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« Système solaire » : différence entre les versions

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=== Milieu interplanétaire ===
{{Article principal|Milieu interplanétaire}}
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Version du 9 octobre 2007 à 15:02

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 sa Lune, et Mars. Une comète est également représentée sur la gauche.

En astronomie, le système solaire est le nom donné au système planétaire composé du Soleil et des objets célestes gravitant autour de lui : les huit planètes, leurs 165 satellites naturels connus[1] (appelés usuellement des « lunes »), les trois planètes naines, et les milliards de petits corps (astéroïdes, objets glacés, comètes, météoroïdes, poussière interplanétaire, etc.).

De façon schématique, le système solaire est divisé entre le Soleil, quatre planètes telluriques internes, une ceinture d'astéroïdes composée de petits corps rocheux, quatre géantes gazeuses externes et une seconde ceinture appelée ceinture de Kuiper, composée d'objets glacés. Au delà de cette ceinture se trouvent un disque d'objets épars, l'héliopause et, selon la théorie avancée par Jan Oort, le nuage d'Oort.

De la plus proche à la plus éloignée, les planètes du système se nomment Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Six de ces planètes possèdent des satellites en orbite et chacune des planètes externes est entourée d'un anneau planétaire de poussière et d'autres particules.

Toutes les planètes, exceptée la Terre, portent les noms de dieux et déesses de la mythologie romaine. Les trois planètes naines sont Pluton, le plus gros objet connu de la ceinture de Kuiper, Cérès, le plus grand objet connu de la ceinture d'astéroïdes, et enfin Éris qui se trouve dans le disque des objets épars.

Par extension, le terme « système solaire » est employé pour désigner d’autres systèmes planétaires.

Terminologie

Les planètes et planètes naines du système solaire ; les dimensions respectives des planètes sont à l'échelle, mais pas leur distance au Soleil.

Les objets orbitant autour du Soleil sont divisés en trois classes : planètes, planètes naines et petits corps.

Une planète est un corps en orbite autour du Soleil qui est suffisamment massif pour former une forme sphérique et a nettoyé son voisinage immédiat de tous les objets plus petits. On connaît huit planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune.

Une planète naine est, selon la définition officielle récente (décision du 24 août 2006 de l'Union astronomique internationale), un corps en orbite autour du soleil qui, s'il est suffisamment massif pour avoir une forme sphérique, n'a pas fait place nette dans son voisinage. En octobre 2007, trois corps étaient officiellement désignés de la sorte : Pluton, Éris et Cérès. D'autres corps pourraient l'être dans le futur, tels Sedna, Orcus ou Quaoar.

Tous les autres objets en orbite autour du soleil sont définis comme petits corps du système solaire[2].

Les satellites naturels, ou lunes, sont les objets en orbite autour des planètes, des planètes naines et des petits corps plutôt qu'autour du Soleil.

Structure

Généralités

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 composant du système solaire est le Soleil, une étoile de la séquence principale de type G2 qui contient 99,86 % de toute la masse connue du système solaire et le domine gravitationnellement[3]. Jupiter et Saturne, les deux objets orbitant autour du Soleil les plus massifs, regroupent 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 l'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 forment 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 point 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 orbites des planètes sont quasiment circulaires. Celles des corps plus petits présentent des excentricités diverses et peuvent être fortement elliptiques.

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[4] ; d'autres séparent la région au-delà de Neptune des quatre géantes gazeuses[5].

Soleil

Article principal : Soleil.
Le Soleil tel qu'il est vu depuis la Terre.

Le Soleil est l'étoile du système solaire et de loin son composant principal. Comme toute étoile, sa masse permet à la densité en son cœur d'être suffisamment élevée pour provoquer des réactions de fusion nucléaire en continu, ce qui produit d'énormes quantité d'énergie, la majeure partie rayonnée dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique comme la lumière visible.

Le Soleil est une naine jaune modérément grande, mais le nom est trompeur puisque le Soleil est plus large et plus lumineux que la moyenne des étoiles de la Voie lactée. 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[6].

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. Il devient progressivement plus brillant : plus tôt dans son histoire, il n'était que 75% aussi lumineux qu'aujourd'hui[7].

Le calcul du rapport entre l'hydrogène et l'hélium à l'intérieur du Soleil suggère qu'il est à mi-chemin de son cycle de vie. Au bout du compte, il quittera la séquence principale et deviendra plus grand, plus brillant, moins froid et plus rouge, une géante rouge, dans cinq milliards d'année[8]. 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 vers la fin de l'évolution de l'Univers. 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[9]. Ces éléments métalliques ont été formés dans l'explosion des noyaux d'étoiles plus anciennes et plus lourdes. Les étoiles anciennes contiennent peu de métaux tandis que les étoiles ultérieures en contiennent plus. On pense que cette haute métallicité a été indispensable au développement du système planétaire, car les planètes se forment par accrétion de métaux [10].

