Comète
En astronomie, une comète est un petit astre brillant constitué de glace et de poussière du système solaire, dont l'orbite a généralement la forme d'une ellipse très allongée, et souvent accompagné d'une longue traînée lumineuse due à l'interaction à vitesse élevée entre la comète au voisinage du Soleil et diverses forces émanant du Soleil : vent solaire, pression de radiation et gravitation.
Le mot comète vient du grec « komêtês » (Κομήτης) qui signifie chevelu ; il est dû à l'immense queue faite de gaz et de poussières d'environ 30 à 80 millions de kilomètres.
Le nom d'une comète [modifier]
Mise à part la comète de Halley, ou celle de Encke, le nom d'une comète est attribué officiellement par une commission de l'Union Astronomique Internationale (UAI, IAU en anglais), dont le siège est à Washington. Certaines comètes historiques ne comportent pas de nom : ainsi parle-t-on de la grande comète de 1843.
Premier procédé [modifier]
Les noms du ou des deux premiers observateurs d'une nouvelle comète lui sont attribués officiellement ; ainsi on parle de la comète Hale-Bopp, découverte en juillet 1995 par Allan Hale et Thomas Bopp.
Ce procédé comporte des inconvénients, notamment depuis la découverte de nombreuses comètes par des sondes spatiales : le programme LINEAR en a découvert plusieurs dizaines, et la sonde SoHO plusieurs centaines.
Procédé intermédiaire [modifier]
Avant 1995, une nouvelle comète possédait souvent une double dénomination. La première, provisoire, en attente de la dénomination définitive. Deux ans après sa découverte, le nom définitif lui était attribué selon les critères suivants : l'année du passage au périhélie, suivie d'un numéro d'ordre noté en chiffres romains indiquant sa place à l'intérieur de l'année en question (exemple : 1994 IV). Ce procédé comportait aussi de nombreux inconvénients (notamment pour les comètes à courte période). Pour les comètes à courte période, on mettait un numéro d'ordre devant le P/ : comète 19P/Borrelly.
Nouveau procédé [modifier]
Depuis le 1er janvier 1995, le nom officiel d'une nouvelle comète comporte en sus d'autres indications.
Ainsi le nom officiel de la comète Hale-Bopp est C/1995 O1 :
- C/ indique qu'il s'agit d'une comète à longue période (éventuellement non périodique) ; on mettra P/ pour une comète à courte période, ou D/ pour une comète disparue ;
- 1995 indique que la comète a été découverte en 1995 ;
- O indique qu'elle a été découverte au cours de la deuxième quinzaine de juillet (chaque lettre de l'alphabet, excepté I et Z, correspond à un demi-mois) ;
- 1 indique enfin qu'il s'agit de la première comète découverte au cours de cette période.
Dénombrement [modifier]
On connaît à l'heure actuelle plus de 2 000 comètes qui ont été répertoriées.
L'une des comètes les plus célèbres est la comète de Halley, qui réapparaît tous les 75 ou 76 ans.
Autres comètes célèbres :
- comète McNaught (C/2006 P1) La toute dernière très brillante
- comète Hale-Bopp (C/1995 O1)
- comète Hyakutake (C/1996 B2)
- comète Shoemaker-Levy 9 (D/1993 F2), détruite par collision avec Jupiter en juillet 1994
- comète 109P/Swift-Tuttle
- comète 55P/Tempel-Tuttle
- comète 19P/Borrelly, visitée par la sonde Deep Space 1
- comète 9P/Tempel, percutée et photographiée par la sonde Deep Impact
- comète Wild 2, survolée par la sonde Stardust
Comètes retenues pour être survolées par des sondes spatiales :
- comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, sera visitée par la sonde Rosetta
- Hartley 2 sera visitée par la sonde Deep Impact
Description [modifier]
Une comète se compose essentiellement de trois parties : le noyau, la chevelure et les queues. Le noyau et la chevelure constituent la tête de la comète.
