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Système solaire

Qu'est-ce qu'un système solaire ?

   Catégorie : étoiles
Mise à jour 01 juin 2013

Le système solaire est le nom donné au système gravitationnel composé principalement du Soleil mais aussi de centaines de millions d'objets célestes différents (planètes, astéroïdes, comètes, poussières et gaz) gravitant autour de lui. Un système solaire est donc un système stellaire à une seule étoile, le Soleil. Cependant grâce aux télescopes spatiaux, les astronomes ont observé des systèmes planétaires multiples, avec deux, trois étoiles ou plus. De tels systèmes ont tendance à former une paire centrale, les autres composantes jouant un rôle de perturbateur par rapport au mouvement orbital de l'ensemble des objets. Plus de la moitié des systèmes à étoiles sont des systèmes binaires.
Mais ce qui est remarquable en observant notre système solaire, c'est l'extraordinaire diversité des objets qui lui sont reliés. Pourtant ils se sont tous formés à partir du même nuage, au même endroit de l'Univers, à partir des mêmes matériaux, à la même période il y a environ 5 milliards d'années.
Comment les objets ont-ils pu évoluer si différemment à partir de conditions initiales identiques ?
Les astrophysiciens cherchent depuis longtemps à comprendre ce phénomène. Et le plus incroyable est qu'un objet a été capable de créer les conditions propices à l'apparition du vivant et de les avoir préserver jusqu'à aujourd'hui. Si l'astrophysique explique relativement bien l'évolution des étoiles, elle est loin d'expliquer l'évolution des planètes.
Quelles sont les conditions qui ont amené la Terre vers tant de complexité ?
Est-ce l'objet le plus complexe de l'Univers ?
Comment les planètes ont absorbé des énergies aussi différentes ?

 

A partir d'un état initial identique, tous les objets au cours du temps vont évoluer différemment, ils vont peu à peu acquérir une énergie interne et vont la perdre lentement en fonction de leur masse.
En effet, la taille de l'objet a une importance majeure dans l'accumulation de l'énergie interne, les objets astronomiques sont comme des réservoirs d'énergie qui se vident petit à petit au fur et à mesure de la désintégration radioactive de ses éléments.
Le moteur principal des planètes actives est la radioactivité interne qui maintient une certaine énergie (chaleur) au centre de la planète.
L'énorme énergie solaire ne suffirait pas à maintenir notre planète active (volcanisme, dérive des continents, recyclage de l'atmosphère, ...) car elle est bloquée au niveau du sol terrestre et ne pénètre pas au centre de la Terre. Cette énergie piégée à l'intérieure de la Terre est la radioactivité de l'uranium, du thorium et du potassium. S'il n'y avait pas de désintégration radioactive la Terre serait une planète morte.
Plus le réservoir est grand et plus il stockera d'énergie. Lorsque l'objet est grand il se refroidit lentement. Ainsi les petits astéroïdes et les comètes ont gelé il y a 5 milliards d'années, les gros astéroïdes ont gelé il y a 4 milliards d'années, la Lune a gelé il y a 3 milliards d'années, Mars a gelé il y a 1 milliard d'années, la Terre au bout de 4.2 milliards d'années est encore une planète active.
Plus les objets du système solaire sont petits (astéroïdes, comètes) et plus ils intéressent les scientifiques car ils ont diffusé toute leur énergie dans l'espace et gardé les matériaux intacts de l'époque de leur « mort », en particulier les molécules organiques.

 Première image d'un système planétaire en formation autour d'une étoile

Image : cette image est la plus précise jamais réalisée avec le réseau de 66 antennes du radiotélescope géant (ALMA) situées dans le désert d'Atacama dans le nord du Chili. Cette image prise dans les ondes millimétriques est plus précise que les images habituellement obtenues dans le visible avec le télescope spatial NASA/ESA Hubble. On voit clairement le disque protoplanétaire qui entoure la jeune étoile HL Tauri. Ces nouvelles observations d’ALMA révèlent des structures dans le disque jamais observées auparavant et dévoilent même les emplacements possibles des planètes en formation dans les zones sombres au cœur du système naissant. HL Tauri est située à 450 années-lumière dans la constellation du Taureau. Crédits : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO).

