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Le système solaire

1 Description cinématique

1.1 Positions relatives des planètes

Les positions relatives des planètes sont nommées par rapport à l’observateur, donc par rapport à la Terre. Ce sont, dans le mouvement apparent qu’elles décrivent autour de la Terre, les points particuliers, qui présentent une caractéristique géométrique remarquable : l’opposition, les conjonctions, les élongations et les quadratures. Positionnons d’abord les planètes par rapport à la Terre :

On appelle planètes supérieures celles dont l’orbite contient l’orbite de la Terre. On appelle planètes inférieures celles dont l’orbite est contenue dans l’orbite de la Terre. Les planètes inférieures sont donc celles qui sont plus proches du Soleil que la Terre, les supérieures plus lointaines.

On repère une planète, dans le ciel, par rapport à son éloignement apparent du Soleil (vu depuis la Terre). L’angle entre la position du Soleil et celle de la planète se nomme élongation. Le schéma montre le système solaire vu du nord :

Ce schéma montre l’élongation pour une planète inférieure.

1.2 Planètes inférieures

En tournant autour du Soleil, les planètes se présentent l’une par rapport à l’autre sous des aspects différents. Les anciens astronomes ont donné des noms à ces positions particulières, qui présentent un intérêt. Le schéma ci-dessous montre celles qui correspondent à une planète inférieure (plus proche du Soleil), vue de la Terre :

Le cercle extérieur représente l’orbite de la Terre. Le cercle intérieur représente l’orbite de Vénus (ou de Mercure). La première chose à remarquer est que la planète ne se verra dans le ciel qu’au voisinage du Soleil. Vénus ne sera jamais visible à minuit ! (Pour cela, elle devrait être à l’opposé du Soleil). Et Mercure étant encore plus proche du Soleil, s’en éloignera encore moins, ce qui la rend difficilement observable.

Lorsque Vénus se trouve exactement entre le Soleil et la Terre, on dit qu’elle est en conjonction inférieure avec le Soleil (du latin cum : avec). A ce moment-là, le côté éclairé par le Soleil est totalement invisible depuis la Terre. On est exactement dans la même situation que pour la Lune, lorsqu’elle est nouvelle : Vénus présente elle aussi des phases marquées.

Lorsque la Terre, Vénus et le Soleil forment un angle droit, l’angle qui sépare Vénus du Soleil, vu depuis la Terre (son élongation), est le plus grand possible. On dit pour cela que Vénus est à sa plus grande élongation. On précise Ouest, si elle est à l’Ouest du Soleil, autrement dit si on la voit se lever le matin un moment avant le Soleil, ou bien Est si elle se couche un moment après le Soleil le soir.

Lorsque Vénus est alignée avec le Soleil, mais qu’elle se trouve de l’autre côté, on dit qu’elle est en conjonction supérieure. Les adjectifs inférieure et supérieure sont ici encore relatifs à la distance. Dans ce cas, on voit le côté totalement illuminé par le Soleil, comme la pleine lune. Mais remarquez qu’à la conjonction inférieure, Vénus est beaucoup plus proche qu’à la conjonction supérieure. De part et d’autre de la conjonction inférieure, Vénus apparaît comme un fin croissant, alors qu’à la conjonction supérieure elle se montre comme un tout petit disque plein.

Lors d’une conjonction supérieure, le Soleil devrait se trouver exactement devant Vénus ! Ce n’est pas le cas, parce que l’orbite de la planète n’est pas exactement dans le même plan que celle de la Terre, et Vénus passe un peu au-dessus ou un peu au-dessous du Soleil. Les situations où elle passe exactement devant sont très rares (passages).

1.3 Planète supérieure

Pour une planète supérieure, les choses se présentent un peu différemment, car l’orbite de la Terre se trouve contenue entièrement dans l’orbite de la planète considérée. De ce fait, cette dernière peut se trouver n’importe où dans le ciel : son élongation varie de 0 à 360°.

Lorsque la planète se trouve de l’autre côté du Soleil, et alignée avec lui, la situation est la même que pour une planète inférieure ; on parle encore de conjonction (son élongation est nulle). Mais la planète ne pouvant jamais passer entre la Terre et le Soleil, il n’y aura pas de conjonction inférieure. La conjonction supérieure étant la seule possible, on omet le qualificatif.

Lorsque la planète est dans une direction perpendiculaire à celle du Soleil, elle passe au méridien au moment où le Soleil se couche ou se lève (élongation de ± 90°). On appelle ces instants les quadratures, quadrature ouest quand la planète est à l’Ouest du Soleil, i.e. lorsqu’elle est au méridien au lever du Soleil, quadrature est sinon.

Remarque : au moment des quadratures, l’angle planète-Terre-Soleil est droit, et la ligne planète-Terre est tangente à l’orbite de la Terre. On constate donc que, vu de la planète, la Terre est à sa plus grande élongation. Les quadratures des planètes supérieures sont donc les plus grandes élongations de la Terre, vue de la planète.

Lorsque la Terre se trouve entre le Soleil et la planète, on voit que la planète est opposée au Soleil : on parle d’opposition (élongation de 180°). C’est donc le moment le plus approprié pour l’observer :

• sa distance à la Terre est minimale ;
• elle est au méridien à minuit.

Ajoutons que les orbites des planètes étant elliptiques, la distance à l’opposition n’est pas toujours la même. Dans le cas de Mars, dont l’orbite est assez excentrique, la variation est significative. On parle d’opposition favorable (à l’observation) ou d’opposition périhélique lorsque la distance est minimale.

L’excentricité de Mars vaut 0,09 ; sa distance moyenne au Soleil est de l’ordre de 228 millions de km. A son périhélie, Mars se trouve donc à 207 millions de km du Soleil, alors qu’à l’aphélie elle s’en éloigne à 248 millions. L’orbite de la Terre étant sensiblement circulaire, la distance entre les deux planètes à l’opposition varie entre 248 - 150 = 98 et 207 - 150 = 57 millions de kilomètres. Comme on le voit, la différence est très significative.

Enfin, à l’opposition on voit l’hémisphère éclairé par le Soleil exactement en face (au moment de la conjonction, la planète est inobservable, car cachée par le Soleil). Dans les situations intermédiaires, on voit une partie seulement de la face éclairée. La planète présente donc un effet de phase, comme la Lune, mais elle ne peut jamais être nouvelle. Cet effet de phase, assez sensible pour Mars, est déjà très faible pour Jupiter, à cause de l’éloignement. Pour Saturne, et a fortiori pour Uranus, Neptune et Pluton, il est pratiquement négligeable.

1.4 Révolution synodique

La révolution synodique est le temps au bout duquel une planète revient dans un même alignement avec la Terre par rapport au Soleil. Ce n’est pas une propriété intrinsèque d’une planète ; elle est relative à la Terre. Par exemple, c’est la durée entre deux oppositions successives pour une planète supérieure.

La révolution synodique se calcule donc simplement à partir de la durée des années sidérales de la planète et de la Terre. Soient S la révolution sidérale d’une planète ; σ sa révolution synodique ; et T la révolution sidérale de la Terre.

Au bout du temps T, la Terre a effectué exactement un tour autour du Soleil, et se retrouve alignée avec la même étoile. Au temps T correspond le tour complet, donc 2 π. Pendant une unité de temps, elle effectue donc la fraction de tour ω_T = 2 π / T. C’est la vitesse angulaire. Et pendant un temps t, elle fera t fois plus, donc 2 π t / T.

