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L’Union Astronomique Internationale a décidé à une large majorité (70% des 2 500 participants), lors de l'assemblée
générale réunie à Prague le jeudi 24 août 2006, que Pluton ne serait plus considérée comme une planète du Système Solaire.
Donc, à partir d'aujourd'hui, le Système Solaire ne compte plus que huit planètes.
Désormais, une planète est définie comme un objet :
En orbite autour d'une étoile, sans toutefois être une étoile.
Suffisamment massif pour que l'effet de sa propre gravité lui confère une enveloppe sphérique.
Dominant son environnement et ayant « dégagé le voisinage autour de son orbite » - ce qui n'est pas le cas de Pluton.
Il faudra dorénavant classer les objets du Système Solaire en trois catégories :
les planètes : Mercure, Venus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune ;
les planètes naines : les premiers inscrits étant Cérès, Pluton, Makemake, Haumea et Éris;
les petits corps du Système Solaire (objets ne rentrant pas dans les deux premières catégories).
Nouvelle classification
Les 8 planètes et les 2 ceintures
Pour se rappeler l'ordre des planètes
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Histoire
L'idée d'un système solaire, regroupant les différents corps célestes les plus liés physiquement à la Terre, et où le Soleil occupe
une position centrale - système qui de fait, dans la hiérarchie de l'univers, constitue la structure locale dans laquelle évoluent les
observateurs terrestres -, n'a été clairement dégagée qu'après des siècles d'observation et d'analyse. Pour y parvenir, il a fallu
distinguer différentes sortes d'astres (en mouvement ou immobiles sur la sphère céleste, proches ou distants, lumineux par
eux-mêmes, etc.), concevoir que la Terre était un astre parmi d'autres, comprendre les mouvements relatifs des corps célestes.
Cette évolution s'est essentiellement traduite par le passage du géocentrisme (où la Terre est conçue comme le centre orbital du
système) à l'héliocentrisme (où le Soleil est le centre orbital du système).
Durant une période qui va du VIe siècle av. J.-C. à la Renaissance, on assiste, malgré ses insuffisances, au triomphe du
géocentrisme, dont le dernier grand théoricien sera Claude Ptolémée (vers 140), lequel développe la théorie des épicycles, dans
laquelle les mouvements apparents observés sur la sphère céleste sont expliqués par un mouvement de chaque astre autour d'un
centre orbital (géométrique) qui se compose avec un mouvement du centre orbital autour de la Terre. Bien que l'héliocentrisme ait
été développé dès le IIIe siècle av. J.-C., par Aristarque de Samos, il faut attendre les travaux de Nicolas Copernic (1530) pour que
cette conception commence à s'affirmer comme l'interprétation la plus cohérente et la plus efficace des observations les plus
précises d'alors, et permette le développement de l'astronomie moderne.
L'adoption de l'héliocentrisme a non seulement bouleversé la conception philosophique du monde, puisqu'elle remettait en cause la
place de la Terre, donc celle de l'homme, dans la nature, mais elle a également modifié les notions de système et de loi physiques,
en les faisant sortir du domaine restreint de la physique terrestre. Et Johannes Kepler, en fondant la mécanique céleste, préparera
l'édification de la physique universelle.
Leurs orbites et leurs masses
Une planète est un corps sphérique non significativement brillant par lui-même qui orbite autour d'une étoile. Elle est souvent
entourée de satellites (dans le système solaire, seules Mercure et Vénus n'en possèdent pas). Si l'on interdit à cette orbite d'être
également gouvernée par un autre potentiel gravitationnel que celui de l'étoile, on exclut un objet tel que Pluton de la liste des
planètes, car il est sous l'influence gravitationnelle de Neptune, ce qui fait que son orbite est corrélée avec celle de Neptune. La
masse d'une planète peut varier dans les limites d'environ 1020 à 3.1028 kg. Un corps trop peu massif est de forme irrégulière :
astéroïde ou comète, son autogravitation ne parvient pas à lui donner une forme sphérique. En revanche, un corps trop massif va
engendrer en son centre des pressions et températures suffisantes pour déclencher la réaction thermonucléaire de fusion du
deutérium. Au-delà de 13 masses de Jupiter, on a alors affaire à un objet de très faible luminosité, pas tout à fait une étoile : une
naine brune.
