Système solaire

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Système solaire
Image illustrative de l'article Système solaire
Planètes et planètes naines déclarées du Système solaire. Les dimensions des objets sont à l'échelle. Les distances au Soleil, elles, ne sont pas à l'échelle.
Caractéristiques générales
Âge 4,568 Ga
Localisation Nuage interstellaire local, Bulle locale, Bras d'Orion, Voie lactée
Masse du système 1,9919×1030 kg
(1,0014 M)
Étoile la plus proche Proxima Centauri (4,22 al), système Alpha Centauri (4,37 al)
Système planétaire le plus proche Système Alpha Centauri (4,37 al)
Système
Demi-grand axe de la planète la plus extérieure
(Neptune)
4,503×109 km
(30,10 ua)
Étoiles 1 : le Soleil
Planètes 8 : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune
Planètes naines 5 (UAI) : Cérès, Pluton, Hauméa, Makémaké et Éris ; des centaines de candidats supplémentaires[1]
Nb. de satellites naturels connus près de 600 dont au moins 220 confirmés (173 de planètes[2] [+ > 150 lunes mineures non-confirmées], 8 de planètes naines et 247 de petits corps [dont au moins une quarantaines nommés et/ou avec désignation provisoire][3])
Nb. de petits corps répertoriés 636 352 (au 12 février 2014)[4]
636 964 (au 12 février 2014)[2]
632 567[5] (au 12 février 2014)[4]
633 712 dont 385 184 numérotés (au 12 février 2014)[2]
3 785 (au12 février 2014)[4]
3 252 dont 364 numérotés (au 12 février 2014)[2]
Nb. de satellites ronds identifiés 19
Orbite autour du centre galactique
Inclinaison du plan invariable par rapport au plan galactique 60,19° (écliptique)
Distance du centre galactique (27 000 ± 1 000) al
Vitesse orbitale 220 km/s
Période orbitale 225–250 Ma
Propriétés liées à la (aux) étoile(s)
Type spectral G2V
Distance de la ligne des glaces ≈ 5 ua[6]
Distance de la falaise de Kuiper ≈ 50 ua
Distance du choc terminal ≈ 75 ua
Distance de l'héliopause ≈ 120 ua
Rayon de la sphère de Hill ≈ 1–2 al
Montage présentant les composants principaux du Système solaire (échelle non respectée), de gauche à droite : Pluton, Neptune, Uranus, Saturne, Jupiter, la ceinture d'astéroïdes, le Soleil, Mercure, Vénus, la Terre et la Lune, et Mars. Une comète est également représentée sur la gauche.

Le Système solaire (avec majuscule initiale), ou système solaire (sans majuscule)[Note 1], est un système planétaire composé d'une étoile, le Soleil, et des objets célestes définis gravitant autour de lui (autrement dit, notre système planétaire) : les huit planètes et leurs 175 satellites naturels connus[7] (appelés usuellement des « lunes »), les cinq planètes naines, et les milliards de petits corps (astéroïdes, objets glacés, comètes, poussière interplanétaireetc.).

De façon schématique, le Système solaire est composé du Soleil, de quatre planètes telluriques internes, d'une ceinture d'astéroïdes composée de petits corps rocheux, quatre planètes géantes (deux géantes gazeuses et deux géantes glacées) externes et une seconde ceinture appelée ceinture de Kuiper, composée d’objets glacés. Ensuite vient l'héliopause, limite magnétique du Système solaire définie par l'arrêt des vents solaires (ils deviennent plus faibles que le vent galactique). Bien au-delà se trouve une sphère d’objets épars, nommée suivant la théorie avancée par Jan Oort, le nuage d'Oort. La limite gravitationnelle du Système solaire, elle, se situe bien plus loin, jusqu'à 1 ou 2 années-lumière du Soleil.

De la plus proche à la plus éloignée (du Soleil), les planètes du système se nomment Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Toutes ces planètes hormis les deux plus proches du Soleil possèdent des satellites en orbite et chacune des quatre planètes externes est entourée d’un anneau planétaire de poussière et d’autres particules. Toutes les planètes, y compris la Terre, portent des noms de dieux et déesses de la mythologie romaine.

Les cinq planètes naines, portant des noms de divinités diverses, sont Cérès, le plus grand objet et premier découvert de la ceinture d’astéroïdes, Pluton, le plus ancien objet connu de la ceinture de Kuiper, Éris, la plus grosse des planètes naines qui se trouve dans le disque des objets épars, et Makémaké et Hauméa, objets de la ceinture de Kuiper. Les planètes naines orbitant au-delà de Neptune, ce qui est le cas de quatre d'entre elles, sont classifiées comme plutoïdes.

Terminologie[modifier | modifier le code]

Planètes et planètes naines du Système solaire. Les dimensions du Soleil et des planètes sont à l’échelle, mais pas leurs distances.

Depuis la décision prise le 24 août 2006 par l'Union astronomique internationale, les objets ou corps orbitant directement autour du Soleil sont officiellement divisés en trois classes : planètes, planètes naines et petits corps.

  • Une planète est un corps en orbite autour du Soleil, suffisamment massif pour avoir une forme sphérique et avoir nettoyé son voisinage immédiat de tous les objets plus petits[8]. On connaît huit planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.
  • Une planète naine est un corps en orbite autour du Soleil qui, bien que suffisamment massif pour avoir une forme sphérique, n’a pas fait place nette dans son voisinage[8]. En septembre 2008, cinq corps étaient officiellement désignés de la sorte : Cérès, Pluton, Éris, Makémaké et Hauméa. D’autres corps pourraient l’être dans le futur, tels que Sedna, Orcus ou encore Quaoar.
  • Tous les autres objets en orbite directe autour du Soleil sont classés comme petits corps du Système solaire[9].

Les satellites naturels, aussi appelés lunes, sont les objets en orbite autour des planètes, des planètes naines et des petits corps du Système solaire plutôt qu'autour du Soleil. Les statuts de Charon et de la Lune sont, en se basant sur ces définitions, ambigus, et ne sont d'ailleurs pas encore définitivement tranchés, bien que ces corps soient toujours classés respectivement comme satellites de la Terre et Pluton.

Toutefois, cette décision de l'Union astronomique internationale est loin de faire l'unanimité. À la suite du vote, une pétition[10] ayant réuni en cinq jours les signatures de plus de 300 planétologues et astronomes majoritairement américains (Pluton ayant été la première planète découverte par un Américain) a été lancée pour contester la validité scientifique de la nouvelle définition de planète qui déclassait Pluton ainsi que son mode d'adoption et inviter à la réflexion sur une autre définition plus appropriée[11]. Catherine Cesarsky, présidente de l'UAI, clôt le débat en décidant que l'assemblée de l'UAI d'août 2009 ne reviendrait pas sur la définition de planète[12].

Représentation artistique du Système solaire.

Structure[modifier | modifier le code]

Généralités[modifier | modifier le code]

L’écliptique vu par la mission Clementine, alors que le Soleil était partiellement masqué par la Lune. Trois planètes sont visibles dans la partie gauche de l’image. De gauche à droite : Mercure, Mars et Saturne.

Le principal corps céleste du Système solaire est le Soleil, une étoile naine jaune de la séquence principale de type G2 qui contient 99,86 % de toute la masse connue du Système solaire et le domine gravitationnellement[13]. Jupiter et Saturne, les deux objets les plus massifs orbitant autour du Soleil, regroupent à eux deux plus de 90 % de la masse restante.

La plupart des grands objets en orbite autour du Soleil le sont dans un plan proche de celui de l’orbite terrestre, nommé écliptique. Typiquement, le plan d’orbite des planètes est très proche de celui de l’écliptique tandis que les comètes et les objets de la ceinture de Kuiper ont pour la plupart une orbite qui forme un angle significativement plus grand par rapport à lui.

Toutes les planètes et la plupart des autres objets orbitent dans le même sens que la rotation du Soleil, c’est-à-dire dans le sens inverse des aiguilles d’une montre du point de vue d’un observateur situé au-dessus du pôle nord solaire. Certains objets orbitent dans un sens rétrograde, comme la comète de Halley.

Les orbites des principaux corps du Système solaire, à l’échelle.

Les trajectoires des objets gravitant autour du Soleil suivent les lois de Kepler. Ce sont approximativement des ellipses dont l'un des foyers est le Soleil. Les orbites des planètes sont quasiment circulaires. Celles des corps plus petits présentent des excentricités diverses et peuvent être fortement elliptiques. C'est notamment le cas des comètes et de certains autres petits corps, de certaines planètes naines et plus généralement des objets transneptuniens y compris ceux de la ceinture de Kuiper et du nuage d'Oort.

La distance d'un corps au Soleil varie au cours de sa rotation autour du Soleil. On appelle le point le plus proche du Soleil de l'orbite d'un corps sa périhélie, le plus éloigné étant son aphélie.

De façon informelle, le Système solaire est souvent divisé en zones distinctes. Le Système solaire interne inclut les quatre planètes telluriques et la ceinture d’astéroïdes. Le reste du système peut être considéré simplement comme Système solaire externe[14] ; d’autres séparent la région au-delà de Neptune des quatre géantes gazeuses[15].

La majorité des planètes du Système solaire possèdent leur propre système secondaire. Les corps planétaires en rotation autour d'une planète sont appelés satellites naturels ou lunes. La plupart des plus grands satellites naturels évoluent sur une orbite synchrone, présentant toujours la même face à la planète autour de laquelle ils gravitent. Les quatre plus grandes planètes ont également un anneau planétaire.

Soleil[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Soleil.
Le Soleil tel qu’il est vu depuis la Terre.