Lors du dernier passage de la comète de Halley en 1986, 6 sondes spatiales (ICE, Vega-1, Vega-2, Sakigake, Suisei et Giotto) ont frôlé la comète et enregistré des données et des images précieuses pour notre connaissance des comètes.
Le noyau [modifier]
L'hypothèse de constitution du noyau la plus communément admise et confirmée par les récentes expériences spatiales, est qu'il serait un corps solide constitué de glaces (eau, monoxyde de carbone, dioxyde de carbone) et de matières météoritiques agglomérées (modèle dit de la « boule de neige sale » proposé par Fred Whipple). Ces glaces se subliment sous l'action du rayonnement solaire et donnent naissance à la chevelure, puis aux queues.
Le diamètre du noyau (non sphérique) est estimé entre quelques centaines de mètres et quelques dizaines de kilomètres.
La plus grande dimension du noyau de la comète de Halley, de forme oblongue, est d'environ 15 km ; le volume de son noyau a été estimé à 500 km3, pour une masse de 1014 kg, ce qui correspond à une masse volumique moyenne de 200 kg/m3.
La chevelure [modifier]
La chevelure, ou coma, est constituée d'atomes, de gaz et de poussières issus du noyau de la comète et libérés sous forme de jets de gaz. Très rapidement le rayonnement ultraviolet émanant du Soleil casse les atomes et les molécules (phénomène d'ionisation). La brillance de la chevelure est plus forte à proximité du noyau.
Son diamètre est généralement compris entre 50 000 et 250 000 km, avec des limites extrêmes de 15 000 et 1 800 000 km. La chevelure s'identifie fréquemment avec la tête de la comète, étant donné le faible diamètre relatif du noyau.
Les analyses du gaz de la chevelure de la comète de Halley indiquent que celle-ci contient 80 % d'eau, 10 % de monoxyde de carbone, 3 % de dioxyde de carbone, 2 % de méthane, moins de 1,5 % d'ammoniac et 0,1 % d'acide cyanhydrique.
Les queues [modifier]
Une comète importante possède en général deux queues visibles :
- Une queue constituée d'un plasma, rectiligne et se maintenant à l'opposé du Soleil (comme une ombre), poussée à haute vitesse (de l'ordre de 500 km/s) par le vent solaire ; les changements de polarité du vent solaire produisent des ruptures dans la queue de plasma qui se reconstitue dans les heures qui suivent.
- Une queue plus large constituée de poussières poussées par la pression de radiation solaire, et incurvée dans le plan de l'orbite. Grâce aux travaux de Michael Finson et Ronald Probstein (1968), qui ont mis en œuvre les hypothèses de Fiodor Bredikhine (1885) qui faisaient elles-mêmes suite à celles de Bessel, on peut modéliser la queue de poussières. Les trajectoires (kepleriennes) des grains peuvent ainsi être analysées en fonction de la durée d'émission (synchrones) ou en fonction de leur taille (syndynes).
- Une troisième enveloppe, invisible avec des instruments optiques, mais décelée grâce à la radioastronomie, est la queue d'hydrogène qui s'étend sur des dimensions considérables.
Certaines comètes (Arend-Roland, en avril 1957) présentaient une « anti-queue » que l'on peut expliquer. Il s'agit d'une partie de la queue de poussières (proche du noyau) constituée de gros grains qui, par effet de perspective lorsque la Terre traverse le plan de l'orbite cométaire, semble pointer vers le Soleil.
Leurs dimensions sont considérables : des longueurs de 30 à 80 gigamètres (milliards de mètres) sont relativement fréquentes.
Orbites [modifier]
Les orbites des comètes sont définies à l'aide de six paramètres (éléments orbitaux) : T (la période), ω (argument de latitude du périhélie), Ω (longitude du nœud ascendant), i (inclinaison), q (distance périhélique), e (excentricité). Lorsqu'on découvre une nouvelle comète, après au moins trois observations distinctes, on modélise une première orbite en prenant e = 1 (on suppose l'orbite parabolique). Puis, lorsque les observations se précisent, on cherche la meilleure orbite osculatrice en affinant la valeur de l'excentricité e.