Milieu interplanétaire

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

En plus de la lumière, le Sun rayonne un flux continu de particules chargées (un plasma) désigné par le terme de vent solaire. Ce flux s'étend à la vitesse approximative de 1,5 million de kilomètres par heure[11], créant une atmosphère tenue, l'héliosphère, qui baigne le système solaire jusqu'à environ 100 UA (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 spacial[12]. Le champ magnétique solaire en rotation agit sur le milieu interplanétaire pour créer la couche de courant héliosphérique, la plus grande structure du système solaire.[13].

Une aurore australe vue depuis l'orbite terrestre.

Le champ magnétique terrestre protège son atmosphère du vent solaire. Vénus et Mars ne possèdent pas de champ magnétique et le vent solaire souffle graduellement leur atmosphère dans l'espace[14]. 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 la force 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[15].

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 interractions avec les planètes[16]. La deuxième s'étend de 10 à 40 UA et fut probablement créée lors de collisions similaires dans la ceinture de Kuiper[17], [18].

Planètes

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

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

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

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

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

Article connexe : Logarithme sur l'ordre des planètes


Formation

Articles principaux : Formation et évolution du système solaire, Évolution des étoiles et Nébuleuse solaire.
Fichier:Ra4-protoplanetary-disk.jpg
Vision d'artiste d'un disque protoplanétaire.

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 Laplace[19]. 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[20]. 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 supernovae. L'onde de choc de ces supernovae 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[21].

La région qui deviendra par la suite le système solaire, connue sous le nom de nébuleuse pré-solaire[22], avait un diamètre entre 7 000 et 20 000 UA[20], [23] et masse très légèrement supérieure à celle du Soleil (en excès de 0,001 à 0,1 masse solaire)[24]. 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[20]. L'action de la gravité, de la pression gazeuse, des champs magnétiques et de la rotation applattirent la nébuleuse en un disque protoplanétaire en rotation d'un diamètre d'environ 200 UA [20] entourant un proto-étoile dense et chaude[25], [26].

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[24]. Ces disques s'étendent sur plusieurs centaines d'UA et et n'atteignent qu'un millier de kelvins au plus chaud[27].

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[28].

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 : intialement 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 5 km 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[29].

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)[20] 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 empéchèrent l'accrétion des planétésimaux, formant la ceinture d'astéroïdes[30].

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[31], [32].

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[33], [34].

Futur

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

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

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

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

Contexte galactique

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[35]. Le Soleil réside dans l'un des bras spiraux externes de la galaxie, le bras d'Orion[36], 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[37].

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 hégergeant nettement plus de supernovae potentiellement dangereuses, cette disposition a permis à la Terre de connaître de longues périodes de stabilité interstellaire[38]. Le système solaire réside également en dehors des zones riches en étoile 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[38]. Même à l'endroit actuel du système solaire, certains scientifiques ont émis l'hypothèse que des supernovae 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[39].

Actuellement, le Soleil se déplace en direction de l'étoile Véga[40].

Voisinage

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 qu 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[41].

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-lumières. Alpha Centauri A et B sont deux étoiles proches ressemblant au Soleil, Alpha Centauri C (ou Proxima Centauri) est une naine rouge orbitant la paire à 0,2 année-lumière. 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 naine bleue 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 autre 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)[42]. 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[43]. La plus proche exoplanète ressemblant à la Terre que l'on connaisse, Gliese 581c, est située à 20,40 années-lumière.

