulaire atteignant au maximum 45 degrés. Vénus est l'un des objets les plus intéressants à observer car, du fait de sa révolution autour du Soleil, la planète présente tout comme la Lune un cycle de phases visible à l'aide de simples jumelles. De plus, lorsque sa révolution l'amène relativement près de la Terre, Vénus est l'objet le plus lumineux de ciel après le Soleil et la Lune.

Une photographie de Vénus prise en 1990 par la sonde Galileo. L'image a été colorisée pour faire apparaître des détails et indiquer la couleur violette du filtre utilisé. On aperçoit de nombreux détails dans les nuages d'acide sulfurique qui recouvrent la planète. Crédit : NASA

Notre système est dominé de tous les points de vue par une étoile, le Soleil, qui peut être considérée pour simplifier comme son centre. Cette étoile est accompagnée d'un cortège de huit planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Aux époques que nous allons considérer ici, seules cinq d'entre elles étaient connues : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne - la Terre n'étant pas reconnue comme telle.

Révolution et rotation

Chaque planète tourne autour du Soleil, dans un mouvement appelé la révolution. Dans le cas de la Terre, c'est la période de ce mouvement, c'est-à-dire la durée d'un tour complet, qui définit une année. A la révolution autour du Soleil s'ajoute la rotation de chaque planète sur elle-même. La période de cette rotation définit la longueur d'un jour. Pour nous, le principal mouvement apparent des astres dans le ciel est dû à la rotation de la Terre sur elle-même. C'est cette rotation, qui s'effectue en 24 heures, qui nous donne l'impression que le Soleil tourne autour de la Terre pendant la journée et que la voûte étoilée est en rotation au cours de la nuit.

Mouvement apparent

Supposons maintenant que l'on gèle le mouvement de rotation de la Terre. C'est alors la révolution des planètes autour du Soleil qui provoque des déplacements apparents. En effet, si les planètes se déplacent par rapport au Soleil, leur position dans notre ciel va légèrement changer au cours du temps, une dérive observable grâce au fond fixe constitué par les étoiles. Ainsi, par exemple, la position apparente de la planète Mars par rapport au fond étoilé change petit à petit et la planète semble légèrement dériver vers l'est. Remarquons que les étoiles apparaissent fixes car elles se trouvent à des distances énormes et leurs éventuels mouvements sont indétectables. Le cas de Mercure et de Vénus est encore compliqué par le fait que les orbites de ces planètes sont à l'intérieur de celle de la Terre. Les deux astres ne peuvent donc pas se trouver dans n'importe qu'elle direction du ciel, mais restent confinées au voisinage du Soleil et semblent osciller lentement autour de lui.

Mouvement rétrograde

La situation générale est rendue encore complexe par le fait que la Terre tourne également autour du Soleil. Ceci donne naissance à un phénomène appelé le mouvement rétrograde des planètes. Pour le comprendre, faites l'expérience suivante. Levez un doigt devant vous et bouger le lentement vers la gauche. Déplacez alors rapidement votre tête dans la même sens. Par un effet de projection, votre doigt semble se déplacer vers la droite.

                                                                                                                                                       
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