Le Système solaire
Le Système
solaire (avec majuscule), ou système
solaire (sans majuscule)Note 1,
est notre système planétaire, composé d'une étoile,
le Soleil,
et des objets célestes définis gravitant autour
de lui : les huit planètes confirmées
et leurs 175 satellites naturels connus (appelés usuellement des « lunes »), les
cinq planètes naines et les milliards de petits corps (la
grande majorité desastéroïdes et autres planètes mineures, les comètes,
les poussières interplanétaires, etc.).
Le système solaire fait partie de la galaxie appelée la Voie lactée et
est situé à environ environ 8 kpc(∼26 100 a.l.) du centre
galactique.
De façon
schématique, le Système solaire est composé, outre le Soleil lui-même et par
ordre de distance croissante à celui-ci, de quatre planètes telluriques internes, une ceinture d'astéroïdescomposée de petits
corps rocheux, quatre planètes géantes (deux géantes gazeuses et deux planètes géantes de glaces) externes et
une seconde ceinture appelée ceinture de Kuiper, composée elle-même d’objets
glacés. L'héliopause, limite magnétique du Système solaire, est définie
par l'arrêt des vents solaires face au vent galactique. Bien au-delà se trouve
le nuage d'Oort, sphère d’objets épars.
La limite gravitationnelle du Système solaire, se
situe bien plus loin encore, jusqu'à 1 ou 2 années-lumière du Soleil.
De la
plus proche à la plus éloignée (du Soleil), les planètes du système sont Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Toutes ces planètes hormis les deux
plus proches du Soleil possèdent des satellites en orbite et
chacune des quatre planètes externes est entourée d’un système d'anneaux de poussière et d’autres
particules. Toutes les planètes, sauf la Terre, ont été nommées d'après
des dieux et
déesses de la mythologie romaine.
Une planète
Une planète est
un objet céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile et possédant une masse suffisante
pour que sa gravité la maintienne
en équilibre
hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique. Par extension on qualifie parfois
aussi de planètes les objets
libres de masse planétaire.
Ptolémée fut l'un des premiers à essayer
de comprendre la formation et le fonctionnement des planètes. Celui-ci en était
venu à la conclusion que toutes étaient en orbite autour de la Terre selon un
mouvement déférent et épicyclique.
Bien que l'idée que les planètes tournent autour du Soleil ait été suggérée à
plusieurs reprises, il a fallu attendre le xviie siècle pour que
cette opinion soit corroborée par les tout premiers télescopes d'observations astronomiques,
réalisés par Galilée. Par la suite, une analyse minutieuse des données
d'observation mène Johannes Kepler à
trouver que les orbites des planètes ne sont pas circulaires, mais bien elliptiques.
Il
n'existe pas de définition officielle générale du
mot « planète » hormis une définition de
travail de l'Union
astronomique internationale (UAI) datant de 2002 et modifiée en
2003. En bref, celle-ci définit la limite supérieure des planètes par la limite
de fusion nucléaire du deutérium (au-delà on parle de naine brune) et exclut
les objets libres de masse planétaire (appelées sous-naines brunes). La limite
inférieure est définie comme pour les planètes du système solaire. Cette
limite date de 2006 et précise, en termes simples, que l'objet
doit, en plus de tourner autour du Soleil, être relativement sphérique et avoir
éliminé tout corps rival se déplaçant sur une orbite proche (cela peut signifier soit en
faire un de ses satellites,
soit provoquer sa destruction par collision). De fait, ce dernier critère ne
s'applique pas aujourd'hui aux exoplanètes pour des raisons
technologiques1. On estime que le nombre d'exoplanètes
dans notre seule galaxie est
d'au moins 100 milliards2.
Selon la
définition de 2006, il y a huit planètes confirmées3 dans le Système solaire : Mercure, Vénus,
la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.
Le Soleil
Le Soleil est
l’étoile du Système solaire. Dans la classification astronomique,
c’est une étoile de type naine jaune,
composée d’hydrogène (75 % de la masse ou 92 % du volume)
et d’hélium(25 %
de la masse ou 8 % du volume)9. Le Soleil
fait partie de la galaxie appelée la Voie lactée et
est situé à environ environ 8 kpc (∼26 100 a.l.) du centre
galactique. Autour de lui gravitent laTerre (à la vitesse
de 30 km/s), sept autres planètes,
au moins cinq planètes naines, de très nombreux astéroïdes et comètes et
une bande de poussière. Le Soleil représente à lui seul
99,86 % de la masse du Système solaire ainsi constitué, Jupiter représentant plus des deux tiers
du reste.
L’énergie solaire transmise par le rayonnement solaire rend possible la vie sur Terre par
apport d'énergie
lumineuse (lumière) et d'énergie thermique (chaleur), permettant la
présence d’eau à
l’état liquide et la photosynthèse des végétaux.
Les UV solaires contribuent
à la désinfection naturelle des eaux de
surfaces et à y détruire certaines molécules indésirables (quand l'eau n'est
pas tropturbide)10.