Un troisième critère, la présence ou non d'une atmosphère, pourrait intervenir pertinemment dans cette définition, ne serait-ce le
fait que de nombreux satellites du système solaire (Titan, Io...) en présentent une. En fait, l'absence de limite précise entre gros
astéroïde et petite planète ne permet pas une définition tranchée. La définition moderne du terme planète tendrait à ranger Pluton
non plus parmi les planètes du système solaire mais parmi les objets de la ceinture de Kuiper ; cette dernière est une zone
comprenant des objets de taille diverse, orbitant au-delà des planètes géantes.
Un corps tel que Cérès, le plus gros des objets de la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter, aurait pu être considéré comme
une planète : son orbite est en effet quasi circulaire, son inclinaison sur l'écliptique faible, son diamètre (1 025 km) vaut environ la
moitié de celui de Pluton, son éclat apparent bien plus important (magnitude apparente de 7,5 contre 14,5). Mais Cérès ne
présente pas d'atmosphère, et son orbite, au sein de la ceinture d'astéroïdes, est indirectement régie par celle de Jupiter.
Le spectre des planètes
Le spectre des planètes présente deux composantes bien distinctes. D'une part, la planète réfléchit la lumière de son étoile.
Jusqu'au milieu du XXe siècle, seule cette lumière dans le spectre visible des planètes du système solaire fut étudiée : au spectre
du corps noir du Soleil se superposent les signatures spectrales des éléments présents dans l'atmosphère planétaire ainsi que
celles de la surface (si l'objet en présente une). En outre, toute planète possède un rayonnement infrarouge propre lié à sa
température effective. Cette température dépend de l'éloignement à l'étoile, mais aussi de la présence ou non d'un effet de serre.
L'énergie de cette composante infrarouge résulte de l'absorption du rayonnement visible solaire par l'atmosphère, ainsi que d'une
éventuelle source d'énergie interne : radioactivité, énergie des effets de marée, énergie gravitationnelle de contraction...
Les planètes possédant un champ magnétiqueprésentent de plus un spectre d'émissions radio lié à l'activité magnétosphérique.
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Les planètes telluriques et les planètes géantes
Il existe de nombreuses façons de classer les planètes. Le point de vue géocentrique sépare les planètes inférieures, Mercure et
Vénus, plus proches du Soleil que la Terre, des planètes extérieures, Mars et au-delà. La position relative au Soleil distingue les
planètes internes (de Mercure à Mars) des planètes externes (de Jupiter à Neptune). Le point de vue physique montre, au sein du
système solaire, deux classes fort différentes : les planètes telluriques et les planètes géantes.
Les planètes telluriques
Mercure - Vénus - Terre - Mars
Ainsi dénommées pour leur ressemblance avec la Terre, les planètes telluriques ont une densité élevée car elles sont
essentiellement composées de fer et de roches (à base des éléments silicium, magnésium, aluminium).
À part Mercure, trop chaude et trop peu massive, elles présentent également une atmosphère plus ou moins développée, dont la
composition résulte de l'histoire de la planète depuis sa formation. Sur la Terre, le carbone de l'atmosphère originelle a été fixé
dans la croûte, ce qui a provoqué la diminution du dioxyde de carbone et a permis l'apparition de l'oxygène dans l'atmosphère, qui
a suivi celle des premiers organismes vivants. Aujourd'hui, l'azote est le constituant dominant sur Terre, et le dioxyde de carbone
minoritaire, alors que ce dernier est resté prépondérant sur Mars et Vénus. Sur Vénus, un effet de serre important a conduit à une
atmosphère très épaisse. Sur Mars, des températures plus froides accompagnent une atmosphère ténue.