La majorité des comètes répertoriées ont une orbite elliptique, et gravitent autour du Soleil : ce sont les comètes périodiques.
Les comètes sont dites conventionnellement à courte période quand leur période est inférieure à 200 ans. Elles seraient originaires de la ceinture de Kuiper.
Les comètes dont la période est supérieure à 200 ans sont supposées provenir du système solaire externe (Ceinture intermédiaire, Nuage de Hills ou nuage d'Oort).
Les comètes attachées au système solaire ont une orbite dont l'excentricité est inférieure à 1 (orbites elliptiques, donc comètes périodiques). Il existe quelques rares cas de comètes dont l'excentricité est supérieure à 1 (orbites hyperboliques, donc comètes non périodiques) : soit il s'agit de comètes provenant de l'extérieur du système solaire, soit il s'agit de comètes dont l'orbite a subi des perturbations telles qu'elles vont sortir du système solaire.
Système solaire
Le système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, le Soleil et des corps célestes ou objets définis gravitant autour de lui (autrement dit, notre système planétaire) : les huit planètes et leurs 165 satellites naturels connus[1] (appelés usuellement des « lunes »), les cinq planètes naines, et les milliards de petits corps (astéroïdes, objets glacés, comètes, météorites, poussière interplanétaire, etc.).
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 géantes gazeuses externes et une seconde ceinture appelée ceinture de Kuiper, composée d’objets glacés. Au-delà de cette ceinture se trouve un disque d’objets épars, nommé suivant la théorie avancée par Jan Oort, le nuage d'Oort.
De la plus proche à la plus éloignée (du Soleil), 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, excepté la Terre, portent les noms de dieux et déesses de la mythologie romaine et de la mythologie grecque.
Les cinq planètes naines, portant des noms de divinités diverses, sont Pluton, le plus ancien objet connu de la ceinture de Kuiper, Cérès, le plus grand objet de la ceinture d’astéroïdes, Éris, la plus grosse des planètes naines qui se trouve dans le disque des objets épars, et Makemake et Haumea 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 également classifiées comme plutoïdes.
Par extension, le terme « système solaire » est employé pour désigner d’autres systèmes planétaires ; on parle plutôt de « système stellaire ».
Sommaire[masquer] |
Terminologie [modifier]
Les objets ou corps 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. Ce corps est suffisamment massif pour constituer une forme sphérique et avoir nettoyé son voisinage immédiat de tous les objets plus petits. On connaît huit planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune. Un moyen mnémotechnique de se souvenir de leur ordre, est la phrase : « Mon Vieux, Tu M’as Jeté Sur Une Nappe. » ou bien encore « Me Voici Toute Mouillée, Je Suis Une Nuée. »
- Une planète naine est, selon la définition officielle (décision du 24 août 2006 de l’Union astronomique internationale), un corps en orbite autour du Soleil. Ce corps, bien que suffisamment massif pour constituer une forme sphérique, n’a pas fait place nette dans son voisinage. En septembre 2008, cinq corps étaient officiellement désignés de la sorte : Pluton, Éris, Makemake, Haumea 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 [modifier]
Généralités [modifier]
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[3]. Jupiter et Saturne, les deux plus massifs objets 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 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[4] ; d’autres séparent la région au-delà de Neptune des quatre géantes gazeuses[5].
La majorité des planètes du système solaire possède 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]
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. 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, ce qui produit d’énormes quantités 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 majorité des étoiles de la Voie lactée (la plupart des étoiles de la Voie lactée étant des naines rouge, 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[6].
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 : au début de son histoire, sa luminosité était inférieure d'un bon tiers de celle d’aujourd’hui[7].
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[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 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[9]. 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 »[10].
Milieu interplanétaire [modifier]
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[11], 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[12]. 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[13].
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[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 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[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 interactions 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].
Système solaire interne [modifier]
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
Très recemment des nuages de poussières intramercuriens ont été detectés 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]
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.