Le Soleil, au sein de notre galaxie, est une étoile de type naine jaune parmi tant d'autres : la Voie lactée contient entre 200 et 400 milliards d'étoiles, dont 20 à 40 milliards seraient des naines jaunes[16]. Comme toute étoile selon les lois de la physique actuelle, sa masse permet à la densité en son cœur d’être suffisamment élevée pour provoquer des réactions de fusion thermonucléaire en continu. Chaque seconde le cœur du Soleil fusionne environ 627 millions de tonnes d'hydrogène[17] en 623,6 millions de tonnes d'hélium. Cette masse que le Soleil perd vient simplement du fait qu'un noyau d'hélium produit a une masse inférieure à celle des quatre noyaux d'hydrogène ayant servi à le fabriquer. La puissance rayonnée par le Soleil dans l'espace sous forme d'ondes électromagnétiques, environ 4×1026 watts, n'est autre que celle qui correspond à ce différentiel de 3,4 millions de tonnes par seconde[18].

Le Soleil est une naine jaune modérément grande, mais le nom est trompeur puisque le Soleil est plus large et plus lumineux que la majorité des étoiles de la Voie lactée (la plupart des étoiles de la Voie lactée étant des naines rouges, plus petites). Il se situe vers le milieu de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell ; cependant, les étoiles plus brillantes et plus chaudes que le Soleil sont rares tandis que les étoiles moins lumineuses et plus froides sont courantes[19].

Le diagramme de Hertzsprung-Russell ; la séquence principale va du bas à droite au haut à gauche.

On pense que la position du Soleil sur la séquence principale indique qu’il est loin d’avoir épuisé ses réserves d’hydrogène pour la fusion nucléaire. À ce jour, les calculs établissent qu'il a dispersé sous forme d'énergie 3 millièmes de sa masse initiale[18], soit l'équivalent de 3 fois la masse de Jupiter. Il devient progressivement plus brillant : au début de son histoire, sa luminosité était inférieure d'un bon tiers de celle d’aujourd’hui[20].

Le calcul du rapport entre l’hydrogène et l’hélium à l’intérieur du Soleil suggère qu’il est environ à mi-chemin de son cycle de vie. Dans plus de cinq milliards d’années, il quittera la séquence principale et deviendra plus grand, plus brillant, plus froid et plus rouge : une géante rouge[21],[22]. À ce moment, sa luminosité sera plusieurs milliers de fois celle d’aujourd’hui.

Le Soleil est une étoile de population I ; il est né après une ou plusieurs « générations » d'étoiles. Il contient plus d’éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium (des « métaux » dans le langage astronomique) que les étoiles de population II[23]. Ces éléments métalliques ont été formés dans l’explosion des noyaux d’étoiles les plus massives, les supernovas. Les étoiles anciennes contiennent peu de métaux tandis que les étoiles ultérieures en contiennent ainsi plus. On pense que cette haute métallicité a été indispensable au développement du système planétaire, car les planètes se forment par accrétion de « métaux »[24].

Milieu interplanétaire[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Milieu interplanétaire.
La couche de courant héliosphérique.

En plus de la lumière, le Soleil rayonne un flux continu de particules chargées (un plasma) appelé vent solaire. Ce flux s’étend à la vitesse approximative de 1,5 million de kilomètres par heure[25], créant une atmosphère ténue, l’héliosphère, qui baigne le Système solaire jusqu’à environ 100 unités astronomiques (marquant l’héliopause). Le matériau composant l’héliosphère est connu sous le nom de milieu interplanétaire. Le cycle solaire de onze ans et les fréquentes éruptions solaires et éjections de masse coronale perturbent l’héliosphère et créent un climat spatial[26]. La rotation du champ magnétique solaire agit sur le milieu interplanétaire pour créer la couche de courant héliosphérique, la plus grande structure du Système solaire[27].

Une aurore australe vue depuis l’orbite terrestre.

Le champ magnétique terrestre protège l’atmosphère du vent solaire. Vénus et Mars ne possèdent pas de champ magnétique et le vent solaire souffle graduellement leur atmosphère dans l’espace[28]. Sur Terre, l’interaction du vent solaire et du champ magnétique terrestre cause les aurores polaires.

L’héliosphère protège en partie le Système solaire des rayons cosmiques, protection augmentée sur les planètes disposant de champ magnétique. La densité de rayons cosmiques dans le milieu interstellaire et l'intensité du champ magnétique solaire changent sur de très longues périodes, donc le niveau de rayonnement cosmique dans le Système solaire varie, mais on ignore de combien[29].

Le milieu interplanétaire héberge au moins deux régions de poussières cosmiques en forme de disque. La première, le nuage de poussière zodiacal, réside dans le Système solaire interne et cause la lumière zodiacale. Il fut probablement formé par des collisions à l’intérieur de la ceinture d’astéroïdes causées par des interactions avec les planètes[30]. La deuxième s’étend de 10 à 40 UA et fut probablement créée lors de collisions similaires dans la ceinture de Kuiper[31],[32].

Système solaire interne[modifier | modifier le code]

Le Système solaire interne désigne traditionnellement la région située entre le Soleil et la ceinture d’astéroïdes. Composés principalement de silicates et de métaux, les objets du Système solaire interne orbitent près du Soleil : le rayon de la région tout entière est plus petit que la distance entre Jupiter et Saturne.

Ceinture intra-mercurienne[modifier | modifier le code]

Très récemment[Quand ?] des nuages de poussières intramercuriens ont été détectés entre le Soleil et Mercure. Des recherches sont toujours menées afin de trouver des corps plus gros : les Vulcanoïdes. Des comètes orbitent aussi dans cette zone : les astéroïdes apoheles.

Planètes internes[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Planète tellurique.
Les planètes internes. De gauche à droite : Mercure, Vénus, la Terre et Mars (dimensions à l’échelle).

Les quatre planètes internes possèdent une composition dense et rocheuse, peu ou pas de satellites naturels et aucun système d’anneaux. De taille modeste (la plus grande de ces planètes étant la Terre dont le diamètre est de 12 756 km), elles sont composées en grande partie de minéraux à point de fusion élevé, tels les silicates qui forment leur croûte solide et leur manteau semi-liquide, et de métaux comme le fer et le nickel qui composent leur noyau. Trois des quatre planètes (Vénus, la Terre et Mars) ont une atmosphère substantielle ; toutes présentent des cratères d’impact et des caractéristiques tectoniques de surface comme des rifts et des volcans[33].

Mercure[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Mercure (planète).

Mercure est la planète la plus proche du Soleil (0,4 UA), ainsi que la plus petite (4 900 km de diamètre) et la moins massive, plus du vingtième de la masse terrestre (0,055 masse terrestre)[34]. Elle est connue depuis l'Antiquité et doit son nom au dieu Mercure, qui était chez les Romains le messager des dieux, et dieu du commerce et du voyage ; cela est dû au fait qu'elle se déplace très vite. Mercure ne possède aucun satellite naturel et ses seules caractéristiques géologiques connues, en dehors des cratères d’impact, sont des dorsa, probablement produites par contraction thermique lors de la solidification interne, plus tôt dans son histoire[35]. L’atmosphère de Mercure, quasiment inexistante, est formée d’atomes arrachés à sa surface par le vent solaire[36],[37], ou momentanément capturé à ce vent. L’origine de son grand noyau de fer liquide -et son fin manteau, composée de différents métaux- n’a toujours pas été expliquée de manière adéquate. Parmi les scénarios hypothétiques, il est possible que ses couches externes aient été balayées par un impact géant ou qu’elle ait été stoppée dans son accrétion par l’énergie solaire[38],[39]. Sa période de révolution est d'environ 88 jours et sa période de rotation est de 58 jours. L’absence d'atmosphère significative et la proximité du Soleil amène les températures de surface à varier de 427 °C (700 K) lorsque le Soleil est au zénith à -183 °C (90 K) la nuit[34].

Vénus[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Vénus (planète).

Vénus (0,7 UA) est proche de la Terre en taille et en masse (0,815 masse terrestre) et, comme elle, possède un épais manteau de silicate entourant un noyau métallique, une atmosphère significative et une activité géologique interne. Cependant, elle est beaucoup plus sèche et la pression de son atmosphère (au sol) est 90 fois celle de la nôtre[40]. Vénus ne possède aucun satellite[33]. Il s’agit de la planète la plus chaude, avec une température de surface supérieure à 450°C, maintenue essentiellement par l’effet de serre causé par son atmosphère très riche en gaz carbonique[41],[42]. Aucune activité géologique récente n’a été détectée sur Vénus ; son absence de champ magnétique ne permettant pas d’empêcher l'appauvrissement de son atmosphère, cela suggère cependant qu’elle est réalimentée régulièrement par des éruptions volcaniques[43],[40]. Sa période de révolution est d'environ 225 jours. Sa période de rotation est de 243 jours.

Terre[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Terre.

La Terre (1 UA) est la plus grande, la plus massive et la plus dense des planètes internes, la seule dont on connaisse une activité géologique récente et qui abrite la vie. Son hydrosphère liquide est unique parmi les planètes telluriques et elle est la seule planète où une activité tectonique a été observée. L’atmosphère terrestre est radicalement différente de celle des autres planètes, ayant été altérée par la présence de formes de vie pour contenir 21 % d’oxygène[44],[45]. La Terre possède un satellite, la Lune, le seul satellite significativement grand des planètes telluriques du Système solaire. L'explication la plus généralement admise pour expliquer l'origine de ce singulier satellite serait la collision latérale de la jeune Terre avec un impacteur géant, de la taille de la planète Mars[46] ce qui explique aussi que la période de rotation soit si courte (~24h). La période de révolution de la Terre, c'est-à-dire la durée de l'année, est d'environ 365,25 jours[45].

Mars[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Mars (planète).

