Voyage dans notre système solaire

Une planète, c’est quoi? Les corps célestes naturels, plus ou moins grands, qui décrivent une orbite autour du Soleil, et vraisemblablement autour d’autres étoiles, sont appelés des planètes. Ce terme n'inclut pas de plus petits objets tels que les comètes, les météorites et les astéroides qui ne sont souvent que des morceaux de glace ou de roche. Le Soleil, les neuf planètes (enfin huit désormais!) et leurs satellites, ainsi que tous les plus petits corps célestes, particules et poussières qui tournent autour du Soleil constituent le système solaire. Le Soleil, pratiquement au centre de ce système, régit les mouvements orbitaux des planètes par attraction gravitationnelle et dispensent a ces planètes lumière et chaleur. Les neuf planètes du système solaire sont, dans l’ordre des distances croissantes au Soleil : Mercure, Venus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton. Mercure, Venus, Mars, Jupiter et Saturne sont visibles sans l’aide d’un télescope. Les anciens Grecs les appelaient planètes, ou "errant, vagabond", parce que ces objets semblaient se déplacer sur un fond stellaire apparemment fixe. Bien que l?on puisse parfois apercevoir Uranus sans télescope, les anciens astronomes ne pouvaient la distinguer des autres étoiles véritables. On peut repartir les étoiles de plusieurs façons. Ainsi, on range Mercure et Venus, les planètes qui décrivent autour du Soleil une orbite d’un diamètre inférieur à celui de la Terre, dans la catégorie des planètes inferieures. Les planètes dites supérieures sont celles qui tournent autour du Soleil selon une orbite dont le diamètre est supérieur à celui de la Terre. Les planètes se répartissent également en deux groupes par leurs caractéristiques physiques : les planètes telluriques (analogues a la Terre), proches du Soleil, relativement petites et denses. Mercure, Venus, la Terre et Mars ; et les planètes joviennes (analogues a Jupiter), plus éloignées du Soleil, beaucoup plus grosses et nettement moins denses. Jupiter, Saturne, Uranus et Pluton. Celles-ci sont composées surtout d’hydrogène et d’hélium sous forme de gaz ou de liquide. Pluton, encore bien mystérieuse et a la limite de résolution des télescopes terrestres, n’entre généralement ni dans la catégorie des planètes terrestres, ni dans celle des planètes joviennes. Composée de glace et de roche, elle est beaucoup plus petite que les autres planètes. Formation et évolution On ne connait pas avec certitude l’origine du système solaire. Mais beaucoup d’astrophysiciens estiment qu’il commença de se développer a partir de l’effondrement d’un grand nuage de gaz et de poussières, voici 4 milliards et demi d’années. Le nuage commence par se contracter; quand les éléments se concentrent dans le nuage, ils deviennent plus chauds. La plus grande partie de cette masse se concentre dans un disque au centre du nuage, donnant peut-être naissance au Soleil. Les éléments restants, moins de 1% de la masse originelle, constituent autour de ce centre un disque tournant, la nébuleuse solaire. En se refroidissant, elle génère planètes et satellites. Près du centre, les éléments du disque se condensent en petites particules de roche ou de métal qui entrent en collision et s’agrègent ; comme la masse des agrégats est supérieure a celle de chaque grain, leur vitesse d’agitation diminue a mesure que les agrégats grossissent, deviennent des planétésimaux dont la taille augmente par accrétion; ce sont les briques dont sont fabriquées les planètes. Les nombreux impacts encore visibles a la surface de certaines planètes laissent penser qu’elles se formèrent durant cette phase. A plus grande distance du centre du disque, des températures moins élevées autorisèrent la formation non seulement de roche et de métaux, mais aussi de glace et de gaz. Chaque jeune planète a sa propre nébuleuse relativement froide a partir de laquelle ses satellites se formèrent. Lors de l’accrétion des planètes et des satellites, leur région interne devient plus chaude et fond. Selon le processus dit de différenciation, les matériaux les plus lourds tombent vers le centre, générant de plus en plus de chaleur et