Sondes spatiales

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

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

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

Références

  1. ↑ Scott S. Sheppard, « The Jupiter Satellite Page », Université d'Hawaï, (consulté le )
  2. ↑ « The Final IAU Resolution on the definition of "planet" ready for voting », Union astronomique internationale, (consulté le )
  3. ↑ M Woolfson, « The origin and evolution of the solar system » [PDF], University of York (consulté le )
  4. ↑ nineplanets.org, « An Overview of the Solar System » (consulté le )
  5. ↑ Amir Alexander, « New Horizons Set to Launch on 9-Year Voyage to Pluto and the Kuiper Belt », The Planetary Society, (consulté le )
  6. ↑ Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A., « The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars », Perkins Observatory, (consulté le )
  7. ↑ J. F. Kasting, T. P. Ackerman, « Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere », Science, vol. 234,‎ , p. 1383–1385
  8. ↑ Richard W. Pogge, « The Once and Future Sun », Perkins Observatory, (consulté le )
  9. ↑ T. S. van Albada, Norman Baker, « On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters », Astrophysical Journal, vol. 185,‎ , p. 477–498
  10. ↑ 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, (consulté le )
  11. ↑ « Solar Physics: The Solar Wind », Marshall Space Flight Center, (consulté le )
  12. ↑ Tony Phillips, « The Sun Does a Flip », Science@NASA, (consulté le )
  13. ↑ « Artist's Conception of the Heliospheric Current Sheet », Wilcox Solar Observatory (consulté le )
  14. ↑ R. Lundin, « Erosion by the Solar Wind », Science, vol. 291, no 5510,‎ , p. 1909 (DOI 10.1126/science.1059763, lire en ligne, consulté le )
  15. ↑ 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,‎ , p. 2084–2090 (DOI 10.1016/j.asr.2004.12.005, lire en ligne, consulté le )
  16. ↑ « Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud », (consulté le )
  17. ↑ « ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets », ESA Science and Technology, (consulté le )
  18. ↑ M. Landgraf, J.-C. Liou, H. A. Zook, E. Grün, « Origins of Solar System Dust beyond Jupiter », The Astronomical Journal, vol. 123, no 5,‎ , p. 2857–2861 (DOI 10.1086/339704, lire en ligne, consulté le )
  19. ↑ 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,‎ april 23 1909, p. 119–128 (lire en ligne, consulté le )
  20. ↑ a b c d et e « Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System », University of Arizona (consulté le )
  21. ↑ Jeff Hester, « New Theory Proposed for Solar System Formation », Arizona State University, (consulté le )
  22. ↑ W. M. Irvine, « The chemical composition of the pre-solar nebula », Amherst College, Massachusetts (consulté le )
  23. ↑ J. J. Rawal, « Further Considerations on Contracting Solar Nebula », Physics and Astronomy, vol. 34, no 1,‎ , p. 93–100 (DOI 10.1007/BF00054038, lire en ligne [PDF], consulté le )
  24. ↑ 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,‎ , p. 357–380 (DOI 10.1086/344223, lire en ligne, consulté le )
  25. ↑ J. S. Greaves, « Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems », Science, vol. 307, no 5706,‎ january 7 2005, p. 68–71 (DOI 10.1126/science.1101979, lire en ligne, consulté le )
  26. ↑ « Present Understanding of the Origin of Planetary Systems », National Academy of Sciences, (consulté le )
  27. ↑ Manfred Küker, Thomas Henning and Günther Rüdiger, « Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems », Science Magazine, (consulté le )
  28. ↑ Antonio Chrysostomou and Phil W Lucas, « The formation of stars », Department of Physics Astronomy & Mathematics University of Hertfordshire (consulté le )
  29. ↑ P. Goldreich et W. R. Ward, « The Formation of Planetesimals », The American Astronomical Society, (consulté le )
  30. ↑ 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, (consulté le )
  31. ↑ 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,‎ , p. 2563–2575 (DOI 10.1016/S0273-1177(03)00578-7, lire en ligne [PDF], consulté le )
  32. ↑ 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 )
  33. ↑ 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,‎ , p. 77–78 (lire en ligne [PDF], consulté le )
  34. ↑ Heng Hao, « Disc-Protoplanet interactions », Astronomy and Astrophysics, vol. 80, no 1,‎ , p. 77–78 (lire en ligne [PDF], consulté le )
  35. ↑ A.D. Dolgov, « Magnetic fields in cosmology », (consulté le )
  36. ↑ R. Drimmel, D. N. Spergel, « Three Dimensional Structure of the Milky Way Disk », (consulté le )
  37. ↑ Stacy Leong, « Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year) », (consulté le )
  38. ↑ a et b Leslie Mullen, « Galactic Habitable Zones », Astrobiology Magazine, (consulté le )
  39. ↑ « Supernova Explosion May Have Caused Mammoth Extinction », Physorg.com, (consulté le )
  40. ↑ C. Barbieri, « Elementi di Astronomia e Astrofisica per il Corso di Ingegneria Aerospaziale V settimana », IdealStars.com, (consulté le )
  41. ↑ « Near-Earth Supernovas », NASA (consulté le )
  42. ↑ « Stars within 10 light years », SolStation (consulté le )
  43. ↑ « Tau Ceti », SolStation (consulté le )

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