Mars (1,5 UA) est deux fois plus petite que la Terre et Vénus, et a seulement le dixième de la masse terrestre (0,107 masse terrestre). Sa période de révolution autour du soleil est d'environ 669 jours et sa journée dure 24 heures et 40 minutes[34]. Elle possède une atmosphère ténue, principalement composé de dioxyde de carbone et une surface désertique[47] avec un climat qui peut être qualifié d'hyper-continental (la température de 20 °C lors d'un bel après-midi d'été peut chuter à -100 °C pendant la nuit[34]. Le terrain martien, parfois très accidenté, est constellé de vastes volcans comme Olympus Mons (le plus massif du Système solaire), de vallées, de rifts comme Valles Marineris[48]. Ces structures géologiques montrent des signes d’une activité géologique voire hydraulique qui a peut-être persisté jusqu’à récemment[49],[50]. Mars possède deux petits satellites naturels (Déimos et Phobos), probablement des astéroïdes capturés[51].

Ceinture d'astéroïdes[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Ceinture d'astéroïdes.
Schéma de la ceinture d'astéroïdes et des astéroïdes troyens.

Les astéroïdes sont principalement de petits corps du Système solaire composés de roches et de minéraux métalliques non volatils. La ceinture d'astéroïdes occupe une orbite située entre Mars et Jupiter, à une distance comprise entre 2,3 et 3,3 UA du Soleil. On pense qu'il s'agit de restes du Système solaire en formation qui n'ont pas pu s'accréter en un corps plus gros à cause des interférences gravitationnelles de Jupiter.

Les astéroïdes varient en taille, depuis plusieurs centaines de kilomètres à des poussières microscopiques. Tous les astéroïdes, sauf le plus grand, Cérès, sont considérés comme des petits corps, bien que certains tels Vesta ou Hygie pourraient être reclassés comme planètes naines s'il est démontré qu'ils ont atteint un équilibre hydrostatique.

La ceinture d'astéroïdes contient des dizaines de milliers, éventuellement des millions, d'objets de plus d'un kilomètre de diamètre[52]. Malgré ceci, la masse totale de la ceinture ne dépasse probablement pas un millième de celle de la Terre[53]. La ceinture est très peu densément peuplée ; les sondes spatiales l'ont traversée régulièrement sans incident. Les astéroïdes d'un diamètre compris entre 10 et 10-4 m sont appelés météoroïdes[54].

Cérès[modifier | modifier le code]
Cérès vu par le télescope spatial Hubble.

Cérès (2,77 UA) est le plus grand corps de la ceinture d'astéroïdes et sa seule planète naine. D'un diamètre légèrement inférieur à 1 000 km, suffisant pour que sa propre gravité lui donne une forme sphérique, Cérès fut considéré comme une planète quand il fut découvert au XIXe siècle, puis recatégorisé comme astéroïde dans les années 1850 lorsque des observations révélèrent leur abondance[55]. Il fut également classifié comme planète naine depuis 2006 (tout en gardant son statut d'astéroïde défini de façon totalement indépendante).

Groupes d'astéroïdes[modifier | modifier le code]

Les astéroïdes de la ceinture principale sont divisés en plusieurs groupes et familles suivant leurs caractéristiques orbitales. Certains astéroïdes comportent des lunes, parfois aussi larges qu'eux-mêmes. La ceinture contient également des comètes[56] d'où pourrait provenir l'eau terrestre.

Le Système solaire interne est également constellé d'astéroïdes situés en dehors de la ceinture et dont l'orbite croise éventuellement celle des planètes telluriques.

Système solaire externe[modifier | modifier le code]

Le Système solaire externe comparé à trois étoiles.

Au-delà de la ceinture d'astéroïdes s'étend une région dominée par les géantes gazeuses. De nombreuses comètes à courte période, y compris les centaures, y résident également.

La zone ne possède pas de nom traditionnel correctement défini. Il est fait souvent mention du Système solaire externe, par opposition au Système solaire interne, mais le terme a récemment commencé à être utilisé exclusivement pour la zone située après l'orbite de Neptune.

Les objets solides de cette région sont composés d'une plus grande proportion de « glaces » (eau, ammoniac, méthane) que leurs correspondants du Système solaire interne.

Planètes externes[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Géante gazeuse.
Les géantes gazeuses. De haut en bas : Neptune, Uranus, Saturne et Jupiter (image non à l'échelle).

Les quatre planètes externes sont des géantes gazeuses et regroupent à elles quatre 99 % de la masse qui orbite autour du Soleil. L'atmosphère de Jupiter et Saturne est principalement constituée d'hydrogène et d'hélium ; celle d'Uranus et de Neptune contient un plus grand pourcentage de glaces. Il a été suggéré qu'elles appartiennent à une catégorie distincte, les « géantes glacées »[57]. Les quatre géantes gazeuses possèdent des systèmes d'anneaux, mais seuls ceux de Saturne peuvent être facilement observés depuis la Terre. En outre, le nombre de leurs satellites naturels est élevé voire très élevé (On en a détecté plus de soixante autour de Jupiter et de Saturne).

Jupiter[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Jupiter (planète).

Jupiter (5,2 UA), avec 318 masses terrestres, est aussi massive que 2,5 fois toutes les autres planètes. Elle est composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Sa forte chaleur interne crée un certain nombre de caractéristiques semi-permanentes dans son atmosphère, comme des bandes de nuages ou la Grande tache rouge. Jupiter possède 67 satellites connus ; les quatre plus gros, (appelés aussi satellites galiléens car découverts par l'astronome italien Galilée au XVIIe siècle), Ganymède, Callisto, Io et Europe, présentent des similarités avec les planètes telluriques, comme le volcanisme[58]. Ganymède, le plus gros satellite du Système solaire, est plus grand que Mercure.

Sa période de révolution est d'environ 12 ans et sa période de rotation est de 9 h 55 min 27,3 s

Saturne[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Saturne (planète).

Saturne (9,5 UA), connue pour son système d'anneaux, possède des caractéristiques similaires à Jupiter, comme sa composition atmosphérique. Elle est moins massive (95 masses terrestres) et possède 62 satellites[59] ; deux d'entre eux, Titan et Encelade, présentent des signes d'activité géologique, essentiellement du cryovolcanisme[60]. Titan est plus grand que Mercure, il est le seul satellite du Système solaire à avoir une atmosphère substantielle.

Sa période de révolution est d'environ 29 ans et sa période de rotation est de 10 h 47 min 6 s.

Uranus[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Uranus (planète).

Uranus (19,6 UA), avec 14 masses terrestres, est la moins massive des géantes gazeuses. De façon unique parmi les planètes du Système solaire, elle orbite le Soleil sur son côté, l'axe de sa rotation étant incliné d'un peu plus de 90° par rapport à son orbite. Son noyau est nettement plus froid que celui des autres géantes gazeuses et rayonne très peu de chaleur dans l'espace[61]. Uranus possède 27 satellites connus, les plus grands étant Titania, Obéron, Umbriel, Ariel et Miranda.

Sa période de révolution est d'environ 84 ans.

Neptune[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Neptune (planète).

Neptune (30 UA), bien que plus petite qu'Uranus, est légèrement plus massive (17 masses terrestres) et par conséquent plus dense. Elle rayonne plus de chaleur interne, mais pas autant que Jupiter ou Saturne[62]. Neptune possède 14 satellites connus. Le plus grand, Triton, est géologiquement actif et présente des geysers d'azote liquide[63]. Triton est le seul grand satellite placé sur une orbite rétrograde.

Sa période de révolution est d'environ 164 ans.

Comètes[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Comète.
Vue de la comète Hale-Bopp.

Les comètes sont de petits corps célestes du Système solaire, généralement de quelques kilomètres de diamètre, principalement composés de glaces volatiles. Elles possèdent des orbites hautement excentriques, avec un périhélie souvent situé dans le Système solaire interne et un aphélie au-delà de Pluton. Lorsqu'une comète entre dans le Système solaire interne, la proximité du Soleil provoque la sublimation et l'ionisation de sa surface, créant une queue : une longue traînée de gaz et de poussière.

Les comètes à courte période (comme la comète de Halley) parcourent leur orbite en moins de 200 ans et proviendraient de la ceinture de Kuiper ; les comètes à longue période (comme la comète Hale-Bopp) ont une périodicité de plusieurs milliers d'années et tiendraient leur origine du nuage d'Oort. D'autres enfin ont une trajectoire hyperbolique et proviendraient de l'extérieur du Système solaire, mais la détermination de leur orbite est difficile[64]. Les vieilles comètes qui ont perdu la plupart de leurs composés volatils sont souvent considérées comme des astéroïdes[65].

Centaures[modifier | modifier le code]

Les centaures, qui s'étendent entre 9 et 30 UA, sont des corps glacés analogues aux comètes orbitant entre Jupiter et Neptune. Le plus grand centaure connu, Chariklo, mesure entre 200 et 250 km de diamètre[66]. Le premier centaure découvert, Chiron, fut considéré comme une comète puisqu'il développait une queue cométaire[67]. Certains astronomes classent les centaures comme des objets de la ceinture de Kuiper internes épars, des équivalents des objets épars externes[68].

Astéroïdes troyens[modifier | modifier le code]

Les astéroïdes troyens sont deux groupes d'astéroïdes situés aux points de Lagrange L4 ou L5 de Jupiter (des zones gravitationnellement stables en avant et en arrière de son orbite).

Neptune et Mars sont également accompagnés par quelques astéroïdes troyens.

Région transneptunienne[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Objet transneptunien.

La zone au-delà de Neptune, souvent appelée région transneptunienne, est toujours largement inexplorée. Il semble qu'elle consiste essentiellement en de petits corps (le plus grand ayant le cinquième du diamètre de la Terre et une masse bien inférieure à celle de la Lune) composés de roche et de glace.