La polarisation naturelle de la lumière
solaire (y compris de nuit après diffusion ou réflexion, par la Lune) ou par des matériaux
tels que l’eau ou les cuticules végétales est utilisée par de nombreuses
espèces pour s’orienter.
Le
rayonnement solaire est aussi responsable des climats et
de la plupart des phénomènes météorologiques observés
sur la Terre. En effet, le bilan radiatif global de la Terre est
tel que la densité thermique à la surface de la Terre est en moyenne à
99,97 % ou 99,98 % d’origine solairenote 1.
Comme pour tous les autres corps, ces flux thermiques sont continuellement émis
dans l’espace, sous forme de rayonnement thermique infrarouge ;
la Terre restant ainsi en « équilibre dynamique ».
Le
demi-grand axe de l’orbite de la Terre autour du Soleil,
couramment appelé « distance de la Terre au Soleil », égal à 149
597 870 700 m ± 3 m1,
est la définition originale de l’unité astronomique (ua). Il
faut 8 minutes et 19 secondes pour que la lumière du Soleil
parvienne jusqu’à la Terre11.
Étoile
Une étoile est
un corps céleste gazeux qui rayonne sa propre
lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été
dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines
blanchesou les étoiles à neutrons1.
Cela signifie qu'elles doivent posséder une masse minimale pour que les
conditions de température et de pression au
sein de la région centrale — le cœur — permettent
l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on
parle d'objets substellaires. Les masses possibles des
étoiles s'étendent de 0,085 masses
solaires à une centaine de masses solaires. La masse détermine
la température et la luminosité de
l'étoile.
La
plupart des étoiles se situent sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell,
où les étoiles produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de l'hydrogène en hélium,
par des mécanismes de fusion nucléaire comme le cycle carbone-azote-oxygène ou
la chaîne proton-proton.
Pendant
une grande partie de son existence, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action
de deux forces qui s'opposent : la gravitation,
qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et lapression cinétique (avec la pression de radiation pour les
étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à
dilater l'astre. À la fin de cette phase, marquée par la consommation de la
totalité de l'hydrogène, les étoiles de la séquence principale se dilatent et
évoluent en étoile géante qui obtient son énergie
d'autres réactions nucléaires, comme lafusion de l'hélium en carbone et oxygène.
Une
étoile rayonne dans tout le spectre électromagnétique, au contraire de
la plupart des planètesNote 1 (comme
la Terre)
qui reçoivent principalement l'énergie de
l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
Le Soleil est
une étoile assez typique dont la masse,
de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres
étoiles.
Galaxie
Une galaxie est
un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières et de matière noire,
contenant parfois un trou noir supermassif en son centre.
La Voie lactée,
la galaxie dans laquelle se trouve le Système solaire, compte quelques centaines de
milliards d'étoiles (1011)1,2 et
a une extension de l'ordre de 80 000 années-lumière. La plupart des galaxies
typiques comportent un nombre similaire d'astres, mais il existe aussi
des galaxies naines comptant à peu près une
dizaine de milliards d'étoiles (1010)1,
et des galaxies géantes comptant plusieurs milliers de milliards d'étoiles
(1012). Sur la base de ces chiffres et de la taille de l'univers observable, on estime que celui-ci
compte quelques centaines de milliards de galaxies de masse significative. La
population de galaxies naines est cependant très difficile à déterminer, du
fait de leur masse et de leur luminosité très faibles. L'univers dans
son ensemble, dont l'extension réelle est inconnue, est susceptible de compter
un nombre immensément plus grand de galaxies.
Les
galaxies en tant que systèmes stellaires de grande taille ont
été mises en évidence dans le courant des années 1920,
principalement par l'astronome américain Edwin Hubble,
bien que des premières données indiquant ce fait remontent à 1914. Les galaxies sont de
trois types morphologiques principaux : elliptiques, spirales, irrégulières. Une description plus étendue des
types de galaxies a été donnée à la même époque par Hubble et est depuis
nommée séquence de Hubble.
Toutes
les étoiles ne sont pas situées dans les galaxies. S'il semble établi que c'est
au sein des galaxies que se forment les étoiles, celles-ci sont susceptibles
d'en être expulsées, soit du fait d'interactions entre galaxies, soit du fait
de rencontres rapprochées entre une étoile et un astre très massif, tel
un trou noir supermassif situé au centre
d'une galaxie. On observe ainsi certaines étoiles dotées d'une vitesse élevée
par rapport à leur galaxie, signe qu'elles n'y sont plus liées
gravitationnellement. De telles étoiles sont de ce fait appelées « étoiles en fuite ». Plusieurs
représentantes de cette classe sont connues, telles SDSS J090745.0+024507 et GRO J1655-40,
toutes deux en train de quitter la Voie lactée. La première est probablement
issue d'une rencontre rapprochée avec le trou noir central de notre
galaxie, Sgr A*,
la seconde est sans doute issue d'une supernova asymétrique
dont le résidu compact a été expulsé de la région où l'explosion a eu lieu.
Commentaires
Enregistrer un commentaire