- Mercure
- Mercure est la planète la plus proche du Soleil (0,4 UA de demi-grand axe), ainsi que la plus petite et la moins massive, juste plus du vingtième de la masse terrestre (0,055 masse terrestre). 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[19]. L’atmosphère de Mercure, quasiment inexistante, est formée d’atomes arrachés à sa surface par le vent solaire[20], ou momentanément capturé à ce vent. L’origine de son grand noyau de fer et son fin manteau 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 a été stoppée dans son accrétion par l’énergie solaire[21],[22]. Sa période de révolution est d'environ 88 jours.
- Vénus
- 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. Vénus ne possède aucun satellite. 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[23]. 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[24]. Sa période de révolution est d'environ 225 jours.
- 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[25]. La Terre possède un satellite, la Lune, le seul satellite significativement grand des planètes telluriques du système solaire. Sa période de révolution est d'environ 365 jours.
- Mars
- 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). Elle possède une atmosphère ténue, principalement de dioxyde de carbone. Sa surface, constellée de vastes volcans comme Olympus Mons (le plus massif du système solaire), de vallées, de rifts comme Valles Marineris, montre des signes d’une activité géologique voire hydraulique qui a peut-être persisté jusqu’à récemment[26]. Mars possède deux petits satellites naturels (Déimos et Phobos), probablement des astéroïdes capturés[27]. Sa période de révolution est d'environ 687 jours.
Ceinture d'astéroïdes [modifier]
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[28]. Malgré ceci, la masse totale de la ceinture ne dépasse probablement pas un millième de celle de la Terre[29]. 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[30].
- Cérès
- 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 1000 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[31]. Il fut à nouveau classifié comme planète naine en 2006.
- Groupes d'astéroïdes
- 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[32] 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]
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]
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 »[33]. 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
- 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 63 satellites connus ; les quatre plus gros, (appelés aussi satellites galiléens car découverts par l'astronome italien Galilée au XVIIème siècle), Ganymède, Callisto, Io et Europe, présentent des similarités avec les planètes telluriques, comme le volcanisme[34]. Ganymède, le plus gros satellite du système solaire, est plus grand que Mercure.
- Sa période de révolution est d'environ 12 ans.
- Saturne
- 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 60 satellites connus (ainsi que trois non confirmés) ; deux d'entre eux, Titan et Encelade, présentent des signes d'activité géologique, essentiellement du cryovolcanisme[35]. 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.
- Uranus
- 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[36]. 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
- 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[37]. Neptune possède 13 satellites connus. Le plus grand, Triton, est géologiquement actif et présente des geysers d'azote liquide[38]. Triton est le seul grand satellite placé sur une orbite rétrograde.
- Sa période de révolution est d'environ 164 ans.
Comètes [modifier]
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 trainée 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[39]. Les vieilles comètes qui ont perdu la plupart de leurs composés volatiles sont souvent considérées comme des astéroïdes[40].
- Centaures
- 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[41]. Le premier centaure découvert, Chiron, fut considéré comme une comète puisqu'il développait une queue cométaire[42]. Certains astronomes classent les centaures comme des objets de la ceinture de Kuiper internes épars, des équivalents des objets épars externes[43].
Astéroïdes troyens [modifier]
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]
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]
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 délà (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[44]. 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[45]. Les membres de cette ceinture classique sont appelés cubewanos, d'après le premier objet de ce genre à avoir été découvert, (15760) 1992 QB1[46].
- Pluton et Charon
- 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.
- 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. Deux autres petites lunes, Nix et Hydra, orbitent le couple Pluton-Charon.
- Pluton est en résonance orbitale 3:2 avec Neptune (la planète 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[47].
Objets épars [modifier]
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 »[48].
- Éris
- 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 2400 km)[49]. 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]
Héliopause, Héliosphère, Héliogaine [modifier]
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[50].
La forme de l'héliopause est affectée par les interactions avec le milieu interstellaire[51], 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[52].
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[53],[54].