formant peu a peu les coeurs. Pour ce qui est des planètes telluriques, des manteaux de roche se formèrent autour de coeurs riches en métaux, furent recouverts par de fines croutes superficielles. Les éléments les plus légers quittèrent les parties internes, constituèrent les atmosphères et, sur Terre, les océans. Outre la chaleur produite par accrétion et différenciation, planètes et satellites disposent d’une troisième source de chaleur interne : l’affaiblissement de certains éléments radioactifs a l’intérieur de ces corps. Dès leur formation, plusieurs caractéristiques physiques de planètes furent déterminées par la manière dont ces corps généraient et perdaient leur chaleur interne. Ainsi, le dégagement de chaleur interne explique les activités volcaniques et tectoniques qui modèlent les croutes des planètes telluriques. Ces corps ont des surfaces solides qui permettent de retracer leur histoire géologique. Concernant les corps célestes de petite taille, comme la Lune, Mercure et Mars, et des satellites des planètes extérieures, la chaleur interne parvient relativement vite a la surface; les caractéristiques de celle-ci se stabilisent et demeurent pratiquement inchangées au cours des âges. Les corps plus grands tels que la Terre ou Venus perdent leur chaleur plus lentement; ils sont alors toujours soumis aux forces volcaniques et telluriques. Les paysages des corps telluriques dépourvus d’atmosphère furent essentiellement dessinés par ces activités volcaniques et telluriques, tout comme par les cratères dus aux impacts qui se produisirent durant la formation du système solaire. Il en va de même pour les corps telluriques disposant d’atmosphère, bien que leurs paysages furent modifiés par l’action du vent et, parfois, par celle de l’eau. On ne peut reconstituer l’évolution des planètes joviennes en analysant les caractéristiques de leur surface, car elles n’ont pas de surface solide. Ces planètes sont si grandes qu’une grosse partie de leur chaleur interne est toujours en train de se libérer. Mercure Mercure, la planète du système solaire la plus proche du Soleil, est en général difficilement observable a l’oeil nu, car elle ne se lève et ne se couche, au mieux, que 2h15 avant ou après le Soleil. Aussi ne savait-on pas grand-chose de Mercure avant les survols de la sonde américaine Mariner 10, en 1974 et 1975. Les meilleures périodes pour observer Mercure correspondent aux périodes de ses plus longues élongations, à savoir le matin en octobre et en novembre, ou le soir en avril, mai et juin, dans l’hémisphère nord, et l’inverse dans l’hémisphère sud. La surface de Mercure présente différents types de terrains. Les spécialistes peuvent estimer l’âge de la surface d’une planète au nombre de ses cratères; en général, plus la surface est cratérisée, plus elle est ancienne. Dans certaines régions de Mercure, on observe beaucoup de cratères, ce qui signifie qu’il s’agit de très anciennes surfaces qui se formèrent il y a probablement 4 milliards d’années. Par ailleurs, comme sur la Lune, on y retrouve des régions montagneuses, des plaines avec peu d’impacts de cratères et des grands bassins; on remarque aussi des failles (appelées escarpements, lobes ou arques) et de véritables falaises qui furent sans doute provoquées par de violents mouvements tectoniques qui sont survenus pendant le refroidissement de la croute de Mercure. Le trait morphologique dominant de la planète, le bassin Caloris, atteint un diamètre de 1 300 km et est entouré d’un triple anneau montagneux, et de sa couronne d’éjecta, de quelques 2 000 m d’altitude. Ce bassin, strié d’un grand nombre de failles, fut sans doute creusé par l’impact d’un astéroïde lors de la formation de Mercure. Comme les autres corps solides privés d’atmosphère du système solaire, toute la surface de Mercure est recouverte d’un épais manteau de débris de roches, le régolite. Le régolite se compose de différents matériaux, allant de la poussière aux blocs de pierre dispersés lors de la formation des impacts de cratères. La densité moyenne de Mercure est importante (5,44), proche de celle de la Terre (5,52). Ce qui permet de supposer l’existence d’un noyau métallique, à