Ceinture de Kuiper[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Ceinture de Kuiper.
Diagramme indiquant la position de tous les objets de la ceinture de Kuiper connus.

La ceinture de Kuiper, la principale structure de la région, est un grand anneau de débris similaire à la ceinture d'astéroïdes, mais composée principalement de glace. La première partie de la ceinture s'étend entre 30 et 50 UA du Soleil et s'arrête à la « falaise de Kuiper », la seconde partie va au-delà (100 UA voire plus). On pense que la région est la source des comètes de courte période.

Elle est principalement composée de petits corps, mais plusieurs des plus gros objets, comme Quaoar, Varuna, ou Orcus, pourraient être reclassifiés comme planètes naines. On estime à 100 000 le nombre d'objets de la ceinture de Kuiper d'un diamètre supérieur à 50 km, mais sa masse totale est estimée à un dixième, voire un centième de celle de la Terre[69]. Plusieurs objets de la ceinture possèdent des satellites multiples et la plupart sont situés sur des orbites qui les emmènent en dehors du plan de l'écliptique.

La ceinture de Kuiper peut être grossièrement divisée entre les objets « classiques » et ceux en résonance avec Neptune. Comme par exemple les plutinos, qui parcourent deux orbites quand Neptune en parcourt trois, mais il existe d'autres rapports.

La ceinture en résonance débute à l'intérieur même de l'orbite de Neptune. La ceinture classique des objets n'ayant aucune résonance avec Neptune s'étend entre 39,4 et 47,7 UA[70]. Les membres de cette ceinture classique sont appelés cubewanos, d'après le premier objet de ce genre à avoir été découvert, (15760) 1992 QB1[71].

Pluton et Charon[modifier | modifier le code]
Pluton[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Pluton (planète naine).
Diagramme montrant les orbites alignées des plutinos et autres objets de la ceinture de Kuiper en résonance avec Neptune (en rouge) et des objets classiques (en bleu).
Pluton et ses cinq lunes connues : Charon, Hydra, Nix, P4 et P5.

Pluton (39 UA en moyenne), une planète naine, est le plus grand objet connu de la ceinture de Kuiper. Découvert en 1930 et considéré comme une planète, il fut reclassifié en août 2006 lors de l'adoption d'une définition formelle de ces différents corps. Pluton possède une orbite excentrique inclinée de 17° sur le plan de l'écliptique et qui s'étend de 29,7 UA au périhélie à 49,5 UA à l'aphélie.

Charon[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Charon (lune).

La plus grande lune de Pluton, Charon, est suffisamment grande pour que l'ensemble gravite autour d'un centre de gravité situé au-dessus de la surface de chacun des deux corps. Quatre autres petites lunes, Nix, Hydra, Kerbéros et Styx, orbitent le couple Pluton-Charon.

Pluton est en résonance orbitale 3:2 avec Neptune (la planète naine orbite deux fois autour du Soleil quand Neptune orbite trois fois). Les objets de la ceinture de Kuiper qui partagent cette résonance sont nommés plutinos[72].

Objets épars[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Objet épars.
Les objets de la ceinture de Kuiper. En noir : objets épars ; en bleu : objets classiques ; en vert : objets en résonance avec Neptune.

Les objets épars s'étendent bien au-delà de la ceinture de Kuiper. On pense qu'ils proviennent de cette ceinture mais en ont été éjectés par l'influence gravitationnelle de Neptune lors de sa formation. La plupart des objets épars possèdent un périhélie dans la ceinture de Kuiper et un aphélie pouvant atteindre 150 UA Soleil. De façon typique, leur orbite est fortement inclinée, souvent presque perpendiculaire à l'écliptique. Certains astronomes les considèrent comme d'autres éléments de la ceinture de Kuiper et les appellent d'ailleurs des « objets épars de la ceinture de Kuiper »[73].

Éris[modifier | modifier le code]
Article détaillé : (136199) Éris.
Éris et sa lune Dysnomie.

Éris (68 UA en moyenne) est le plus gros objet épars connu et a d'ailleurs provoqué une clarification du statut de planète à sa découverte, puisqu'il est au moins 5 % plus grand que Pluton (diamètre estimé de 2 400 km)[74]. Il possède une lune, Dysnomie. Comme Pluton, son orbite est fortement excentrique (périhélie à 38,2 UA, la distance moyenne de Pluton au Soleil, aphélie à 97,6 UA) et fortement inclinée sur l'écliptique, à 44°.

Régions lointaines[modifier | modifier le code]

Héliopause, Héliosphère, Héliogaine[modifier | modifier le code]

Articles détaillés : Héliopause, Héliosphère et Héliogaine.
La sonde Voyager 1 pénétrant l'héliogaine.

L'héliosphère est divisée en deux régions distinctes. Le vent solaire voyage à sa vitesse maximale jusqu'à environ 95 UA, trois fois la distance moyenne entre Pluton et le Soleil. Ensuite, le vent solaire entre en collision avec les vents opposés en provenance du milieu interstellaire. Il ralentit, se condense et subit des turbulences, formant une grande structure ovale appelée l'héliogaine qui ressemble et se comporte de façon assez similaire à la queue d'une comète, s'étendant encore sur 40 UA dans un sens et sur plusieurs fois cette distance dans la direction opposée. La limite externe de l'héliosphère, l'héliopause, est le point où le vent solaire s'éteint et où débute l'espace interstellaire[75].

La forme de l'héliopause est affectée par les interactions avec le milieu interstellaire[76], ainsi que par les champs magnétiques solaires dominant au sud (l'hémisphère nord s'étend 9 UA plus loin que l'hémisphère sud). Au-delà de l'héliopause, à environ 230 UA du Soleil, s'étend une onde de choc, une zone de plasma laissée par le Soleil au cours de son trajet à travers la Voie lactée[77].

Aucune sonde spatiale n'a dépassé l'héliopause et les conditions dans l'espace interstellaire ne sont pas connues. On sait assez peu à quel point l'héliosphère protège le Système solaire des rayons cosmiques. Une mission spécifique a été suggérée[78],[79].

Nuage de Hills et Nuage d'Oort[modifier | modifier le code]

Articles détaillés : Nuage de Hills et Nuage d'Oort.
Vue d'artiste de la ceinture de Kuiper et de l'hypothétique Nuage d'Oort.

Le Nuage de Hills est une zone hypothétique, intermédiaire de la ceinture de Kuiper et du nuage d'Oort.

Le nuage d'Oort est une zone hypothétique regroupant jusqu'à un trillion d'objets glacés et dont on pense qu'il est la source des comètes à longue période. Il entourerait le Système solaire vers 50 000 UA, peut-être même jusqu'à 154 000 UA. On pense qu'il serait composé de comètes qui ont été éjectées du Système solaire interne après des interactions avec les géantes gazeuses. Les objets du nuage d'Oort se déplacent très lentement et peuvent être affectés par des évènements peu fréquents comme des collisions, les effets gravitationnels d'une étoile proche ou une marée galactique[80],[81].

Photographie de Sedna.
Sedna et le nuage de Hills[modifier | modifier le code]

Sedna est un grand objet rougeâtre ressemblant à Pluton dont l'orbite très excentrique l'amène à 76 UA du Soleil au périhélie et à 928 UA à l'aphélie et qui prend 12 050 ans à être parcourue. Michael Brown, qui découvrit l'objet en 2003, a déclaré qu'il ne peut pas s'agir d'un objet épars car son périhélie est trop lointain pour avoir été affecté par Neptune. Il considère, avec d'autres astronomes, qu'il s'agit du premier membre connu d'une population nouvelle, qui pourrait inclure l'objet (148209) 2000 CR105, qui possède un périhélie de 45 UA, un aphélie de 415 UA et une période orbitale de 3420 ans[82]. Brown nomme cette population le « nuage d'Oort interne » car il se serait formé selon un procédé similaire, mais à une moins grande distance du Soleil[83]. Sedna est très probablement une planète naine, même si sa forme n'est pas connue avec certitude.

Limites[modifier | modifier le code]

Le Système solaire, du Soleil à Alpha Centauri.

La limite entre le Système solaire et l'espace interstellaire n'est pas précisément définie. On pense que le vent solaire laisse la place au milieu interstellaire à quatre fois la distance entre Neptune et le Soleil. Cependant, la sphère de Hill du Soleil, c'est-à-dire sa zone d'influence gravitationnelle, s'étendrait plus de 1000 fois plus loin, jusqu'à plus de 2 années-lumières (la moitié de la distance à l'étoile la plus proche) ; des objets ont été détectés jusqu'à 154 202 ua (2,44 a.l.) avec C/1992 J1 (Spacewatch). Certaines comètes ont une orbite calculée à une distance bien plus grande. C'est le cas de la comète C/2008 C1, qui d'après le site Jet Propulsion Laboratory de la NASA, affichait une distance de 312 174 ua (près de 5 a.l.), ce qui la situerait en-dehors du Système solaire. Cependant, la marge d'erreur des paramètres orbitaux est très importante et sa distance maximale du Soleil est très incertaine[84]. Malgré des découvertes récentes comme celle de Sedna, la zone située entre la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort est globalement inconnue. Par ailleurs, celle située entre le Soleil et Mercure fait toujours l'objet d'études[85].