Les planètes géantes
Jupiter - Saturne - Uranus - Neptune
Ces planètes dont les masses s'étagent entre 15 et 318 masses terrestres, n'ont pas de surface solide, mais une atmosphère
surdéveloppée principalement composée d'hydrogène et d'hélium. Dans le cas de Jupiter et de Saturne, cette atmosphère
représente plus de 90 % de la masse totale, mais moins du quart pour Uranus et Neptune. Dans les couches profondes de Jupiter
et de Saturne, où la pression dépasse 1 million de fois la pression atmosphérique de la Terre, l'hydrogène apparaît sous forme
fluide et métallique (phase plasma, où les électrons ne sont plus liés au noyau - un proton - de l'atome d'hydrogène).
* * *
Six fois moins massif que la Lune, l'objet Pluton est décidément à part : sa faible densité, de l'ordre de 2, s'apparente à celle des
satellites glacés des planètes géantes.
Historiquement, Pluton est la neuvième et dernière planète du système solaire, découverte par hasard en 1930. Mais, l'Union
Astronomique Internationale a décidé le jeudi 24 août 2006, à une forte majorité, que Pluton ne serait plus une planète.
* * *
Cette différenciation entre planètes telluriques et géantes résulte des origines du système solaire. Les planètes telluriques se sont
constituées dans un milieu plus chaud, où seuls les éléments les moins volatils, que l'on retrouve dans leur structure interne,
pouvaient se condenser. Trop proches du Soleil, leurs orbites balayaient une région réduite du système solaire. Contrairement aux
planètes géantes, elles n'ont jamais atteint une masse suffisante pour que puisse se constituer une atmosphère d'hydrogène et
d'hélium.
Les planètes extra-solaires
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Les années 1990 ont vu les premières détections de planètes hors du système solaire. La présence de planètes telluriques a été
reconnue autour de pulsars, et celle de planètes géantes autour d'étoiles de type solaire. Comme les distances interstellaires sont
trop grandes par rapport aux distances interplanétaires, et le contraste entre les flux trop important, il est impossible de voir
directement ces planètes. C'est, en fait, la perturbation gravitationnelle exercée par la planète sur l'étoile qui permet de révéler sa
présence. Au mouvement orbital de la planète correspond un contre-mouvement de l'étoile, chacune orbitant autour du barycentre
du système. Ce mouvement de l'étoile est analysé soit par le décalage Doppler des raies du spectre stellaire, soit par la modulation
de l'émission radio du pulsar. Plus la masse planétaire est élevée, plus la détection est aisée. C'est pourquoi un biais
observationnel a conduit à la détection de grosses planètes (plusieurs masses joviennes) proches de leur étoile (jusqu'à 0,05 unité
astronomique ). La poursuite des campagnes d'observation s'avère nécessaire pour fournir une vue complète de la question.
* * *
L'étude du système solaire présente un intérêt considérable pour l'astronomie et pour l'astrophysique, car, alors que l'on
commence à observer des planètes extrasolaires, il s'agit du seul système planétaire connu et, par surcroît, accessible à
l'exploration directe, permettant de recueillir des matériaux formés il y a plusieurs milliards d'années ; le système solaire constitue
donc un banc d'essai incomparable pour diverses théories concernant l'évolution ou la structure dynamique de la matière stellaire.
Par ailleurs, l'étude des autres planètes est fondamentale pour la connaissance de la Terre, y compris pour la compréhension de la
formation et du développement de la matière vivante. Cet intérêt est à l'origine de l'envoi de plus de cinquante sondes spatiales,
dont les trajectoires ont été programmées pour réaliser des rendez-vous avec différents objets (planètes, satellites) - sous la forme
de survols, de mises en orbite ou d'atterrissages.
Le système solaire est formé d'un astre, le soleil, autour duquel gravitent des planètes des astéroïdes et des comètes.
Les planètes sont des astres éteints. Au nombre de 8 (Pluton n'étant plus une planète depuis le 24 août 2006), certaines
possèdent leur(s) propre(s) satellite(s).