Le même raisonnement s’applique à l’autre planète, qui dans le même temps t effectue la fraction de tour : 2 π t / S.

Si la planète est plus lointaine que la Terre, la Terre va plus vite qu’elle. Au bout du temps t, l’écart entre elles sera 2 π t / T - 2 π t / S.

Pour que l’opposition revienne, il faut que cet écart atteigne 2 π. Puisqu’elle revient par définition au bout du temps t = σ, on a  :

2 π σ / T - 2 π σ / S = 2 π

On peut simplifier par 2 π :

σ / T - σ / S = 1

d’où :

Si la planète est plus proche du Soleil que la Terre (Mercure ou Vénus), elle va plus vite que la Terre, et l’écart est : 2 π t / S - 2 π t / T.

La suite du raisonnement est la même, et on a seulement un changement de signe :

Remarquez que si la révolution sidérale S de la planète augmente fortement (cas des planètes lointaines), 1/S devient très petit, voisin de 0. Donc, plus on s’éloigne du Soleil, plus la révolution synodique se rapproche de la révolution sidérale de la Terre : σ → T.

Le tableau ci-dessous donne les valeurs de la révolution synodique, et les distances et diamètres apparents pour les positions extrêmes (plus proche à la Terre, et plus lointaine). Vous vérifierez que la révolution synodique des planètes d’Uranus à Pluton est très proche de la révolution sidérale de la Terre.

On constate que seule Vénus, à la conjonction inférieure, présente un diamètre apparent à la limite de la perception à l’œil nu (mais regardez le schéma plus haut qui montre les phases de Vénus, et vous constaterez qu’elle est alors dans la direction du Soleil, et difficile à observer). Si vous tenez compte de la turbulence atmosphérique qui a limité le pouvoir séparateur des meilleurs télescopes à 1/2 seconde d’arc, vous comprendrez qu’il était impossible, avant l’ère spatiale, de donner la moindre indication pertinente sur les planètes lointaines : le diamètre apparent de Neptune vaut à peine 4 fois le seeing…

Pluton est laissée dans le tableau (en italique), mais ce n’est pas une planète principale comme on l’a nommée longtemps. Depuis 1992, on a découvert de nombreux corps qui partagent le même type d’orbite, dans la même zone transneptunienne, la même composition (glaces + silicates). On en a même trouvé un plus gros que Pluton (Eris). Mais Pluton reste le prototype de ces objets, ce qui justifie sa place ici.

1.5 Jour sidéral, jour solaire

Les planètes tournent sur elles-mêmes, nous en avons l’évidence par la succession des jours et des nuits. Mais la durée du jour est variable tout au long de l’année, ce qui nous oppose une vraie difficulté lorsqu’on veut préciser les choses. Pire encore, le midi vrai, instant où le Soleil passe au méridien, n’est pas régulier. Tout ceci s’explique très bien en considérant les différents mouvements de la Terre, mais nécessite des calculs complexes.

Or l’observation des étoiles montre une bien plus grande régularité. Si on observe le ciel toutes les nuits, on constate rapidement qu’une même étoile repasse par le méridien régulièrement avec une période de 23 h 56 mn 4 s. Les étoiles étant situées très loin, on peut considérer qu’elles représentent un repère fixe par rapport auquel on peut mesurer la rotation de la Terre. C’est le jour stellaire, qui ramène la même étoile au méridien. On nomme jour sidéral la période qui ramène le point vernal au méridien du lieu. La précession des équinoxes produit une légère différence entre le jour stellaire et le jour sidéral : elle est de 0,0084 s, et 1 jour sidéral = 23 h 56 mn 4,0905 s. Le jour sidéral est d’une grande régularité, assurée par la masse énorme de la Terre (inertie).

Une planète se déplaçant autour du Soleil, le jour solaire (sa période de révolution par rapport au Soleil, la durée qui sépare deux midis successifs) est un peu différente. Au bout d’un jour sidéral, la planète s’est déplacée par rapport au Soleil, qui n’est plus dans l’alignement. Pour lui refaire face, la planète doit tourner encore un peu ; le jour solaire est un peu plus long que le jour sidéral. Pour la Terre, la différence est d’un peu moins de 4 minutes.

Le jour solaire est le résultat de deux mouvements : rotation de la planète sur elle-même, et déplacement autour du Soleil. La combinaison de ces mouvements est complexe ; elle est détaillée dans un chapitre à part.

Année sidérale, année stellaire

L’année stellaire est le temps que met la Terre, dans son mouvement autour du Soleil, pour revenir en face de la même étoile. Il ne faut pas la confondre avec l’année tropique, ou année des saisons, qui est l’intervalle de temps entre deux équinoxes de printemps successifs. Il y aurait identité entre les deux s’il n’y avait pas la précession des équinoxes !

L’année stellaire est un peu plus longue que l’année tropique. L'année sidérale diffère de l'année stellaire à cause de la précession des équinoxes. Elle vaut 365,25636 jours. Le retour de l’équinoxe de printemps est donc un peu en avance par rapport aux étoiles.

2 Orbites précises

2.1 Perturbations

A chaque instant, on peut caractériser l’orbite d’une planète par un petit nombre de paramètres, qui définissent la forme et la position de l’orbite dans l’espace. Si on considère le Soleil tout seul dans l’espace, avec la Terre qui tourne autour, on a ce qu’on appelle le problème des deux corps. Les équations de la gravitation permettent de calculer très facilement la forme de l’orbite, de montrer que c’est une ellipse, de calculer la vitesse de la Terre en chaque point de son orbite etc.

Mais si on ajoute Jupiter pour pimenter un peu la sauce, on a de grosses surprises (c’est normal avec une planète géante…). Lorsque la Terre se trouve placée entre le Soleil et Jupiter, elle subit l’attraction de chacun en sens inverse, et l’attraction de Jupiter diminue donc d’autant celle du Soleil. Par contre, lorsque Jupiter est du même côté de la Terre que le Soleil, son attraction s’ajoute. Entre ces deux positions extrêmes, tous les intermédiaires existent, et à chaque instant la Terre est attirée dans une direction qui n’est pas celle du centre du Soleil, mais qui est celle de Jupiter. On dit que le mouvement de la Terre est perturbé (ou troublé) par la présence de Jupiter.

Mathématiquement, ce problème, dit des trois corps, est beaucoup plus difficile que le précédent. Il existe essentiellement deux façons de le résoudre : les méthodes dites des perturbations générales (calcul analytique, on recherche la forme de l’orbite) ou des perturbations spéciales (on intègre le mouvement par des méthodes de calcul numérique).

Les perturbations générales permettent d’expliquer le mouvement, mais elles représentent une théorie difficile. C’est pourquoi, surtout maintenant avec l’aide des ordinateurs, on préfère utiliser les perturbations spéciales pour prédire les positions.

Dans les cas particuliers présentés ci-dessus (Terre, Soleil, Jupiter) des simplifications permettent de procéder à la méthode analytique. On définit alors à chaque instant les éléments de l’orbite en supposant que Jupiter a brusquement disparu. C’est une orbite képlérienne. Il ne reste qu’à calculer de quelle manière les éléments de cette orbite changent sous l’influence de Jupiter. Ces élément variables sont appelés éléments osculateurs, et l’orbite qu’ils décrivent est l’orbite osculatrice.