Notre système solaire et ses planètes

    

Notre système solaire est constitué du Soleil, de huit planètes, de nombreuses planètes naines, ainsi que des petits corps comme les astéroïdes et les comètes, avec leurs satellites. Au centre se situe le Soleil, notre étoile qui contient 99,86 % de la masse de tout le système. L'intérieur du Soleil a une densité et une température telles que des réactions thermonucléaires se produisent, dégageant d'énormes quantités d'énergie. La plus grande partie de cette énergie est libérée dans l'espace sous forme de radiations électromagnétiques, principalement sous forme de lumière visible. Le Soleil émet aussi un flux de particules chargées, appelé le vent solaire. Ce vent solaire interagit fortement avec la magnétosphère des planètes et contribue à éjecter les gaz et poussières en dehors du système solaire.
Les planètes les plus proches du Soleil sont les planètes telluriques, petites, rocheuses et denses, avec une rotation lente, une surface solide, pas d'anneaux et peu de satellites. En partant du Soleil, on trouve Mercure, Vénus, la Terre et Mars.

 

De nombreux petits corps rocheux appelés astéroïdes sont présents dans le système solaire, une partie importante d'entre eux circulent dans un anneau, entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter (2 à 4 UA(symbole : UA) La distance moyenne de la Terre au Soleil. Une UA vaut 149 597 871 km. C’est une unité souvent utilisée pour les distances dans le système solaire, ou pour l'écartement de deux étoiles dans un système double. ), dans ce que les astronomes appellent la ceinture d'astéroïdes, autrement appelée ceinture principale.
Au-delà, encore s'ouvre le domaine des planètes géantes, gazeuses et peu denses, avec un noyau de faible dimension : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Au delà, Pluton, Eris et les autres objets de la ceinture de Kuiper. Pluton est la seconde planète naine du système solaire par la taille. Elle appartient à la ceinture de Kuiper. Le système solaire, qui comptait neuf planètes depuis 1930, n'en contient plus que huit depuis aout 2006 (Pluton a été ajoutée à la liste des objets mineurs du système solaire et s'est vue attribuer le numéro 134340 dans le catalogue des objets mineurs). Cette ceinture, peuplée de milliers d'astéroïdes, est le réservoir des comètes à courte période.

 

SoleilMercureVénusTerreMarsJupiterSaturneUranusNeptunesystème solaire

Image : Les planètes du système solaire ne sont pas représentées à l'échelle, ni en taille ni en distance.
Dans le système solaire, le Soleil a capté 99,86% de la masse totale de la poussière et du gaz de la nébuleuse originelle. Jupiter, la plus grosse planète du système, a capté 71% de la masse restante. Les autres planètes se sont partagées le résidu de cette évolution gravitationnelle, c'est à dire 0,038% de la masse totale.

Notre système solaire et ses objets

    

Le système solaire est en réalité beaucoup plus complexe qu'il n'y parait, si l'on considère son influence gravitationnelle (150 000 UA) et tous ses objets. Un nombre considérable de petits objets glacés, de tailles similaires à celle des astéroïdes, sont dans la ceinture de Kuiper et au delà, dans le nuage de Oort. La Ceinture de Kuiper imaginée dès 1951 par Gerard Kuiper, s'étend de l'orbite de Neptune (30 UA) jusqu'à environ 100 UA. On les appelle aussi les objets transneptuniens ou "naines de glace", c’est la source des comètes à courte période. Depuis la découverte du premier objet en 1992, le nombre d'objets découverts dans la ceinture de Kuiper a dépassé le millier et on pense qu'elle contient plus de 70 000 corps de plus de 100 km de diamètre. Le nuage de OortEn étudiant les orbites des comètes, Ernst Öpik, astronome estonien, émet l’hypothèse, en 1932, que les comètes viendraient d’un « nuage » situé aux confins du système solaire. L’idée d’Öpik fut reprise par le néerlandais Jan Oort, en 1950. Il fit le constat que les comètes se détruisent petit à petit en se vaporisant au fur et à mesure de leur passage autour du Soleil, or si elles existaient depuis la création du système solaire, elles seraient détruites depuis longtemps…  pourrait se situer à environ 50 000 UA du Soleil, bien au delà de la ceinture de Kuiper, et contenir plusieurs milliards de noyaux de comètes de plus de 1,3 km. Les données des sondes Voyager 1 et 2, publiées en juillet 2008, révèlent que la bulle formée par le vent solaire autour de notre système planétaire aurait la forme d'un ballon de baudruche allongé à l'une de ses extrémités.