Éléments orbitaux des planètes et planètes naines[modifier | modifier le code]

Distance moyenne des objets célestes du système solaire par rapport au soleil en UA.
Orbites des planètes et planètes naines du Système solaire
Demi grand axe (UA) Excentricité Inclinaison (°) Période (années)
Mercure 0,38710 0,205631 7,0049 0,2408
Vénus 0,72333 0,006773 3,3947 0,6152
Terre 1,00000 0,016710 0,00000 1,00000
Mars 1,52366 0,093412 1,8506 1,8808
Cérès (planète naine) 2,7665 0,078375 10,5834 4,601
Jupiter 5,20336 0,048393 1,3053 11,862
Saturne 9,53707 0,054151 2,4845 29,457
Uranus 19,1913 0,047168 0,7699 84,018
Neptune 30,0690 0,008586 1,7692 164,78
Pluton (planète naine) 39,4817 0,248808 17,1417 248.4
Éris (planète naine) 68,1461 0,432439 43,7408 562,55

Formation et évolution[modifier | modifier le code]

Vision d'artiste d'un disque protoplanétaire.

Formation[modifier | modifier le code]

Selon l'hypothèse la plus couramment acceptée, le Système solaire s'est formé à partir de la nébuleuse solaire, théorie proposée pour la première fois en 1755 par Emmanuel Kant et formulée indépendamment par Pierre-Simon de Laplace[86]. Selon cette théorie, le Système solaire s'est formé il y a 4,6 milliards d'années par effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. Ce nuage était large de plusieurs années-lumière et a probablement donné naissance à plusieurs étoiles[87]. Les études de météorites révèlent des traces d'éléments qui ne sont produits qu'au cœur d'explosions d'étoiles très grandes, indiquant que le Soleil s'est formé à l'intérieur d'un amas d'étoiles et à proximité d'un certain nombre de supernovas. L'onde de choc de ces supernovas a peut-être provoqué la formation du Soleil en créant des régions de surdensité dans la nébuleuse environnante, permettant à la gravité de prendre le dessus sur la pression interne du gaz et d'initier l'effondrement[88]. La présence d'une supernova à proximité d'un disque protoplanétaire étant fortement improbable (l'explosion chasse le gaz autour d'elle), une autre modélisation de l'environnement stellaire du Soleil primitif est proposée en 2012, à partir d'observations astronomiques d'étoiles jeunes, pour expliquer la présence d'isotopes radioactifs de l'aluminium 26Al et du fer 60Fe dans des inclusions météoritiques au tout début du Système solaire. En moins de 20 millions d'années, trois générations d'étoiles, formées par la compression du gaz à la suite d'ondes de choc produites par le vent solaire de supernovae selon le scénario du Little Bang, se seraient succédé dans un nuage moléculaire géant pour former le Système solaire[89].

La région qui deviendra par la suite le Système solaire, connue sous le nom de nébuleuse pré-solaire[90], avait un diamètre entre 7000 et 20 000 UA[87],[91] et une masse très légèrement supérieure à celle du Soleil (en excès de 0,001 à 0,1 masse solaire)[92]. Au fur et à mesure de son effondrement, la conservation du moment angulaire de la nébuleuse la fit tourner plus rapidement. Tandis que la matière s'y condensait, les atomes y rentrèrent en collision de plus en plus fréquemment. Le centre, où la plupart de la masse s'était accumulé, devint progressivement plus chaud que le disque qui l'entourait[87]. L'action de la gravité, de la pression gazeuse, des champs magnétiques et de la rotation aplatirent la nébuleuse en un disque protoplanétaire en rotation d'un diamètre d'environ 200 UA[87] entourant une proto-étoile dense et chaude[93],[94].

Des études d'étoiles du type T Tauri — des masses stellaires jeunes n'ayant pas démarré les opérations de fusion nucléaire et dont on pense qu'elles sont similaires au Soleil à ce stade de son évolution — montrent qu'elles sont souvent accompagnées de disques pré-planétaires[92]. Ces disques s'étendent sur plusieurs centaines d'UA et n'atteignent qu'au plus un millier de kelvins[95].

Image de disques protoplanétaires de la nébuleuse d'Orion prise par le télescope spatial Hubble ; cette « pépinière d'étoile » est probablement similaire à la nébuleuse primordiale à partir de laquelle s'est formé le Soleil.

Après 100 millions d'années, la pression et la densité de l'hydrogène au centre de la nébuleuse devinrent suffisamment élevées pour que la proto-étoile initie la fusion nucléaire, accroissant sa taille jusqu'à ce qu'un équilibre hydrostatique soit atteint, l'énergie thermique contrebalançant la contraction gravitationnelle. À ce niveau, le Soleil devint une véritable étoile[96].

Les autres corps du Système solaire se formèrent du reste du nuage de gaz et de poussière. Les modèles actuels les font se former par accrétion : initialement des grains de poussière en orbite autour de la proto-étoile centrale, puis des amas de quelques mètres de diamètre formés par contact direct, lesquels rentrèrent en collision pour constituer des planétésimaux d'environ cinq kilomètres de diamètre. À partir de là, leur taille augmenta par collisions successives au rythme moyen de 15 cm par an au cours des millions d'années suivants[97].

Le Système solaire interne était trop chaud pour que les molécules volatiles telles que l'eau ou le méthane se condensent : les planétésimaux qui s'y sont formés étaient relativement petits (environ 0,6 % de la masse du disque)[87] et principalement formés de composés à point de fusion élevé, tels les silicates et les métaux. Ces corps rocheux devinrent à terme les planètes telluriques. Plus loin, les effets gravitationnels de Jupiter empêchèrent l'accrétion des planétésimaux, formant la ceinture d'astéroïdes[98].

Encore plus loin, là où les composés glacés volatiles pouvaient rester solides, Jupiter et Saturne devinrent des géantes gazeuses. Uranus et Neptune capturèrent moins de matière et on pense que leur noyau est principalement formé de glaces[99],[100].

Dès que le Soleil produisit de l'énergie, le vent solaire souffla le gaz et les poussières du disque protoplanétaire, stoppant la croissance des planètes. Les étoiles de type T Tauri possèdent des vents stellaires nettement plus intenses que les étoiles plus anciennes et plus stables[101],[102].

Évolution[modifier | modifier le code]

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

Dans plus de cinq milliards 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, 100 fois plus grande qu'à l'heure actuelle. Les planètes les plus proches, Mercure et Vénus, devraient être détruites.

Il entamera alors un nouveau cycle de fusion avec l'hélium fusionnant en carbone (et oxygène) dans son cœur, et l'hydrogène fusionnant en hélium dans une couche périphérique du cœur. Dans cette configuration, il aura « soufflé » son enveloppe externe, devenant une sous-géante, environ 10 fois plus grande qu'actuellement.

Il va ensuite brûler son hélium assez rapidement, à la fin de ce cycle il regonflera de manière encore plus importante, 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.

Le 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 toutes 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.[réf. nécessaire] 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.

Contexte galactique[modifier | modifier le code]

Schéma indiquant la structure générale de la Voie lactée, ses bras principaux et la localisation du Système solaire.

Le Système solaire est situé dans la Voie lactée, une galaxie spirale barrée d'un diamètre d'environ 100 000 années-lumière contenant 200 milliards d'étoiles[103]. Le Soleil réside dans l'un des bras spiraux externes de la galaxie, le bras d'Orion[104], à entre 25 000 et 28 000 années-lumière du centre galactique. Il y évolue à environ 220 km/s et effectue une révolution en 225 à 250 millions d'années, une année galactique[105].

La situation du Système solaire dans la galaxie est probablement un facteur de l'évolution de la vie sur Terre. Son orbite est quasiment circulaire et est parcourue à peu près à la même vitesse que la rotation des bras spiraux, ce qui signifie qu'il ne les traverse que rarement. Les bras spiraux hébergeant nettement plus de supernovas potentiellement dangereuses, cette disposition a permis à la Terre de connaitre de longues périodes de stabilité interstellaire[106]. Le Système solaire réside également en dehors des zones riches en étoiles autour du centre galactique. Près du centre, l'influence gravitationnelle des étoiles proches perturberait plus souvent le nuage d'Oort et propulserait plus de comètes vers le Système solaire interne, produisant des collisions aux conséquences potentiellement catastrophiques. Le rayonnement du centre galactique interférerait avec le développement de formes de vie complexes[106]. Même à l'endroit actuel du Système solaire, certains scientifiques ont émis l'hypothèse que des supernovas récentes ont affecté la vie dans les derniers 35 000 ans en émettant des morceaux de cœur stellaire vers le Soleil sous forme de poussières radioactives ou de corps ressemblant à des comètes[107].

Actuellement, le Soleil se déplace en direction de l'étoile Véga[108].

Voisinage[modifier | modifier le code]

Le voisinage immédiat du Système solaire est connu sous le nom de nuage interstellaire local, une zone relativement dense à l'intérieur d'une région qui l'est moins, la Bulle locale. Cette bulle est une cavité du milieu interstellaire, en forme de sablier d'environ 300 années-lumière de large. La bulle contient du plasma à haute température de façon très diluée, ce qui suggère qu'elle est le produit de plusieurs supernovae récentes[109].

On compte relativement peu d'étoiles distantes de moins de 10 années-lumière du Soleil. Le système le plus proche est celui d'Alpha Centauri, un système triple distant de 4,4 années-lumière. Alpha Centauri A et B sont deux étoiles proches ressemblant au Soleil (B abritant d'ailleurs une planète), Alpha Centauri C (ou Proxima Centauri) est une naine rouge orbitant la paire à 0,2 année-lumière d'elle. On trouve ensuite les naines rouges de l'étoile de Barnard (6 années-lumière), Wolf 359 (7,8 années-lumière) et Lalande 21185 (8,3 années-lumière). La plus grande étoile à moins de 10 années-lumière est Sirius, une étoile brillante deux fois plus massive que le Soleil autour de laquelle orbite une naine blanche nommée Sirius B ; elle est distante de 8,6 années-lumière. Les autres systèmes dans ces 10 années-lumière sont le système binaire de naines rouges Luyten 726-8 (8,7 années-lumière) et la naine rouge solitaire Ross 154 (9,7 années-lumière)[110]. La plus proche étoile simple analogue au Soleil est Tau Ceti, distante de 11,9 années-lumière ; elle possède 80 % de la masse du Soleil, mais seulement 60 % de sa luminosité[111]. La plus proche exoplanète ressemblant à la Terre que l'on connait, Gliese 581 c, est située à 20,4 années-lumière.