2.2 Stabilité des orbites

Depuis quelques années ou dizaines d’années, on s’est posé le problème de la stabilité des orbites. En observant sur terre des fossiles vieux de centaines de millions d’années, on peut vérifier que la rotation de la Terre a ralentit, car à cette époque le jour durait 20 heures seulement (ce qui faisait davantage de couchers de Soleil, mais y avait-il un Petit Prince pour les admirer ? ). On peut se demander aussi si l’année avait la même valeur ? Pour que celle-ci soit différente, il faudrait bien sûr que la Terre soit sur une autre orbite, afin de respecter les lois de Kepler.

Les travaux récents, avec de nombreuses simulations sur ordinateur à l’appui, montrent que les mouvements des planètes, à long terme, sont instables et même chaotiques. L’axe de rotation de la Terre peut très bien changer d’orientation, ce qui bouleverserait les saisons. Mais ceci est pour plus tard, et il y aura beaucoup de couchers de Soleil à voir avant…

2.3 Les points de Lagrange

Lagrange a étudié le problème des trois corps : trouver les orbites de trois objets massifs en interaction gravitationelle ; ce problème n’admet pas de solution analytique, c’est-à-dire qu’il n’existe pas en général de formule mathématique donnant la position de chaque objet (le problème des deux corps admet la solution bien connue représentée par les lois de Kepler). En considérant que deux des trois corps ont une masse importante, et le troisième une masse négligeable, il a trouvé une solution stable au problème (les deux corps massifs suivront un mouvement képlérien).

Considérons le cas du Soleil et de Jupiter comme corps massifs. Lagrange a montré qu’il existe trois points, dans le plan de l’orbite de Jupiter, où de petits objets pourraient demeurer. Il existe aussi deux autres points situés sur l’axe qui joint la Terre au Soleil, et de part et d’autre de la Terre. Ces points sont nommés points de Lagrange, désignés L1 à L5, et sont représentés sur le schéma ci-dessous :

Un petit corps lâché en l’un de ces points, sans vitesse initiale par rapport aux deux corps massifs, doit y rester indéfiniment. C’est-à-dire que l’ensemble tourne en bloc : un objet en L1 reste constamment entre Jupiter et le Soleil, en L2 il reste opposé au Soleil… En L4 et L5, les objets partagent l’orbite de Jupiter.

Mais une analyse plus fine de la situation montre une grande différence entre ces points : si on pousse un peu un objet situé en L1, L2 ou L3, il s’écartera un tout petit peu de son point d’équilibre. Mais, loin d’y revenir, il va s’en éloigner indéfiniment… On dit quece sont des points d’équilibre instable. Vous pouvez comprendre cela en imaginant une tige de métal : si vous la suspendez comme un pendule, vous pourrez l’écarter de sa position d’équilibre verticale, elle y reviendra vite. Par contre, vous pouvez aussi la mettre en équilibre à l’envers, la tige vers le haut. Mais l’expérience quotidienne nous indique bien que cet équilibre si difficile à atteindre, est très instable, et la tige va retomber.

Les deux points L4 et L5 sont par contre stables : si un objet qui s’y trouve en est écarté légèrement, par suite d’une perturbation, il y reviendra spontanément. Dans ces conditions, on peut imaginer que de petits astéroïdes qui se seraient trouvés sur l’orbite de Jupiter y soient restés. Nous verrons que c’est le cas non seulement pour Jupiter, mais pour d’autres planètes aussi, et que ces points seront utilisés par l’astronautique pour autoriser des observations impossibles autrement.

2.4 Orbites apparentes

Vues depuis la Terre, les orbites des planètes présentent des particularités.

Tout d’abord, les deux planètes inférieures (plus proches du Soleil), semblent se balancer de part et d’autre du Soleil. On ne les observe jamais très loin de lui, et donc on ne peut les observer qu’en début ou en fin de nuit. L’observation de Mercure est de ce fait très difficile, bien que la planète soit assez lumineuse.

La composition des mouvements de la Terre et d’une planète fait décrire à cette dernière, sur le fond des étoiles, une trajectoire apparente curieuse, présentant parfois des boucles. La plupart du temps, la planète semble se déplacer sur le ciel dans le sens direct. Mais parfois, elle s’arrête, puis repart en arrière. Pendant quelques temps, elle se déplace dans le sens rétrograde, puis s’arrête à nouveau pour repartir dans le sens direct. Ce comportement s’appelle rétrogradation.

On peut le représenter par une Animation : rétrogradation d’une planète supérieure.

3 Une première approche

3.1 Classification des planètes

Il y a autour du Soleil 8 planètes, dont on a déjà vu les orbites (Pluton est considéré maintenant comme une planète naine). Nous allons voir maintenant leur constitution. On les classe en deux groupes, en excluant Pluton dont on ne sait vraiment pas grand-chose, aucune sonde n’étant allé l’explorer. Le premier groupe est celui des planètes Telluriques (du latin Tellus Terre, génitif telluris « qui a rapport à la Terre »), il comprend les 4 premières à partir du Soleil, donc Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Ces planètes-là sont rocheuses, constituées essentiellement de matériaux réfractaires, des silicates. Elles contiennent aussi une grande quantité de fer et de nickel (c’est la constitution du noyau de la Terre). Pour cette raison, leur densité est élevée.

Le deuxième groupe est celui des planètes géantes. Il comprend Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Jupiter étant la plus massive de toutes, on les appelle également planètes joviennes. Ce sont des planètes gazeuses, composées pour l’essentiel d’hydrogène, de méthane (le gaz des marais), et enfin d’ammoniac ! Un vrai paradis. Ajoutons à cela que ces planètes ne possèdent pas de sol, puisqu’elles sont gazeuses. En descendant vers le centre on subit une pression de plus en plus élevée, jusqu’au moment où les gaz vont se liquéfier, comme dans une bouteille de butane. Si on s’enfonce encore dans cet océan, on pourra sans doute trouver de l’hydrogène à l’état métallique (donc conducteur de l’électricité). Enfin, on pense aussi que tout au centre ces planètes abritent un noyau rocheux, comme la Terre, mais 10 fois plus massif (donc 2,15 fois plus gros) !

Schéma très simplifié du système solaire
Les échelles ne sont pas respectées

La distinction entre ces deux groupes de planètes, qui sont de nature vraiment dissemblable et qui se séparent en fonction de leurs distances au Soleil, pose un problème pour expliquer la formation du système solaire : pourquoi les planètes rocheuses sont-elles près du Soleil, et les gazeuses loin ? Nous donnerons l’explication plus loin, en étudiant la formation du système solaire.

On subdivise les planètes géantes en planètes gazeuses (Jupiter et Saturne), et planètes glacées (Uranus et Neptune).

3.2 Distances au Soleil

Lorsqu’on a réussi à calculer les distances des planètes au Soleil, on a tout naturellement cherché une loi qui permette de les représenter. Titius a obtenu un résultat de la manière suivante :

Formons une suite de nombres en commençant par 0, puis 0,3, et ensuite en doublant à chaque fois :

        0 - 0,3 - 0,6 - 1,2 - 2,4 - 4,8 - 9,6 - 19,2 - …

Maintenant, on ajoute 0,4 à chaque nombre :

        0,4 - 0,7 - 1,0 - 1,6 - 2,8 - 5,2 - 10,0 - 19,6 - …

Si on prend la distance de la Terre au Soleil pour unité, on voit que les nombres obtenus ci-dessus représentent assez bien les distances des planètes au Soleil. Mettons les chiffres obtenus en correspondance avec les distances exprimées en unités astronomiques :

On remarque qu’Uranus, découverte plus tard, s’adapte bien à cette suite. Et également que la valeur 2,8 ne correspond à aucune planète connue ! Cette loi due à Titius n’a pas été retenue par ses contemporains. Elle a été reprise plus tard par Bode, qui l’a popularisée. Depuis, on la nomme loi de Titius-Bode.