 

Image : Sur l'image ci-contre, la Ceinture de Kuiper et le Nuage de Oort, sont représentés à l’échelle, la petite tâche bleue au centre est l'espace occupé par la ceinture de Kuiper et au centre de celle-ci, le système solaire tel qu'on a l'habitude de le voir, constitué de ses 8 planètes. La Ceinture de Kuiper à un diamètre 5 à 10 fois supérieur à celui du système solaire et le Nuage de Oort a un diamètre 1 000 fois supérieur à celui du système solaire classique.

nota : Les trois unités de mesure utiles en astronomie pour exprimer les distances.
- une
année-lumière vaut 63 242,17881 UA soit exactement égale à 9 460 895 288 762 850 mètres.
- un
parsec est égal à 206 270,6904 UA ou 3,2616 années-lumière soit 30 857 656 073 828 900 mètres.
- une
unité astronomique vaut depuis le 30 Aout 2012, exactement 149 597 870 700 mètres.
 système solaire nuage de Oort

Naissance du système solaire

    

L'évènement se passe il y a 4,5 milliards d'années au voisinage d'un bras spiral de la Galaxie. Dans une nébuleuse de gaz opaque tournant, de petits amas se constituent. Parmi eux, notre futur Soleil s'en échappe alors que ses compagnons se dispersent dans la Voie lactée.
Au centre de ce futur système encore gazeux, une étoile se forme, aidée par la force de gravité, elle se contracte et va capter 99,86% de la masse totale du nuage. Pendant cette période juvénile la température centrale augmente. Ce nuage va se contracter encore jusqu'à atteindre des températures de quelques millions de degrés kelvin. Cet échauffement du cœur va enclencher la mise en route du réacteur thermonucléaire. Dans cette phase les protons s'associent libérant de l'énergie sous l'effet de la force nucléaire. C’est la fusion de l'hydrogène en hélium, qui arrête la contraction de l'étoile et qui stabilise son volume. Dans le système solaire, le Soleil a capté 99,86% de la masse totale de la poussière et du gaz de la nébuleuse originelle. Jupiter, la plus grosse planète du système, a capté 71% du restant. Les autres planètes se sont partagées, le résidu de cette évolution gravitationnelle. Notre Soleil est né ! rappelons que notre Soleil a capté 99,8% de la masse totale de son système. Le reste de la nébuleuse gazeuse chaude du départ, dont la composition est identique à celle du Soleil, continue à perdre de la chaleur. Il arrive un moment où elle atteint la température à laquelle certains composés chimiques ne sont plus stables à l'état gazeux.

 

Ces composés vont donc se condenser, non pas en liquides mais en solides, car la pression est très faible.
La nébuleuse se charge donc de grains solides, de poussières que l'on appelle des  condensats Grains solides de composés chimiques et minéralogiques condensés nais dans les nébuleuses, à la suite de se que l'on appelle: la séquence de condensation. Les premiers composés qui se condensent à 1300°C, sont des oxydes riches en titane, aluminium et calcium. Vers 1050°C se condense massivement le fer métallique, puis vers 950°C, le premier silicate en l'occurrence le silicate de magnésium et de fer. Vers 800°C, se forment des silicates à structures plus lâches, les feldspaths et le sulfure de fer. A des températures encore plus basses se condense un silicate contenant de l'eau et à 0°C l'eau se condense en glace.. Ce sont ces grains qui, en s'accumulant sous l'effet de la gravitation, vont donner naissance à des objets solides de plus en plus gros; d'abord, aux météorites, puis plus tard, aux planètes.