Série de cinq cartes montrant, de gauche à droite, notre position dans le Système solaire, le Système solaire parmi les étoiles du voisinage local, notre voisinage stellaire dans la Voie lactée, la Voie lactée dans le Groupe local de galaxies, et le Groupe local dans le Superamas de la Vierge.

Découverte et exploration[modifier | modifier le code]

Observations pré-télescopiques[modifier | modifier le code]

Articles détaillés : Géocentrisme et Héliocentrisme.

Le concept de Système solaire n'existait pas de façon répandue avant une époque récente. En règle générale, la Terre était perçue comme stationnaire au centre de l'Univers et souvent de nature intrinsèquement différente à celui-ci. Un cosmos héliocentrique fut cependant postulé à plusieurs reprises, par exemple par le philosophe grec Aristarque de Samos, le mathématicien et astronome indien Aryabhata ou l'astronome polonais Nicolas Copernic.
Néanmoins, les avancées conceptuelles du XVIIe siècle, conduites par Galileo Galilei, Johannes Kepler et Isaac Newton, popularisèrent l'idée que la Terre se déplaçait non seulement autour du Soleil, mais que les mêmes lois physiques s'appliquaient aux autres planètes.

Les cinq planètes les plus proches de la Terre (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne) sont parmi les objets plus brillants du ciel et étaient nommées πλανήτης (planētēs, signifiant « errant ») par les astronomes grecs dans l'Antiquité. Hormis le Soleil et la Lune, il s'agit des seuls membres du Système solaire connus avant les observations instrumentales.

Observations instrumentales[modifier | modifier le code]

Réplique du télescope d'Isaac Newton.

Les premières observations du Système solaire en tant que tel furent réalisées à partir de la mise au point de la lunette astronomique puis du télescope par les astronomes. Galilée fut parmi les premiers à découvrir des détails physiques sur d'autres corps : il observa que la Lune était couverte de cratères, que le Soleil possédait des taches et que quatre satellites orbitaient Jupiter[112]. Christian Huygens poursuivit les découvertes de Galilée en découvrant Titan, le satellite de Saturne, et la forme des anneaux de cette planète[113]. Jean-Dominique Cassini découvrit ensuite quatre autres lunes de Saturne, la division de Cassini dans ses anneaux et la grande tache rouge sur Jupiter[114].

Edmond Halley réalisa en 1705 que les apparitions répétées d'une comète concernaient le même objet, revenant régulièrement tous les 75 à 76 ans. Ce fut la première preuve qu'autre chose que les planètes orbitait autour du Soleil[115].

En 1781, William Herschel observa ce qu'il pensa être une nouvelle comète, mais dont l'orbite révéla qu'il s'agissait d'une nouvelle planète, Uranus[116].

Giuseppe Piazzi découvrit Cérès en 1801, un petit corps situé entre Mars et Jupiter qui fut initialement considéré comme une nouvelle planète. Des observations ultérieures révélèrent des milliers d'autres objets dans la même région, ce qui conduit à leur reclassification comme astéroïdes[117].

Les écarts entre la position d'Uranus et les calculs théoriques de son orbite conduisirent à suspecter qu'une autre planète plus lointaine en perturbait le mouvement. Les calculs d'Urbain Le Verrier permirent la découverte de Neptune en 1846[118]. La précession de l'avance du périhélie de Mercure conduisit également Le Verrier à postuler l'existence d'une planète située entre Mercure et le Soleil, Vulcain en 1859, ce qui s'avéra au bout du compte être une fausse piste. Les anomalies de trajectoire des planètes externes firent émettre par Percival Lowell l'hypothèse d'une planète X. Après sa mort, l'observatoire Lowell conduisit une recherche qui aboutit à la découverte de Pluton par Clyde Tombaugh en 1930. Pluton se révéla être trop petit pour perturber les orbites des géantes gazeuses et sa découverte fut une coïncidence. Comme Cérès, il fut d'abord considéré comme une planète avant d'être reclassifié en 2006 comme planète naine[118].

En 1992, David Jewitt et Jane Luu découvrirent (15760) 1992 QB1. Cet objet se révéla être le premier d'une nouvelle catégorie, qui fut nommée ceinture de Kuiper, un analogue glacé à la ceinture d'astéroïdes et dont Pluton fait partie[119],[120].

Mike Brown, Chadwick Trujillo et David L. Rabinowitz annoncèrent la découverte d'Éris en 2005, un objet épars plus grand que Pluton, et d'ailleurs le plus grand découvert en orbite autour du Soleil depuis Neptune[121].

Exploration spatiale[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Exploration du Système solaire.
Vue d'artiste de Pioneer 10 lorsque la sonde dépassa l'orbite de Pluton en 1983. La dernière transmission fut reçue en janvier 2003, à plus de 82 UA de distance. La sonde, vieille de plus de 35 ans, fut la première à entrer dans le Système solaire externe et s'éloigne du Soleil à plus de 43 400 km/h[122].

Depuis le début de l'ère spatiale, de nombreuses missions d'exploration par sondes spatiales ont été mises en œuvre. Toutes les planètes du Système solaire ont été visitées à divers degrés par des sondes robotisées : au minimum, des photographies en furent prises, et dans certains cas des atterrisseurs ont effectué des tests sur les sols et les atmosphères.

Le premier objet humain lancé dans l'espace fut le satellite soviétique Spoutnik 1 en 1957, qui orbita la Terre pendant trois mois. La sonde américaine Explorer 6, lancée en 1959, fut le premier satellite à renvoyer une image de la Terre prise de l'espace. La première sonde à voyager avec succès vers un autre corps fut Luna 1 qui dépassa la Lune en 1959 ; à l'origine, elle devait la percuter mais manqua sa cible et devient le premier objet artificiel à entrer en orbite solaire. Mariner 2 fut la première sonde à survoler une autre planète, Vénus, en 1962. Le premier survol réussi de Mars fut effectué par Mariner 4 en 1964 ; Mercure fut approchée par Mariner 10 en 1974.

Photographie de la Terre (entourée d'un cercle) prise par la sonde Voyager 1, à six milliards de kilomètres de distance. Les raies lumineuses sont des pics de diffraction provenant du Soleil (hors-cadre, sur la gauche).

La première sonde à explorer les planètes externes fut Pioneer 10, qui survola Jupiter en 1973. Pioneer 11 visita Saturne en 1979. Les deux sondes Voyager réalisèrent un survol de toutes les géantes gazeuses à partir de leur lancement en 1977. Elles survolèrent Jupiter en 1979 et Saturne en 1980 et 1981. Voyager 2 continua par un survol d'Uranus en 1986 et de Neptune en 1989. Les sondes Voyager sont sur le chemin de l'héliogaine et de l'héliopause ; selon la NASA, elles ont rencontré le choc terminal à environ 93 UA du Soleil[75],[123]. La NASA confirme officiellement le 12 septembre 2013, après analyse des données recueillies par la sonde, que Voyager 1, à plus de 18 milliards de kilomètres du Soleil, a quitté la zone d'influence directe de ce dernier, l'héliosphère (zone de prédominance magnétique, la sonde étant toujours dans la zone de prédominance gravitationnelle de notre étoile)[124],[125]. Elle se trouve désormais dans l'espace interstellaire.

Aucun objet de la ceinture de Kuiper n'a encore été visité par une sonde, mais New Horizons, lancée le 19 janvier 2006, est en route pour cette région ; la sonde doit survoler Pluton en juillet 2015, ainsi que par la suite d'autres corps si cela s'avère possible[126].

En 1966, la Lune devint le premier objet du Système solaire en dehors de la Terre autour duquel un satellite artificiel fut mis en orbite (Luna 10). Elle fut suivie par Mars en 1971 (Mariner 9), Vénus en 1975 (Venera 9), Jupiter en 1995 (Galileo, qui réalisa le premier survol d'un astéroïde, Gaspra, en 1991), l'astéroïde Éros en 2000 (NEAR Shoemaker) et Saturne en 2004 (Cassini–Huygens). La sonde MESSENGER est en orbite autour de Mercure depuis le 18 mars 2011. Dawn devrait atteindre l'astéroïde (/planétésimal) Vesta en 2011 et la planète naine Cérès en 2015.

La première sonde à se poser sur un autre corps fut la sonde soviétique Luna 2, qui impacta la Lune en 1959. La surface de Vénus fut atteinte en 1966 (Venera 3), Mars en 1971 (Mars 3, bien que le premier atterrissage sur Mars ne fut réalisé que par Viking 1 en 1976), Éros en 2001 (NEAR Shoemaker) et le satellite de Saturne Titan en 2005 (Huygens). L'orbiteur Galileo lâcha également une sonde dans l'atmosphère de Jupiter en 1995 ; la géante gazeuse ne possédant pas de surface à proprement parler, la sonde fut détruite par la température et la pression lors de sa descente.

Exploration humaine[modifier | modifier le code]

L'exploration humaine du Système solaire est pour l'instant limitée aux environs immédiats de la Terre. Le premier être humain à avoir atteint l'espace (défini comme une altitude de plus de 100 km) et à orbiter la Terre fut le cosmonaute soviétique Youri Gagarine le 12 avril 1961. Le premier homme à marcher sur une autre surface du Système solaire fut l'astronaute américain Neil Armstrong, qui atterrit sur la Lune le 21 juillet 1969. La première station orbitale pouvant héberger plus d'un passager fut le Skylab américain, qui accueillit des équipes de trois astronautes entre 1973 et 1974. La première station permanente fut la station spatiale soviétique Mir, qui fut occupée en continu entre 1989 et 1999, à laquelle succéda la station spatiale internationale, hébergeant une présence humaine dans l'espace depuis lors.