Le vide à la distance 2,8 est apparu comme un manque à combler, et les astronomes se sont attelés à la tâche. Ce fut fait par la découverte des astéroïdes. Entre Mars et Jupiter, on trouve des milliers de petits corps, semblables à des planètes telluriques, mais beaucoup plus petits. Ils tournent autour du Soleil sur des orbites très proches les unes des autres, et qui sont sensibles à l’influence de Jupiter. Ils forment une ceinture autour du Soleil, nommée ceinture des astéroïdes. Ces petits corps sont des restes inutilisés de la formation du système solaire : Jupiter les a empêchés de former une planète, mais même s’ils avaient pu se rassembler en un seul corps, il aurait été très petit.

Et ce n’est pas tout ! Au-delà de Neptune, on connait maintenant de nombreux petits corps de composition un peu différente. Ils forment une autre ceinture autour du Soleil, beaucoup plus éloignée que l’autre et donc plus froide. On a découvert en 1930 un objet de type planétaire, qui a été nommé Pluton, et qui a été considéré comme la neuvième planète. Mais depuis, on a découvert d’autres objets sur des orbites assez semblables, et de taille allant jusqu’à la moitié de celle de Pluton. Récemment, un nouvel objet encore a été observé dans cette région du système solaire, qui est sans doute plus gros que Pluton. L’ensemble de tous ces objets est nommé ceinture de Kuiper.

Partons encore un peu plus loin du Soleil. Sa gravité joue encore, et s’il y avait des objets au-delà de la ceinture de Kuiper, ils feraient partie de notre système. Malheureusement, on est maintenant si loin du Soleil que les corps qui se trouveraient là seraient très mal éclairés, et donc très peu lumineux. Une planète comme la Terre ne serait pas visible avec les moyens actuels. Et on n’a rien observé dans cette région… Mais certaines comètes ont des orbites très aplaties, qui montrent qu’elles proviennent de ces confins du système solaire. Leurs inclinaisons sont quelconques, elles proviennent de toutes les directions de l’espace. On considère qu’elles forment un système sphérique centré sur le Soleil. C’est le nuage de Oort.

Le système solaire peut maintenant se représenter comme ceci :

Jupiter et Saturne sont nommées aujourd’hui Géantes Gazeuses, alors qu’Uranus et Neptune sont les Géantes Glacées. La raison de cela est que le noyau des deux premières n’est qu’une petite proportion de la masse totale de la planète, alors que le noyau des deux autres est majoritaire. Celles-là sont donc constituées principalement de roches et de glaces, ce qui justifie cette appellation.

3.3 Détail des orbites

L’année tropique pour la Terre vaut 365 j 5 h 48 mn 46 s.

Petite remarque : dans le disque du système solaire (tout ce qui tourne autour du Soleil, sauf le nuage de Oort), les distances au Soleil vont de 58 millions de km pour Mercure, à 5.914 millions de km pour Pluton (représentatif de la Ceinture de Kuiper). Donc, elles varient dans un rapport de 1 à 100. Pluton est 100 fois plus loin du Soleil que Mercure.

4 Les globes

4.1 Température

Déterminer la température d’une planète en fonction de sa position dans le système solaire n’est pas très difficile, mais nécessite quelques soins. Plusieurs paramètres jouent, pas tous dans le même sens.

4.2 Energie brute reçue du Soleil

La Terre tourne autour du Soleil à 150 millions de km. Cette distance va nous servir de repère pour comprendre les conditions qui règnent à la surface des autres planètes. A une distance double, la lumière reçue est étalée sur une surface quadruple :

Sur ce schéma, vous voyez une coupe ; vérifiez en mesurant d, 2d, L et 2L.

Les deux zones blanches représentent donc deux carrés de côté L et 2L, donc de surfaces L² et 4 L². Par conséquent, les mêmes rayons solaires couvriront une surface 4 fois plus grande, donc la même chaleur sera répartie sur une surface quadruple, et une même surface en recevra 4 fois moins. Plus généralement, le rapport des chaleurs reçues est l’inverse du carré du rapport des distances :

Dans cette formule, on a remplacé la chaleur, notion mal définie, par l’énergie reçue du Soleil qui a un sens physique plus précis. La chaleur dépend bien sûr de l’énergie reçue. L’énergie reçue par la planète (E_p) se calcule donc en multipliant celle reçue par la Terre (E_T) (à 150 millions de km) par le rapport des distances au carré :

Nous utiliserons cette formule pour chaque planète. d_T et d_p sont respectivement les distances de la Terre et de la planète au Soleil. C’est la loi de Pogson.

Il faut maintenant déterminer comment se répartit l’énergie arrivant sur la planète.

Le schéma montre la planète, les rayons du Soleil qui arrivent de gauche, et un cercle de même rayon r que la planète. La lumière qui traverse ce cercle va toucher la planète, celle qui passe à l’extérieur continue son chemin dans l’espace. La surface de ce cercle est s = π r², et l’énergie qui frappe la planète lui est proportionnelle. Cette énergie contribue au chauffage de la planète. Mais elle ne touche que l’hémisphère tourné vers le Soleil, alors que l’autre est dans la nuit. Pour chauffer tout le sol, cette énergie se répartira sur la totalité de la surface de la planète, c’est-à-dire d’une sphère de rayon r. La surface de cette sphère est S = 4 π r², quatre fois plus grande. Par conséquent, l’énergie reçue sur chaque mètre-carré de la planète ne sera, en moyenne, que le quart de celle qui arrive sur chaque mètre carré à son voisinage.

4.3 Refroidissement

Toute planète est isolée dans l’espace froid, et donc perd de sa chaleur par rayonnement. Ceci se produit dans toutes les directions de l’espace, comme le montre le schéma suivant :

En première approximation, c’est un rayonnement de corps noir, donc la longueur d’onde n’est fonction que de la température. Etant donné le niveau des températures planétaires, le maximum d’intensité du rayonnement se situe dans l’infra-rouge. Nos yeux n'y étant pas sensibles, nous ne voyons pas la Terre briller la nuit.

4.4 Albédo

La température à la surface d’une planète doit être fonction des phénomènes que nous venons de décrire. Sont-ils les seuls à considérer ? Notre analyse est valable si toute l’énergie reçue est absorbée et contribue au chauffage, mais ce n’est pas le cas ! L’atmosphère ou le sol renvoie une partie de l’énergie reçue dans l’espace, comme la surface d’un lac reflète une partie de la lumière du Soleil (c’est grâce à cette partie que nous voyons la planète). Seule une fraction de l’énergie disponible chauffera la planète. L’albédo caractérise la blancheur de la planète (alba signifie blanc en latin), et indique la proportion de lumière renvoyée. Un albédo de 1 correspond à un miroir, qui renvoie toute la lumière reçue. Un albédo de 0 correspondrait à un corps qui absorbe tout rayonnement.