Système solaire

% de la masse totale
  
Soleil99,86604%
Jupiter0,09532%
Saturne0,02854%
Neptune0,00514%
Uranus0,00436%
Terre0,00030%
Vénus0,00024%
Mars0,00003%
Mercure0,00002%
 

Image : Le Soleil a capté 99,86% de la masse totale de la poussière et du gaz de la nébuleuse originelle. Jupiter, la plus grosse planète du système, a capté 71% du restant. Les autres planètes se sont partagées le résidu de cette évolution gravitationnelle.

 formation des planètes dans la galaxie

Image : Le système solaire appartient à une galaxie, nommée la Voie Lactée, parmi le milliard de galaxies constituant l'univers observable.

formation des planètes

Cycles du Soleil

    

L’activité de notre étoile connait un cycle de 11,2 ans en moyenne qui peut varier de 9,5 à 12,5 ans.
Le cycle solaire est dû à la variation du champ magnétique interne du Soleil. Il passe par un maximum solaire, pendant lequel les taches, les éjections de matière coronale et les éruptions sont les plus fréquentes, pour aller vers un minimum, où toutes ces activités sont au plus bas. Les derniers minimums solaires se sont produits en 1997 et 2007, tandis que le dernier maximum eut lieu en 2001. Le premier cycle solaire enregistré est le cycle de années 1755 à 1766.
Le cycle qui se finit en 2007, est le numéro 23 (ainsi étiqueté). C’est Heinrich Schwabe (1789-1875) qui a découvert ce cycle en observant l'apparition des taches.
Le cycle solaire a un effet important sur l'état de l'ionosphère car il modifie les conditions de propagation des ondes radio. Il modifie aussi le réchauffement de l'atmosphère terrestre.

 

En liaison avec le cycle de 11 ans, on observe aussi un cycle de 22 ans pendant lequel les polarités du champ s'inversent à chaque nouveau cycle de 11 ans.
On attribue beaucoup d'autres cycles au Soleil mais plus complexes à déterminer: le cycle de Gleissberg d'une période de 80 à 90 ans, le cycle de Suess d'une période de 150 à 200 ans, le cycle d'Hallstattzeit d'une période de 2300 ans.

Image : Un cycle solaire complet observé par le satellite d’observation du Soleil (SOHO), qui a fêté son 12ème anniversaire de lancement le 7 décembre 2007.
On y voit l'intensité de l'activité solaire représentée par les taches blanches.

 cycle solaire

Durée de vie du Soleil

    

Dans environ 5 milliards d'années, notre Soleil aura transformé tout son hydrogène en hélium.
Une nouvelle période de contraction va réchauffer les noyaux d'hélium qui combinés 3 par 3 donneront du carbone et 4 par 4 de l'oxygène.
Les couches extérieures vont gonfler et se refroidir et notre astre deviendra une géante rouge comme, Arcturus, Bételgeuse, Antares et bien d'autres actuellement. Pendant ce temps son cœur continue à se contracter jusqu'à atteindre la température qui va allumer le réacteur thermonucléaire à fusion d'hélium pour fabriquer du carbone.
Cette phase durera à peine un million d'années.
Toute la matière des planètes proches est vaporisée.
La fusion successive du carbone et de l'oxygène donneront naissance à des noyaux précieux comme le magnésium, l'aluminium, le silicium qui constituent nos roches terrestres, comme le phosphore et le souffre essentiel à l'élaboration de la vie.

 

Ces phases de fusion seront de plus en plus courtes, on arrivera au bout des réserves de matière.
Le Soleil mourra rendant sa matière à l'espace lointain qui lui a fourni. Ce ne sera plus qu'une naine blanche et c’est ainsi que la boucle se referme.
Chaque étoile contribue à enrichir le milieu interstellaire, d'éléments lourds absents lors de la formation de l'Univers. Environ 10% des étoiles sont des étoiles naines. Ces étoiles en fin de vie ont déjà vécues notre temps et ont enrichies la matière qui nous a permis de vivre. La mort du Soleil sèmera les germes d'autres formes de vie... A I L L E U R S

nota : Contrairement aux planètes de notre système solaire, les planètes extrasolaires semblent avoir souvent des orbites elliptiques, qui font varier énormément leur température, ce qui n'est pas idéal pour l'apparition de la vie.