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Stricto sensu, il n'y a qu'un « système solaire », notre système planétaire, puisqu'il n'y a qu'un « Soleil », notre étoile. La forme toute en minuscules est donc, au sens strict, suffisante. Cependant, les autres étoiles étant parfois, par analogie, appelées des « soleils », le nom de « système solaire » est de la même façon parfois employé dans un sens général pour signifier « système planétaire », ce qui explique que l'on trouve également « Système solaire » écrit avec [[capitale (lettre)|]] lorsqu'il désigne spécifiquement notre système planétaire.

Sources[modifier | modifier le code]

Références[modifier | modifier le code]

  1. (en) Mike Brown, « "Free the dwarf planets!" », "Mike Brown's Planets (self-published)",‎ August 23, 2011
  2. a, b, c et d (en) « How Many Solar System Bodies », NASA/JPL Solar System Dynamics (consulté le 12 février 2014)
  3. (en) Wm. Robert Johnston, « Asteroids with Satellites », Johnston's Archive,‎ 28 octobre 2012 (consulté le 12 février 2014)
  4. a, b et c Minor Planet Center, Union astronomique internationale. Consulté le 4 mars 2013.
  5. Au 16 juillet 2013, 624 731 planètes mineures répartis en :
    • dans le Système solaire interne (613 299 objets) :
      • 19 Atiras
      • 767 Atens
      • 4 954 Apollos
      • 4 173 Amors
      • 12 250 Hungarias
      • 9 908 aréocroisurs
      • 581 228 astéroïdes de la ceinture principale
    • dans le Système solaire externe (11 432 objets) :
      • 3 740 Hildas
      • 6 055 troyens de Jupiter
      • 462 centaures et objets du disque épars
      • 245 plutinos
      • 904 objets transneptuniens classiques
      • 26 autres objets transneptuniens.
  6. DOI:10.1016/S0273-1177(03)00578-7
  7. Somme du nombre de satellites individuels pour chaque planète, d'après les pages concernées
  8. a et b Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 235
  9. « The Final IAU Resolution on the definition of "planet" ready for voting », Union astronomique internationale,‎ 24 août 2006 (consulté le 8 octobre 2007).
  10. (en) « Petition Protesting the IAU Planet Definition »,‎ 2006 (consulté le 16 juin 2007)
  11. Alain Doressoundiram et Emmanuel Lellouch, Aux Confins du système solaire, Éditions Belin, 2008, p. 112-113
  12. Revue Ciel et Espace, hors série no 15, octobre 2010, p. 86
  13. M Woolfson, « The origin and evolution of the solar system » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), University of York. Consulté le 8 octobre 2007.
  14. nineplanets.org, « An Overview of the Solar System » (consulté le 15 février 2007).
  15. Amir Alexander, « New Horizons Set to Launch on 9-Year Voyage to Pluto and the Kuiper Belt », The Planetary Society,‎ 2006 (consulté le 8 novembre 2006).
  16. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 19
  17. Nucléaire - Calcul de la durée de vie du Soleil
  18. a et b Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 18
  19. Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A., « The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars », Perkins Observatory,‎ 2001 (consulté le 26 décembre 2006)
  20. J. F. Kasting, T. P. Ackerman, « Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere », Science, vol. 234,‎ 1986, p. 1383–1385.
  21. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 20
  22. Richard W. Pogge, « The Once and Future Sun » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), Perkins Observatory, 1997. Consulté le 23 juin 2006.
  23. T. S. van Albada, Norman Baker, « On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters », Astrophysical Journal, vol. 185,‎ 1973, p. 477–498
  24. Charles H. Lineweaver, « An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect », University of New South Wales,‎ 2000 (consulté le 23 juillet 2006).
  25. « Solar Physics: The Solar Wind », Marshall Space Flight Center,‎ 2006 (consulté le 3 octobre 2006).
  26. Tony Phillips, « The Sun Does a Flip », Science@NASA,‎ 15 février 2001 (consulté le 4 février 2007).
  27. « Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), Wilcox Solar Observatory. Consulté le 22 juin 2006.
  28. R. Lundin, « Erosion by the Solar Wind », Science, vol. 291, no 5510,‎ 9 mars 2001, p. 1909 (DOI 10.1126/science.1059763, lire en ligne).
  29. U. W. Langner, M. S. Potgieter, « Effects of the position of the solar wind termination shock and the heliopause on the heliospheric modulation of cosmic rays », Advances in Space Research, vol. 35, no 12,‎ 2005, p. 2084–2090 (DOI 10.1016/j.asr.2004.12.005, lire en ligne).
  30. « Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud »,‎ 1998 (consulté le 3 février 2007).
  31. « ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets », ESA Science and Technology,‎ 2003 (consulté le 3 février 2007).
  32. M. Landgraf, J.-C. Liou, H. A. Zook, E. Grün, « Origins of Solar System Dust beyond Jupiter », The Astronomical Journal, vol. 123, no 5,‎ mai 2002, p. 2857–2861 (DOI 10.1086/339704, lire en ligne).
  33. a et b Encrenaz 2005, p. 15
  34. a, b, c et d Encrenaz 2005, p. 46
  35. Schenk P., Melosh H.J. (1994), Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere, Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994LPI....25.1203S
  36. Bill Arnett, « Mercury », The Nine Planets,‎ 2006 (consulté le 14 septembre 2006).
  37. Encrenaz 2005, p. 47
  38. Benz, W., Slattery, W. L., Cameron, A. G. W. (1988), Collisional stripping of Mercury's mantle, Icarus, v. 74, p. 516–528.
  39. Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of Mercury, Icarus, v. 64, p. 285–294.
  40. a et b Encrenaz 2005, p. 48
  41. Mark Alan Bullock, « The Stability of Climate on Venus » [PDF], Southwest Research Institute,‎ 1997 (consulté le 26 décembre 2006).
  42. Encrenaz 2005, p. 51
  43. Paul Rincon, « Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus » [PDF], Johnson Space Center Houston, TX, Institute of Meteoritics, University of New Mexico, Albuquerque, NM,‎ 1999 (consulté le 19 novembre 2006).
  44. Anne E. Egger, M.A./M.S., « Earth's Atmosphere: Composition and Structure », VisionLearning.com (consulté le 26 décembre 2006).
  45. a et b Encrenaz 2005, p. 52
  46. Encrenaz 2005, p. 56
  47. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 38
  48. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 47
  49. David Noever, « Modern Martian Marvels: Volcanoes? », NASA Astrobiology Magazine,‎ 2004 (consulté le 23 juillet 2006).
  50. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 55
  51. Scott S. Sheppard, David Jewitt, et Jan Kleyna, « A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness », The Astronomical Journal,‎ 2004 (consulté le 26 décembre 2006).
  52. « New study reveals twice as many asteroids as previously believed » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), ESA, 2002. Consulté le 23 juin 2006.
  53. G. A. Krasinsky, E. V. Pitjeva, M. Vasilyev, E. I. Yagudina, « Hidden Mass in the Asteroid Belt », Icarus, vol. 158, no 1,‎ juillet 2002, p. 98–105 (DOI 10.1006/icar.2002.6837, lire en ligne).
  54. M. Beech, D. I. Steel, « On the Definition of the Term Meteoroid », Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, vol. 36, no 3,‎ septembre 1995, p. 281–284 (lire en ligne).
  55. « History and Discovery of Asteroids » [doc], NASA (consulté le 29 août 2006).
  56. Phil Berardelli, « Main-Belt Comets May Have Been Source Of Earths Water », SpaceDaily,‎ 2006 (consulté le 23 juin 2006).
  57. Jack J. Lissauer, David J. Stevenson, « Formation of Giant Planets » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), NASA Ames Research Center; California Institute of Technology, 2006. Consulté le 16 janvier 2006.
  58. Pappalardo, R T, « Geology of the Icy Galilean Satellites: A Framework for Compositional Studies », Brown University,‎ 1999 (consulté le 16 janvier 2006).
  59. NASA JPL
  60. J. S. Kargel, « Cryovolcanism on the icy satellites », U.S. Geological Survey,‎ 1994 (consulté le 16 janvier 2006).
  61. Hawksett, David; Longstaff, Alan; Cooper, Keith; Clark, Stuart, « 10 Mysteries of the Solar System », Astronomy Now,‎ 2005 (consulté le 16 janvier 2006).
  62. Podolak, M.; Reynolds, R. T.; Young, R., « Post Voyager comparisons of the interiors of Uranus and Neptune », NASA, Ames Research Center,‎ 1990 (consulté le 16 janvier 2006)
  63. Duxbury, N.S., Brown, R.H., « The Plausibility of Boiling Geysers on Triton », Beacon eSpace,‎ 1995 (consulté le 16 janvier 2006).
  64. M. Królikowska, « A study of the original orbits of hyperbolic comets », Astronomy & Astrophysics, vol. 376, no 1,‎ 2001, p. 316–324 (DOI 10.1051/0004-6361:20010945, lire en ligne).
  65. Fred L. Whipple, « The activities of comets related to their aging and origin »,‎ 04/1992 (consulté le 26 décembre 2006).
  66. Stansberry, « TNO/Centaur diameters and albedos »,‎ 2005 (consulté le 8 novembre 2006).
  67. Patrick Vanouplines, « Chiron biography », Vrije Universitiet Brussel,‎ 1995 (consulté le 23 juin 2006).