La cosmogonie du système solaire
Malgré les possibilités d'observation directe de l'état physique et de la composition chimique du système solaire, les mécanismes
de sa formation n'ont pu encore être réellement élucidés. D'une part, il s'agit de déterminer si le Soleil et son cortège planétaire se
sont formés simultanément (ou non) à partir de la nébuleuse primitive. D'autre part, il s'agit de déterminer les mécanismes de
condensation qui ont abouti à la différenciation actuelle des constituants du système.
De la nébuleuse primitive aux protoplanètes
L'état actuel des connaissances ne permet que d'esquisser des schémas évolutifs plausibles, parmi lesquels figure le suivant, qui
s'inscrit dans un schéma d'évolution stellaire classique.
Tout d'abord, un nuage de matière interstellaire atteint un état critique (perturbation ou mécanisme régulier) où s'amorce sa
contraction. Ce nuage, tournant sur lui-même, possédant un champ magnétique interne, contenant des masses de plasma, est le
siège d'interactions entre forces gravitationnelles, centrifuges, thermiques et magnétiques ; il se contracte en s'échauffant, en
accélérant sa rotation, et s'aplatit en un disque nébulaire. Autour du centre de gravité se développe une condensation protostellaire
massive, qui attire à elle la plus grande partie (99 %) de la matière du nuage (essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium). Le
disque nébulaire, quant à lui, se refroidit, s'amincit et se rétrécit, en prenant une structure annulaire où apparaît une condensation
équatoriale de corpuscules plus denses (poussières, cristaux, glaces, corps rocheux, etc.), animés de mouvements chaotiques sur
des orbites très variées.
Protoplanètes, astéroïdes, comètes et météorites
Dans cet anneau protoplanétaire, on voit apparaître de petites condensations, les planétésimaux, qui croissent par accrétion et
transforment un certain nombre de zones annulaires en masses sphéroïdales, les protoplanètes. Ces dernières évoluent en se
contractant ; leur composition et leur taille dépendent de la température locale, donc de la distance à la protoétoile :
les protoplanètes les plus chaudes (celles des anneaux intérieurs), ne pouvant se former qu'à partir des matériaux les moins
volatils (plus rares), sont devenues des planètes telluriques à enveloppe gazeuse réduite ;
les protoplanètes les plus froides (celles des anneaux extérieurs), ayant pu se former à partir d'éléments légers (abondants)
dont une partie était à l'état condensé, sont devenues des planètes géantes entourées d'une vaste enveloppe de matière
nébulaire, à l'intérieur de laquelle le même mécanisme de concentration discale a pu donner naissance au cortège de
satellites et aux anneaux observés autour de certaines de ces planètes ;
entre ces deux zones de condensation planétaire se trouve la région occupée par les astéroïdes, dont la masse de Jupiter
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empêche l'accrétion en une petite planète tellurique ;
les petites condensations qui n'ont pas été absorbées (par accrétion ou par collision) par les planètes ont contribué à la
formation des comètes (dont on ignore tout) et des météorites anciennes. Ces dernières sont essentiellement des chondrites,
formées d'agglomérats minéraux dont certains ont subi une fusion. Ce sont les corps rocheux les plus anciens et les plus
primitifs du système solaire ; on en a déduit l'âge de ce dernier (4,5 milliards d'années), par datation radio-isotopique.
La phase d'accrétion des planètes telluriques a duré moins de 100 millions d'années ; les sphéroïdes ainsi formés ont été soumis,
pendant plusieurs centaines de millions d'années, à un bombardement météoritique et à un vent solaire très intenses, qui ont
marqué la composition des couches externes, puis ils ont évolué plus lentement par leur activité interne.
Le protosoleil
Durant la phase de formation des planètes, la condensation protostellaire est le siège d'une évolution beaucoup plus violente, qui
donnera naissance au Soleil.