L’albédo est donc une notion importante pour comprendre la température qui règne au sol d’une planète. Sur le schéma, on voit une planète pourvue d’une atmosphère (en bleu clair). L’atmosphère réfléchit une partie de la lumière solaire dans l’espace, et le reste (représenté en rouge) arrive au sol. Le sol des planètes n’ayant pas d’atmosphère renvoie lui aussi une partie de la lumière incidente, mais en général elle est plus faible. Aussi l’albédo des planètes sans atmosphère et des astéroïdes est assez faible.

La chaleur au niveau du sol sera alors fonction de la proportion de lumière reçue du Soleil que l’atmosphère laisse passer. Considérons Vénus et la Terre. Vénus est à 100 millions de km du Soleil, la Terre à 150. Vénus reçoit donc (150 / 100)² = 1,5² = 2,25 fois plus d’énergie que la Terre. Mais l’albédo de Vénus est de 0,66. Son sol ne reçoit donc que 1 - 0,66 = 0,34 ou 34 % de l’énergie reçue. Par contre, l’albédo de la Terre est de 0,39 ; le sol de la Terre reçoit 1 - 0,39 = 0,61 ou 61 % de l’énergie disponible.

Pour chaque watt qui arrive au niveau de l’orbite terrestre, il en parvient 0,61 W au sol. Mais Vénus en reçoit 1 W × 2,25 = 2,25 W, dont elle ne garde que 34 % c’est-à-dire 2,25 W × 0,34 = 0,765 W.

On voit là l’importance de l’albédo : bien que plus proche du Soleil, Vénus reçoit au sol une énergie du même ordre que celle reçue par la Terre. Mais il y a encore un effet important pour les planètes ayant une atmosphère…

4.5 Effet de serre

Un autre effet d’importance capitale est l’effet de serre, phénomène d’actualité sur notre Terre. La lumière visible qui arrive au sol de la planète réchauffe ce dernier. Le sol va à son tour rayonner comme tout corps chaud. La nature du rayonnement émis dépend de la température. Il se situe dans l’infrarouge. Or l’atmosphère de la planète n’est pas forcément transparente à ces longueurs d’onde : l’énergie qui arrive sous forme de rayonnement visible, auquel l'atmosphère est transparente, ne parvient pas à repartir sous forme d’infrarouge, auquel elle est opaque. Elle est piégée par l’atmosphère, et donc réchauffe la planète. C’est l’effet de serre, ainsi appelé parce qu’il est responsable de la température douce à l’intérieur d’une serre de jardinage (les vitres de la serre jouent le même rôle que l’atmosphère de la planète et retiennent l’infrarouge). Il existe un effet de serre naturel sur Terre, et c’est grâce à lui que nous jouissons de températures agréables. Il peut être plus intense comme nous le verrons plus loin.

On peut résumer les effets des différents phénomènes qu’on vient d’étudier dans un tableau qui indique dans quel sens varie la température au sol d’une planète, selon sa distance au Soleil, son albédo et l’effet de serre, et en tenant compte du fait que l’énergie interceptée est répartie sur une surface 4 fois plus grande (celle de la sphère) :

Ces effets cumulés font que Vénus, par exemple, présente une température au sol beaucoup plus élevée que celle de la Terre, mais seul l’effet de serre en est vraiment responsable, car les deux autres s’annulent pratiquement.

5 Caractéristiques physiques

5.1 Détail des globes

Le diamètre angulaire maximum est l’angle sous lequel on voit la planète lorsqu’elle est au plus près de la Terre. Jupiter est assez confortable à observer dans un télescope d’amateur, mais on concevra facilement qu’on ne distingue aucun détail sur Pluton… Pour Vénus, le problème est différent. Lorsque son diamètre est maximal, elle est nouvelle (voir plus haut). C’est au contraire lorsque son diamètre est minimal qu’on la voir de face. De plus, il n’y a rien à observer…

La masse est donnée en kilogrammes et par rapport à la Terre. On constate que Jupiter est 318 fois plus massive que la Terre.

Le diamètre donné ensuite nous montre que Jupiter est 11 fois plus gros que la Terre !

La densité est importante, car elle tient compte de la masse et du volume. Plus elle est élevée, plus les matériaux qui constituent la planète sont eux-même denses. La densité de Saturne de seulement 0,7 nous montre qu’elle ne peut être constituée que des gaz les plus légers, hydrogène et hélium.

La pesanteur est donnée par rapport à la Terre.

Vous pouvez calculer votre poids sur une planète avec la calculette ci-dessous.

5.2 Diamètre, aplatissement et période de rotation

Le diamètre indiqué est la mesure à l’équateur de la planète. La colonne suivante indique l’aplatissement. Lorsqu’une planète tourne rapidement sur elle-même, la force centrifuge à l’équateur contrecarre la gravitation, et provoque un renflement équatorial. La planète n’est pas sphérique, mais aplatie aux pôles. L’aplatissement est le rapport (a - b) / a, où a est le diamètre équatorial, et b le diamètre polaire. Appliquée à Jupiter, cette formule montre que son diamètre polaire est de 135.978 km, presque 7.000 km de différence. Dans un télescope d’amateur, on distingue nettement que la planète n’est pas ronde ! Le phénomène est encore plus marqué pour Saturne.

Remarquez dans le tableau que les planètes qui tournent lentement ont un aplatissement nul, celles qui tournent vite sont nettement aplaties. Ce phénomène est amplifié lorsque les planètes sont gazeuses.

5.3 Masse, densité, pesanteur et vitesse de libération

Les masses sont données en kilogrammes, et par rapport à la Terre. Cette dernière valeur est plus représentative de la taille de la planète.

La densité est une notion importante, car elle nous indique instantanément quelle est la composition globale de la planète :

• faible, il s’agit de matériaux légers, tels que du gaz,
• forte il s’agit de matériaux lourds, essentiellement des silicates.

On voit de plus que la forte densité des planètes telluriques implique la présence en leur sein d’un noyau lourd, constitué des éléments les plus denses qui puissent se former dans les étoiles, le nickel et le fer. La masse volumique moyenne des 4 planètes telluriques est de 5,03 g/cm³, et la moyenne des planètes géantes est de 1,24 g/cm³ seulement. Ces deux valeurs justifient pleinement les deux classes de planètes.

La pesanteur découle de la masse et du rayon de la planète. C’est la force avec laquelle elle attire un corps posé à sa surface. Ainsi définie, cette notion n’aurait pas de sens sur les planètes gazeuses, qui n’ont pas de surface ! La surface solide est alors remplacée par la surface visible, qui est le sommet de l’atmosphère, ou zone dans laquelle l’atmosphère devient opaque.

Enfin, la vitesse de libération est celle qu’il faut donner à un projectile pour qu’il ne retombe pas sur la planète. C’est par exemple la vitesse qu’une fusée doit donner à une sonde pour l’expédier vers une autre planète. Mais cette notion est très importante car elle indique la possibilité de retenir une atmosphère : si la vitesse de libération est plus petite que la vitesse à laquelle se déplacent les atomes de l’atmosphère, ces derniers quittent définitivement la planète. Elle n’aura donc pas d’atmosphère. C’est le cas de Mercure.

5.4 Tableau relatif aux conditions à la surface

La pression au sol n’a pas de sens pour les planètes géantes, celles-ci étant gazeuses : c’est la notion de sol qui n’a pas de sens. On voit que Mercure n’a pas d’atmosphère, et que celle de Mars est 100 fois plus légère que la nôtre, qui est elle-même 100 fois plus légère que celle de Vénus.