 
Planets Distances
(1 UA = 149 597 870 700 meters)
   
Mercury 0,38 UA
Venus 0,72 UA
Earth 1,00 UA
Mars 1,52 UA
Asteroid belt 2 - 3,5 UA
Jupiter 5,21 UA
Saturn 9,54 UA
Uranus 19,18 UA
Neptune 30,11 UA
Kuiper Belt 30 à 55 UA
Oort cloud 50 000 UA

Caractéristiques des planètes du système solaire

    
ObjetsDistance du Soleil
Mercure57 900 000 km
Vénus108 200 000 km
Terre149 600 000 km
Mars227 900 000 km
Jupiter778 410 000 km
Saturne1 427 000 000 km
Uranus2 870 000 000 km
Neptune4 496 000 000 km
 
ObjetsRévolution sidérale en années
Mercure0,241
Vénus0,615
Terre1
Mars1,881
Jupiter11,317
Saturne29,458
Uranus84,015
Neptune164,788
 
ObjetsVitesse orbitale moyenne
Mercure47,9 km/s
Vénus35 km/s
Terre29,8 km/s
Mars24,1 km/s
Jupiter13,05 km/s
Saturne9,6 km/s
Uranus6,8 km/s
Neptune5,4 km/s
ObjetsDiamètre équatorial
Mercure4 880 km
Vénus13 004 km
Terre12 756 km
Mars6 796 km
Jupiter142 984 km
Saturne120 536 km
Uranus51 118 km
Neptune49 528 km
 
ObjetsAlbédo (coefficient de réflexion)
Mercure0,055
Vénus0,61
Terre0,34
Mars0,15
Jupiter0,52
Saturne0,42
Uranus0,45
Neptune0,54
 
ObjetsMasse volumique
Mercure5,3 g/cm2
Vénus4,95 g/cm2
Terre5,52 g/cm2
Mars3,95 g/cm2
Jupiter1,33 g/cm2
Saturne0,69 g/cm2
Uranus1,56 g/cm2
Neptune2,27 g/cm2
ObjetsMasse en masse terrestre
Mercure0,0553
Vénus0,815
Terre1
Mars0,1074
Jupiter317,833
Saturne95,159
Uranus14,499
Neptune17,204
 
ObjetsVitesse d'évasion
Mercure4,3 km/s
Vénus10,4 km/s
Terre11,2 km/s
Mars5,1 km/s
Jupiter61 km/s
Saturne36,7 km/s
Uranus22,4 km/s
Neptune25,5 km/s
 
ObjetsDurée de rotation à l'équateur
Mercure58,646 jours
Vénus243,019 jours
Terre23H56
Mars24H37
Jupiter9H50
Saturne10H14
Uranus10H49
Neptune15H40
ObjetsInclinaison de l'équateur
  
Mercure0 °
Vénus178 °
Terre23,5 °
Mars24 °
Jupiter3 °
Saturne27 °
Uranus98 °
Neptune30 °
 
ObjetsMagnitude
  
Mercure- 1,9
Vénus- 4,4
Terre 
Mars- 2,8
Jupiter- 2,5
Saturne- 0,4
Uranus+ 5,6
Neptune+ 7,3
 
ObjetsTempérature
moyenne
Température
max et min
Mercure169 °C+ 427 °C à -183 °C
Vénus462 °C490°C à 446 °C
Terre15 °C+56,7 °C à -89,2 °C
Mars-63 °C-3 °C à -133 °C
Jupiter-163 °C 
Saturne-189 °C 
Uranus-220 °C 
Neptune-218 °C 
Les naines blanches sont des résidus d'étoiles éteintes. C’est l’avant-dernière phase de l'évolution des étoiles dont la masse est comprise entre 0,3 et 1,4 fois celle du Soleil.
La densité d'une naine blanche est très élevée.
Une naine blanche d'environ, une masse solaire a un rayon de l'ordre de celui de la Terre.

Voir aussi

     
      
     
 
Terre Lune, tailles et distance sont à l'échelle
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