Le protosoleil est une masse instable où règne la convection turbulente ; sa température croît rapidement, et il se met à rayonner
dans le spectre visible, avec un éclat qui sera multiplié par 100 en quelques dizaines d'années. Lorsque son rayon atteint 60 fois la
taille (R) qu'on lui connaît à présent, il devient une étoile jeune de type T-Tauri, 1 000 fois plus brillante qu'actuellement. Le Soleil
jeune continue à se contracter rapidement (en 500 ans, son rayon passe de 60 R à 30 R), avec des phases explosives qui peuvent
s'accompagner d'une émission de flux intenses de particules. L'accélération de sa rotation ne peut être freinée que par un
renforcement du couplage magnétique au disque nébulaire, auquel il transfère ainsi son énergie rotatoire (perte de moment
angulaire). La contraction s'achève après 60 millions d'années (à peu près en même temps que l'accrétion des planètes
telluriques), lorsque la température interne devient suffisante pour amorcer les réactions thermonucléaires (cycle proton-proton)
dans le noyau solaire. Le Soleil devient alors l'étoile de séquence principale que nous connaissons ; en quelques centaines de
millions d'années, sa vitesse de rotation va décroître jusqu'à la valeur actuelle, du fait de la perte de masse que représente le vent
solaire.
La nébuleuse primitive
Le système solaire s'est formé à partir d'une nébuleuse primitive issue de l'explosion d'étoiles plus anciennes : Super Nova. Dans
la nébuleuse primitive, on trouve déjà tous les éléments qui composent actuellement notre système solaire actuel. Les principaux
d'entre-eux sont le carbone, l'azote, l'oxygène et divers minéraux. Mais il y a surtout de l'hydrogène et de l'hélium qui sont les deux
composantes nécessaires à la création d'une étoile, ici, le Soleil.
Cette nébuleuse est en fait formée de nuages de poussières, qui sous l'effet de la gravitation, commencent à se concentrer autour
d'un centre et à former un disque.
La création du soleil
Cette spirale se formant ainsi autour du centre de la nébuleuse, prouve que ce centre attire une quantité toujours plus importante
de matières. Ce rassemblement très dense se caractérise par la rencontre extrêmement violente entre la matière, créant ainsi de
l'énergie partiellement dissipée sous forme de chaleur. Comme la masse de ce nouvel astre augmente, son attraction fait de
même. Il en résulte que le phénomène précédemment expliqué s'amplifie de plus en plus jusqu'à former une boule de feu énorme :
c'est la formation du proto-soleil.
Puisque le disque qui entoure le proto-soleil s'échauffe dès le moment de sa naissance, dont la taille peut atteindre les 200 UA
(unité astronomique), celui-ci commence à se solidifier, les atomes se collent les uns aux autres pour former des grains de matière.
A ce moment, se met en place le phénomène d'accrétion.
La création des planètes
Lorsque les grains ne vont pas trop vite et se percutent, ils forment des planétoïdes. Ce sont en fait de petits astres qui tournent
sur orbite autour d'une étoile, dans notre cas l'étoile est le soleil. Puis, ils s'assemblent entre-eux et forment une planète. Pour
qu'une planète naisse, il faut compter entre 50 et 100 millions d'années.
A cette période, le système solaire est pratiquement terminé. En effet, le proto-soleil est devenu soleil à part entière puisqu'il a
atteint la température qui lui permet de mettre en place son mécanisme nucléaire. Les planètes sur leur orbite attirent les derniers
planétoïdes ou poussières et les plus éloignées du soleil captent les gaz les plus légers tels que l'hydrogène H ou l'hélium He et
deviennent des planètes gazeuses (dans cette catégorie on retrouve Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Au contraire, les plus
proches du soleil ont plus de difficultés à garder leur atmosphère car le soleil attire les éléments légers. Elles ont alors un noyau
dur et peu ou pas d'atmosphère: ce sont les planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre, Mars).
Enfin, il reste le cas de Pluton qui est probablement un ancien satellite de Neptune (rappel : Pluton n'est plus une planète depuis le
24 août 2006).
Par ailleurs, on remarque que le nombre de satellites naturels que possède chaque planète varie avec la distance au soleil. Ainsi,
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