5.5 Différenciation

Les planètes se sont formées par accrétion de petits objets (planétésimaux). Ceux-ci avaient tous la même composition, à très peu de chose près. Ainsi, en se collant les uns aux autres, ils ont formé un objet de grande taille (et donc de grande masse) homogène. Mais à mesure que la masse croît, la pression et la température centrales augmentent (par effet thermodynamique, énergie apportée par les chocs, et radioactivité). Assez, finalement, pour fondre les matériaux constitutifs. Une fois ceux-ci liquides, il se passe ce qui se passe dans une émulsion d’huile et d’eau quand on la laisse en paix : l’huile surnage, ou si vous préférez, l’eau sédimente au fond, car elle est plus lourde (plus dense).

Ainsi, si la planète est en fusion, et si ses matériaux présentent des densités différentes, il est naturel de penser que les plus lourds vont tomber au centre, alors que les plus légers vont surnager en surface, où ils vont constituer une espèce de croûte. Ce mécanisme de tri est nommé différenciation.

Pour qu’elle se produise, il faut donc que la température soit assez élevée pour que les matériaux soient fluides. Ceci nécessite une masse suffisante. Les plus petites planètes ne seront pas ou peu différenciées, les plus grosses le seront vraiment. On verra ce phénomène pour chacune des planètes étudiées. Tant qu’une planète n’est pas totalement refroidie, la différenciation peut se poursuivre. Il semble que ce soit le cas encore à l’heure actuelle pour Jupiter.

5.6 Forme des planètes

Les objets sont ronds pour atteindre un état d’équilibre de potentiel gravitationnel minimum. Prenons un exemple : la Terre présente des montagnes  ; elle n’est donc pas tout à fait ronde. Mais chacun sait qu’une pierre au sommet d’une montagne a tendance à tomber vers la vallée. De ce fait, la montagne va un peu diminuer, et la vallée un peu se combler. La pierre au fond de la vallée ne remontera jamais la pente toute seule. Le nouvel état : pierre au fond de la vallée, est donc plus stable que l’ancien : pierre au sommet de la montagne. On comprend donc que la nature ira toujours spontanément de l’état le moins stable vers l’état le plus stable. Petit à petit, si rien ne vient perturber, les montagnes vont se détruire et combler les vallées. Ce qui nous permet de voir des montagnes sur la Terre aujourd’hui, c’est une formidable énergie qui les reconstruit à mesure qu’elles se détruisent. Sur les corps ne disposant pas d’une telle énergie, la reconstruction ne se produit pas, et la forme sphérique est plus parfaite. Si la gravité est trop faible par contre, elle ne produira pas ce nivellement, et le corps conservera toujours sa forme première, qui peut être quelconque. C’est le cas des petits astéroïdes.

5.7 La composition des planètes

Mercure, Vénus, la Terre et Mars sont constituées principalement de fer, nickel, et silicates.

Jupiter et Saturne contiennent principalement de l’hydrogène et de l’hélium. Cependant, elles présentent au centre un petit noyau constitué de matériaux lourds (silicates) et de glaces.

Uranus et Neptune ont une composition semblable, mais la proportion de glaces est bien plus élevée. Pour cette raison, on les appelles géantes glacées.

Enfin, les objets de Kuiper (Pluton et les autres) sont constitués de silicates et de glace d’eau.

La Lune, bien que formée dans la même région que la Terre, ne contient pas de fer ni de nickel, mais seulement des silicates.

Io (satellite de Jupiter) est constitué de silicates, mais Europe, Ganymède et Callisto (satellites de Jupiter également) contiennent aussi de la glace d’eau, comme Triton (satellite de Neptune).

5.8 Géologie

Est-ce de l’astronomie ? On pourrait se poser la question, mais si on répondait par la négative, il faudrait rejetter également la mécanique céleste (la mécanique est une discipline à part entière). En fait, on a de l’astronomie une idée qui correspond à un certain état de l’art, dans lequel les planètes apparaissaient comme des points lumineux, ou au mieux comme de petits disques montrant difficilement quelques taches colorées. Il n’était pas question de parler de montagnes ou d’océans, tout au moins avec un réel appui observationnel.

Depuis que les sondes spatiales se sont développées, et ont atteint un niveau technique excellent, on peut observer des détails très fins à la surface des planètes, on peut même effectuer des analyses chimiques des roches qui constituent la surface. Dans ces conditions, il devient tout à fait raisonnable de concevoir la surface d’une planète tellurique comme celle de la Terre, d’envisager de quelles roches elle est constituée, et de décrire l’histoire de sa formation.

On dispose de données suffisantes (pour un début) pour Vénus et Mars. Mercure a été observée maintenant par deux sondes, et les données disponibles permettent de faire une analyse géologique assez correcte.

Sur Vénus et Mars, on a observé certaines structures qu’on retrouve sur Terre, et d’autres spécifiques. Nous étudierons les formations particulières en étudiant Vénus.

5.9 Volcanisme

Le volcanisme est connu et étudié depuis très longtemps sur Terre. Mais on a découvert des volcans aussi sur Mars (le plus grand du système solaire en particulier), et sur Vénus. Il y a eu des épanchements de lave sur la Lune (qui ont constitué les mers), et sur Mercure. Enfin, on a observé un volcanisme très curieux sur certains gros satellites, Io (Jupiter) et Triton (Neptune). Ces objets étant très loins du Soleil, sont très froids. Il ne s’agit pas, là-bas, de laves au sens où nous l’entendons. On a parlé de cryovolcanisme, car les températures impliquées seraient très basses (moins de 300° C). Mais ce n’est le cas que pour Triton. Sur Io, il s’agit au contraire de laves très chaudes.

5.10 Champ magnétique

Les champs magnétiques trouvent leur origine dans le cœur des astres de grande taille. La Terre à l’image de la plupart des planètes du système solaire possède un champ magnétique naturel, tel qu’en tout point de la planète, dans l’atmosphère ou sous terre, l’aiguille aimantée d’une boussole s’oriente. En première approximation c’est le champ d’un dipôle : ses lignes de forces sont distribuées dans l’espace comme celles d’un barreau aimanté situé au centre de la Terre. Ce champ magnétique semble engendré par effet dynamo par le noyau ferreux liquide. Des mouvements de convection dans les noyaux métalliques chauds et liquides alliés à la rotation, mettant en mouvement des particules chargées électriquement seraient à l’origine du champ magnétique, mais le processus est encore mal compris dans le détail. Dans les planètes gazeuses c’est l’hydrogène liquide ionisé (hydrogène métallique) qui produirait dans sa rotation le champ magnétique.

Pour qu’une planète possède un champ magnétique, elle doit disposer d’une source d’énergie interne pour l’entretenir, tourner, et son noyau doit être liquide.

Les planètes se refroidissant progressivement, le noyau se solidifie petit à petit, la dynamo ralentit puis finit par s’arrêter entraînant la disparition du champ magnétique global.

Il peut exister un champ magnétique rémanent : les roches peuvent acquérir une aimantation. Incluses dans des marériaux en voie de refroidissement, des particules magnétiques s’orientent selon les lignes du champ magnétique du moment et en se solidifiant fossilisent ses caractéristiques. Cette magnétisation de la croûte planétaire constitue un champ magnétique rémanent. Cette aimantation peut disparaître si les roches sont réchauffées au delà du point de Curie (point de démagnétisation dont la température est variable selon les minéraux).