  68. « List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects », IAU: Minor Planet Center (consulté le 2 avril 2007).
  69. Audrey Delsanti et David Jewitt, « The Solar System Beyond The Planets » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), Institute for Astronomy, University of Hawaii, 2006. Consulté le 3 janvier 2007.
  70. M. W. Buie, R. L. Millis, L. H. Wasserman, J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy, E. I. Chiang, A. B. Jordan, K. J. Meech, R. M. Wagner, D. E. Trilling, « Procedures, Resources and Selected Results of the Deep Ecliptic Survey », Lowell Observatory, University of Pennsylvania, Large Binocular Telescope Observatory, Massachusetts Institute of Technology, University of Hawaii, University of California at Berkeley,‎ 2005 (consulté le 7 septembre 2006).
  71. E. Dotto1, M.A. Barucci2, et M. Fulchignoni, « Beyond Neptune, the new frontier of the Solar System » [PDF],‎ 24 août 2006 (consulté le 26 décembre 2006).
  72. J. Fajans, « Autoresonant (nonstationary) excitation of pendulums, Plutinos, plasmas, and other nonlinear oscillators », American Journal of Physics, vol. 69, no 10,‎ octobre 2001, p. 1096–1102 (DOI 10.1119/1.1389278, lire en ligne)
  73. David Jewitt, « The 1000 km Scale KBOs » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), University of Hawaii, 2005. Consulté le 16 juillet 2006.
  74. Mike Brown, « The discovery of 2003 UB313 Eris, the 10th planet largest known dwarf planet. », CalTech,‎ 2005 (consulté le 15 septembre 2006).
  75. a et b « Voyager Enters Solar System's Final Frontier », NASA (consulté le 2 avril 2007).
  76. Fahr, H. J.; Kausch, T.; Scherer, H., « A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction », Institut für Astrophysik und Extraterrestrische Forschung der Universität Bonn,‎ 2000 (consulté le 23 juin 2006).
  77. P. C. Frisch, « The Sun's Heliosphere & Heliopause », University of Chicago,‎ 2002 (consulté le 23 juin 2006).
  78. R. L. McNutt, Jr. et al., « Innovative Interstellar Explorer », AIP Conference Proceedings, vol. 858,‎ 2006, p. 341–347 (lire en ligne).
  79. « Interstellar space, and step on it! », New Scientist,‎ 2007 (consulté le 5 février 2007).
  80. Stern SA, Weissman PR., « Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud. », Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado,‎ 2001 (consulté le 19 novembre 2006).
  81. Bill Arnett, « The Kuiper Belt and the Oort Cloud », nineplanets.org,‎ 2006 (consulté le 23 juin 2006).
  82. David Jewitt, « Sedna - 2003 VB12 » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), University of Hawaii, 2004. Consulté le 23 juin 2006.
  83. Mike Brown, « Sedna », CalTech (consulté le 2 mai 2007).
  84. C/2008 C1 (Chen-Gao), Jet Propulsion Laboratory NASA
  85. Durda D.D.; Stern S.A.; Colwell W.B.; Parker J.W.; Levison H.F.; Hassler D.M., « A New Observational Search for Vulcanoids in SOHO/LASCO Coronagraph Images »,‎ 2004 (consulté le 23 juillet 2006).
  86. T. J. J. See, « The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System », Proceedings of the American Philosophical Society, vol. 48, no 191,‎ 23 avril 1909, p. 119–128 (lire en ligne).
  87. a, b, c, d et e « Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System », University of Arizona (consulté le 27 décembre 2006).
  88. Jeff Hester, « New Theory Proposed for Solar System Formation », Arizona State University,‎ 2004 (consulté le 11 janvier 2007).
  89. (en) Mathieu Gounelle et Georges Meynet, « Solar system genealogy revealed by extinct short-lived radionuclides in meteorites », Astronomy & Astrophysics, vol. 545,‎ septembre 2012, A4 (DOI 10.1051/0004-6361/201219031)
  90. W. M. Irvine, « The chemical composition of the pre-solar nebula », Amherst College, Massachusetts (consulté le 15 février 2007).
  91. J. J. Rawal, « Further Considerations on Contracting Solar Nebula », Physics and Astronomy, vol. 34, no 1,‎ janvier 1985, p. 93–100 (DOI 10.1007/BF00054038, lire en ligne [PDF]).
  92. a et b Yoshimi Kitamura, Munetake Momose, Sozo Yokogawa, Ryohei Kawabe, Shigeru Ida et Motohide Tamura, « Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage », The Astrophysical Journal, vol. 581, no 1,‎ 10 décembre 2002, p. 357–380 (DOI 10.1086/344223, lire en ligne).
  93. J. S. Greaves, « Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems », Science, vol. 307, no 5706,‎ 7 janvier 2005, p. 68–71 (DOI 10.1126/science.1101979, lire en ligne).
  94. « Present Understanding of the Origin of Planetary Systems » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), National Academy of Sciences, April 5, 2000. Consulté le 19 janvier 2007.
  95. Manfred Küker, Thomas Henning et Günther Rüdiger, « Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems », dans The Astrophysical Journal, no 589, 20 mai 2003, p. 397–409. (Texte intégral. Consulté le 25 décembre 2011.)
  96. Antonio Chrysostomou et Phil W Lucas, « The formation of stars » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire. Consulté le 2 mai 2007.
  97. P. Goldreich et W. R. Ward, « The Formation of Planetesimals », The American Astronomical Society,‎ 1973 (consulté le 16 novembre 2006).
  98. J.-M. Petit et A. Morbidelli, « The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt » [PDF], Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice,‎ 2001 (consulté le 19 novembre 2006).
  99. M. J. Mummma, M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb et R. Novak, « Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system », Advances in Space Research, vol. 31, no 12,‎ juin 2003, p. 2563–2575 (DOI 10.1016/S0273-1177(03)00578-7, lire en ligne [PDF]).
  100. E. W. Thommes, M. J. Duncan et H. F. Levison, « The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System », Department of Physics, Queen's University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado (consulté le 2 avril 2007).
  101. B. G. Elmegreen, « On the disruption of a protoplanetary disk nebula by a T Tauri like solar wind », Astronomy and Astrophysics, vol. 80, no 1,‎ 11-1979, p. 77–78 (lire en ligne [PDF]).
  102. Heng Hao, « Disc-Protoplanet interactions », Astronomy and Astrophysics, vol. 80, no 1,‎ 11-1979, p. 77–78 (lire en ligne [PDF]).
  103. A.D. Dolgov, « Magnetic fields in cosmology »,‎ 2003 (consulté le 23 juillet 2006).
  104. R. Drimmel, D. N. Spergel, « Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk »,‎ 2001 (consulté le 23 juillet 2006).
  105. Stacy Leong, « Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year) »,‎ 2002 (consulté le 2 avril 2007).
  106. a et b Leslie Mullen, « Galactic Habitable Zones », Astrobiology Magazine,‎ 2001 (consulté le 23 juin 2006).
  107. « Supernova Explosion May Have Caused Mammoth Extinction », Physorg.com,‎ 2005 (consulté le 2 février 2007).
  108. C. Barbieri, « Elementi di Astronomia e Astrofisica per il Corso di Ingegneria Aerospaziale V settimana », IdealStars.com,‎ 2003 (consulté le 12 février 2007).
  109. « Near-Earth Supernovas », NASA (consulté le 23 juillet 2006).
  110. « Stars within 10 light years », SolStation (consulté le 2 avril 2007).
  111. « Tau Ceti », SolStation (consulté le 2 avril 2007).
  112. Eric W. Weisstein, « Galileo Galilei (1564–1642) », Wolfram Research,‎ 2006 (consulté le 8 novembre 2006).
  113. « Discoverer of Titan: Christiaan Huygens », ESA Space Science,‎ 2005 (consulté le 8 novembre 2006).
  114. « Giovanni Domenico Cassini (June 8, 1625–September 14, 1712) » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), SEDS.org. Consulté le 8 novembre 2006.
  115. « Comet Halley », University of Tennessee (consulté le 27 décembre 2006).
  116. « Herschel, Sir William (1738–1822) » (ArchiveWikiwixArchive.isGoogleQue faire ?), enotes.com. Consulté le 8 novembre 2006.
  117. « Discovery of Ceres: 2nd Centenary, 1 January 1801–1 January 2001 », astropa.unipa.it,‎ 2000 (consulté le 8 novembre 2006).
  118. a et b J. J. O'Connor et E. F. Robertson, « Mathematical discovery of planets », St. Andrews University,‎ 1996 (consulté le 8 novembre 2006).
  119. Jane X. Luu et David C. Jewitt ­, « KUIPER BELT OBJECTS: Relics from the Accretion Disk of the Sun », MIT, University of Hawaii,‎ 2002 (consulté le 9 novembre 2006).
  120. Minor Planet Center, « List of Trans-Neptunian Objects » (consulté le 2 avril 2007).
  121. « Eris (2003 UB313 », Solstation.com,‎ 2006 (consulté le 9 novembre 2006).
  122. Donald Savage et Michael Mewhinney, « Farewell Pioneer 10 », NASA,‎ 25 février 2003 (consulté le 8 octobre 2007).
  123. Randy Culp, « Time Line of Space Exploration »,‎ 2002 (consulté le 1er juillet 2006).
  124. How Do We Know When Voyager Reaches Interstellar Space?
  125. « Voyager I, premier objet humain hors du système solaire », L'Actu, no 4071,‎ 14-15-16 septembre 2013, p. 8 (ISSN 1288-6939)
  126. « New Horizons NASA's Pluto-Kuiper Belt Mission »,‎ 2006 (consulté le 1er juillet 2006).

Bibliographie[modifier | modifier le code]

Annexes[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]