6 Les atmosphères

Certaines planètes possèdent une atmosphère, d’autres pas. Un chapitre spécial leur est consacré.

De nombreux facteurs interviennent :

6.1 La création de l’atmosphère

Lorsque les planètes se sont formées, elles étaient constituées des matériaux disponibles dans la nébuleuse primitive qui entourait le Soleil naissant (étoile T Tauri). A la même époque, le Soleil a commencé à briller par libération de son énergie gravitationnelle. La nébuleuse qui l’entourait était froide et homogène. Les premiers matériaux à condenser sont les plus réfractaires, les métaux et les silicates. Ils sont constitués de poussières, qui se sont agglutinées en grains, puis en cailloux… pour donner finalement des planétésimaux et enfin les noyaux des planètes. Ceux-ci se sont formés assez rapidement, en moins d’un million d’années. Pendant ce temps, le rayonnement intense du jeune Soleil, ainsi que le vent stellaire qu’il éjectait, faisait le ménage dans son voisinage. Assez rapidement, tous les éléments volatils qui se trouvaient dans les environs ont été chassés au loin. Lorsque les noyaux des futures planètes telluriques ont été assez gros, il ne restait plus assez de matière dans la nébuleuse circumsolaire pour leur permettre de se constituer une atmosphère. D’ailleurs, leur petite taille leur conférait une gravité trop faible pour capturer les gaz.

Par contre, dans la région de Jupiter, la nébuleuse était toujours présente lorsque le noyau a atteint une masse lui permettant d’accréter les gaz. Donc, Jupiter s’est conduit comme un aspirateur pour capturer tous les gaz qui circulaient dans les parages de son orbite. Ainsi, cette planète a pu capturer une énorme masse de gaz, qui ont constitué son enveloppe. Cette phase a duré un million d’années.

Le cas de Saturne est assez semblable, mais cette phase y a été un peu plus lente, le noyau s’est constitué dans un temps un peu plus long (disons deux millions d’années), et lorsque ce fut fait, il restait un peu moins de gaz à capturer. Aussi, la proportion de gaz est un peu plus faible dans Saturne, et cette planète est restée un peu plus petite et moins massive que Jupiter.

Quand on arrive aux deux dernières planètes géantes, le temps d’accrétion du noyau a été encore plus long, de l’ordre de la dizaine de millions d’années, et lorsque sa masse fut suffisante pour accréter la nébuleuse, celle-ci avait presque disparu. Ces deux dernières planètes se sont donc contentées des restes, et n’ont pu grossir beaucoup.

Ce scénario explique que les planètes gazeuses aient des atmosphères très importantes, d’autant plus qu’elles sont plus proches du Soleil, et donne des indications sur leur composition (voir plus loin).

Dans le cas des planètes telluriques, cette atmosphère primaire par capture n’a pratiquement pu se former, et donc elles n’avaient pas d’atmosphère. Mais ceci n’a pas duré. En effet, la désintégration des matériaux radioactifs à courte période (aluminium 26 en particulier) contenus en leur sein a produit de la chaleur ; les chocs des météorites qui tombaient sur leur sol ont déposé énormément d’énergie sous forme de chaleur ; enfin, la contraction gravitationnelle des planètes elle-mêmes a contribué. Ces mécanismes se sont conjugués pour élever la température assez haut pour que tout fonde. Alors, dans la planète en fusion, les matériaux lourds sont tombés vers le centre, les matériaux légers (silicate d’aluminium) ont flotté à la surface. Ce phénomène est la différenciation des planètes. Mais considérons maintenant les matériaux volatils qui se trouvent dans la masse de la planète : l’eau, le gaz carbonique, cerrtains composés souffrés. Etant parmis les plus légers, ils vont rapidement monter vers la surface et s’échapper dans l’espace. Si la gravité de la planète est suffisante, ils ne pourront s’échapper et vont peu à peu constituer une atmosphère. Celle-ci sera donc formée de vapeur d’eau, de gaz carbonique, de composés souffrés, et de quelques gaz rares (argon, xenon).

On peut calculer la composition des atmosphères d’origine d’une autre façon : calculer, en fonction des conditions physiques (température, pression…) quelles molécules étaient les plus probables. Cette méthode permet de prévoir ce qu’on pourrait trouver dans les atmosphères des objets loins du Soleil, à partir de Jupiter par exemple. Ceci permet de guider les expériences à faire sur ces atmosphères.

Dans le cas des planètes telluriques, on pense que les matériaux constitutifs contenaient des gaz, qui se sont trouvés piégés à l’intérieur, et sont remontés en surface à mesure que la pression augmentait. Par gravité donc, les éléments se sont trouvés triés, les lourds constituant le globe de la planète, et les légers, gazeux se retrouvant dans l’atmosphère primitive.

Pour les planètes géantes, les gaz étaient également présents mais comme constituants essentiels de la planète. Planète et atmosphère sont relativement confondues.

6.2 La conservation de l’atmosphère

Le Soleil émet en permanence un vent solaire, formé de particules accélérées par son fort champ magnétique. Peu après la formation du Soleil, il devait être beaucoup plus intense. Par chocs, ces particules sont capables de communiquer de l’énergie aux molécules de l’atmosphère, qui acquièrent de la vitesse. Si la gravité de la planète est faible, cette vitesse peut être supérieure à la vitesse d’évasion. Bien sûr, les molécules les plus légères prennent la plus grande vitesse, et donc sont les plus susceptibles de quitter la planète. On parle d’évasion des atmosphères.

Les planètes les plus petites n’ont pas une masse suffisante pour retenir une atmosphère significative. Mercure, très proche du Soleil et petite, n’a pas d’atmosphère permanente. Des gaz sont arrachés à son sol et constituent une atmosphère infime ; mais le vent solaire les en arrache très rapidement. Aussi cette atmosphère est constamment renouvellée.

Vénus, la Terre, et Mars, retiennent une atmosphère plus ou moins épaisse, formée par dégazage, et ayant subi une évolution différente pour chacune.

Les planètes géantes possèdent des atmosphères bien plus importantes, qui atteignent 70 % de la masse de la planète.

6.3 L’évolution des atmosphères

Une atmosphère s’étant créée, et les conditions pour son maintient étant réalisées, elle peut encore évoluer, dans des proportions importantes. Après la formation des planètes, la chaleur interne a augmenté par compression d’abord (la masse de la planète augmentant), puis par désintégration radioactive de certains éléments à longue période (uranium 238 de période 4,5 milliards d’années, Thorium 232 de période 14 milliards d’années, potassium 40 de période 1,25 milliards d’années) ensuite. La chaleur s’accroissant, entraîne un volcanisme par lequel se produit un dégazage, amenant en surface de nouveaux matériaux. Ainsi, du soufre (fusible et léger) a été remonté sur de nombreuses planètes ou satellites (Vénus, la Terre, Io…). D’autre part, la température des atmosphères décroît après leur formation. Il s’ensuit une condensation de certains composés, l’eau par exemple, qui va modifier les propriétés physico-chimiques de l’atmosphère. Cette nouvelle chimie modifie la composition à la fois du sol et de l’air (exemple : une planète dont l’atmosphère contient beaucoup de gaz carbonique et de la vapeur d’eau, ayant du fer métallique en surface. Lorsque la vapeur se condense, elle dissout du gaz carbonique et forme de l’acide carbonique, qui donne une pluie acide. Au contact du fer, il va se former du carbonate de fer solide qui reste au sol, tandis que le gaz carbonique s’appauvrit dans l’air).

L’effet de serre dû à certains gaz, la pression initiale, vont faire évoluer l’atmosphère dans un sens ou un autre selon la quantité de rayonnement reçue du Soleil. Nous verrons que les atmosphères de Vénus, la Terre et Mars, assez semblables à l’origine, ont considérablement divergé.

L’atmosphère de Vénus est 100 fois plus dense que la notre, celle de Mars 100 fois moins.

Les planètes géantes étant gazeuses, il n’y a pas de sol au sens habituel (toutefois, on pense qu’il existe un noyau solide, mais il doit être petit, près du centre, et noyé au fond d’un immense océan de gaz liquides. On définit la surface de ces planètes comme étant le niveau où la pression atteint 1 bar (à peu près la pression au sol sur Terre). Au-dessus de ce niveau se trouve ce que l’on appelle l’atmosphère, au-dessous, c’est l’intérieur de la planète (même si une partie importante est encore gazeuse).

Avec cette définition, l’atmosphère des planètes géantes occupe de 20 à 30 % de leur rayon.

6.4 Magnétosphère

Le milieu interplanétaire est baigné par le vent solaire. Il s’agit d’un flux de particules chargées soufflé en permanence par le Soleil qui atteint des vitesses supersoniques (de l’ordre de 400 à 800 km/s au niveau de la Terre). C’est un vent de plasma, c’est-à-dire composé de particules chargées -électrons et ions-, et bien qu’extrêmement dilué (sa densité est de quelques particules par cm³ ) il est extrêmement énergétique. En effet dans ces milieux très légers les forces de gravitation sont négligeables mais comme ils sont composés de particules chargées, ce sont les forces électromagnétiques qui s’exercent et elles sont très puissantes. De plus la température est de l’ordre du million de degré Kelvin, dans ces milieux si ténus la notion de température n’a plus rien à voir avec celle que nous en avons dans notre expérience quotidienne, mais elle traduit l’agitation particulièrement élevée de ces particules. Ce vent est dévié le long des lignes du champ magnétique planétaire, et l’interaction du vent solaire avec le champ magnétique produit une vaste région de l’espace appelée magnétosphère. Elle est constituée d’un plasma composé de particules d’origine solaire et cosmique seules, ou avec une participation de la planète ou d’un satellite (Io par exemple).

La magnétosphère agit donc comme un bouclier protecteur en empêchant le vent solaire de "décaper" les atmosphères planétaires. Le champ magnétique est un facteur très important à prendre en compte pour comprendre l’histoire et l’évolution d’une planète. Un champ magnétique global protège la surface de toute une foule de particules énergétiques impropres à la vie (vent solaire, rayons cosmiques). Lorsque les planètes ne possèdent pas ou plus de champ magnétique global, mais possèdent une ionosphère, le vent solaire pénètre à l’intérieur de celle-ci et génère des champs magnétiques complexes.

7 Pour aller plus loin…

7.1 Examen détaillé des planètes

Depuis les années 1950, les connaissances sur les planètes ont fait un bond extraordinaire. Le meilleur télescope disponible au milieu du XX^e siècle était celui du Mont Palomar, avec ses 5 mètres de diamètre. Malgré un miroir de très bonne qualité, il ne disposait d’aucun des perfectionnements modernes, et son principe était rigoureusement le même que celui du premier télescope à miroir de verre de Foucault.

Situé sur le mont Palomar, petite montagne des Etats Unis, il était particulièrement affecté par la turbulence atmosphérique. Le pouvoir séparateur réel (seeing) n’était donc pas meilleur que pour les autres télescopes. Par contre, la quantité de lumière captée était nettement supérieure, lui donnant une magnitude limite bien plus poussée. Il a donc permis de découvrir le ciel en profondeur, mais les images planétaires obtenues n’étaient jamais de bonne qualité. Les meilleures images dans ce domaine ont été produites par le télescope de 2 mètres du Pic du Midi, en grande partie grâce à la qualité du ciel en altitude.

Depuis les années 1960, les techniques d’optique active, optique adaptative, interférométrie, ont été mises au point et sont maintenant utilisables sur tous les instruments récents. De plus, les observatoires actuels sont installés dans les deux meilleurs sites mondiaux, dans la Cordillière des Andes au Chili, et sur les volcans d’Hawaï.

Mais les résultats les plus significatifs en planétologie sont venus des sondes spatiales, qui sont allées sur place prendre des photos, et faire des mesures de divers paramètres physiques. Sur quelques objets, des sondes se sont posées, et nous disposons maintenant d’images du sol allant jusqu’à une résolution submillimétrique. Les roches constituant le sol de quelques planètes ont été anaysées sur place (et en laboratoire sur Terre pour ce qui concerne la Lune, et probablement Mars). Toutes ces données constituent une masse énorme, mais il reste bien sûr de nombreux trous dans notre documentation (seule une vision très globale est disponible sur l’ensemble de la planète, avec des renseignements très précis sur les rares points explorés par des sondes au sol).

L’importance (relative…) des informations disponibles sur chaque planète oblige à les traiter séparément, ce qui est fait dans les chapitres suivants.

• Groupe des planètes telluriques
• Mercure
• Vénus
• La Terre et La Lune
• Mars
• Ceinture des astéroïdes
• Vesta
• Groupe des planètes géantes
• Jupiter
• Saturne
• Uranus
• Neptune
• Pluton et la Ceinture de Kuiper
• Nuage de Oort
• Les comètes

7.2 Où est la limite du système solaire ?

Ce n’est pas un problème simple. Une première réponse consiste à placer la limite là où l’influence gravitationnelle du Soleil devient plus faible que celle des autres étoiles. Un corps placé là sans vitesse initiale tomberait sur une autre étoile.

Mais si on considère l’existence d’un milieu interstellaire, il faut lui laisser une petite place ! Donc la limite du système solaire doit être moins lointaine. Dans cette perspective, il faut définir l’endroit où le milieu change, par sa composition ou tout autre paramètre physique. Cette limite existe. Il faut considérer le vent solaire, flot de particules rapides accélérées par notre étoile, et projetées dans l’espace. Dans le milieu interstellaire, il y a aussi des particules, qui n’ont pas une grande vitesse. On définit donc la limite du système solaire, qu’on appelle héliopause, comme étant la surface où le vent solaire se heurte au milieu interstellaire. On peut dire aussi que c’est l’endoit où le vent solaire voit sa vitesse passer d’un régime supersonique à un régime subsonique (par suite des chocs).

7.3 Les curiosités du système solaire

Sur Mercure, le Soleil s’arrête dans sa course journalière à travers le ciel, puis repart en arrière, s’arrête à nouveau et repart enfin pour poursuivre sa course normale. A certains endroits de la planète, il est midi trois fois par jour ! Le mythe biblique de Josué, qui paraît-il arrêta le Soleil, est là-bas une réalité quotidienne !

Sur Uranus, on observe le Soleil de minuit aux pôles, mais aussi à l’équateur ! Et aux pôles, on a parfois le Soleil au zénith.

Il en est de même sur Pluton. Mais en plus, on y a le satellite Charon toujours au même endroit dans le ciel.

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