base de fer et de nickel, et occupant près de 40% du volume de la planète. La planète possède un champ magnétique dipolaire, dont l’intensité est relativement faible par rapport a celle du champ terrestre. L’atmosphère ténue de Mercure est faite d’hydrogène, d’hélium et de gaz inertes (argon, néon) dûs probablement a un dégazage du sol sous l’action de minéraux radioactifs. Les images radar prises par Mercury en 1991, laissent apparaitre ce qui pourrait être de grands secteurs glaciaires au pôle Nord de la planète. L’orbite de Mercure est très elliptique par rapport a celle de la plupart des autres planètes. Sa période de rotation sidérale sur elle-même (58,646 jours) est exactement égale aux deux tiers de sa révolution sidérale autour du Soleil (87,969 jours); cette commensurabilité entre rotation et révolution dans le rapport deux tiers est due au freinage de la rotation de Mercure sur elle-même par les marées solaires. Ainsi, la durée du jour solaire sur la planète vaut deux années mercuriennes, soit 176 jours terrestres; les jours y sont donc plus longs que les années ! Du fait de la ténuité de l’atmosphère, les écarts de température a la surface de la planète entre le jour et la nuit sont considérables. Souvent, les scientifiques choisissent le degré Kelvin comme unité de température, ou la température du point triple de l’eau est 273,16 degrés; on peut employer l’échelle Celsius, dont le degré est égal au degré Kelvin et dont le zéro correspond à 273,15 degrés de l’échelle thermodynamique Kelvin. La température à la surface de Mercure est proche de 675 K à l‘"aube" et de 100 K un peu avant le "coucher" (l’homme supporte une température de 295 K environ), ce qui donne une amplitude thermique d’environ 600 °C près de deux fois supérieure a celle, déjà considérable, de la Lune.Venus Deuxième planète du système solaire que l’on rencontre en s’éloignant du Soleil, et astre le plus lumineux dans ciel nocturne après la Lune, en raison de sa taille, de sa masse et de sa densité, Venus est souvent considérée comme la planète la plus semblable a la Terre. Ces ressemblances semblent indiquer que ces deux planètes eurent la même histoire. Pourtant, les scientifiques sont intrigués par ce qui, aujourd’hui, les différencie sous de nombreux aspects. La rotation de Venus, extrêmement lente, se fait en 243 jours terrestres, dans le sens rétrograde (sens inverse a celui de la plupart des autres planètes), ou, vu à partir du dessus du pole Nord de la Terre, dans le sens des aiguilles d’une montre. Elle présente toujours la même face à la Terre. Elle est bien connue sous le nom d’étoile du Berger, car elle passe pour être la première "étoile" qui s’éclaire le soir ou la dernière qui s’éteint le matin. Bien que Venus soit proche de la Terre, elle est difficile a observer, car elle est entourée d’une épaisse atmosphère nuageuse. On put obtenir des informations plus précises sur les nuages et la topographie de Venus, dans les années soixante-dix et quatre-vingt, grâce aux sondes américaines Pioneer Venus, d’une part, et aux sondes soviétiques Venera, d’autre part. L’atmosphère de Venus se compose principalement de gaz carbonique, avec des constituants mineurs comme des gouttelettes d’acide sulfurique en solution aqueuse, dans la couche de nuages la plus élevée. L’atmosphère supérieure se déplace rapidement, fait un tour complet de la planète en quatre jours, tandis que les vents de surface sont modérés. En surface, la température est environ de 750 K, soit plus élevée encore que les températures "matinales" de Mercure. La grande quantité de gaz carbonique de l’atmosphère de Venus, qui concentre l’énergie solaire, provoque un effet de serre qui est a l’origine de la haute température de la surface vénusienne: le gaz ne se laisse que partiellement traverser par le rayonnement incident du Soleil, mais il absorbe les rayons infrarouges émis en retour par la planète, d’où le réchauffement. (Cet effet serait aussi a l’origine de l’évaporation complète d’anciens océans vénusiens.) Comme les nuages n’absorbent que 15% environ de l’énergie solaire, les journées vénusiennes sont sombres et brumeuses. Comme cette dense atmosphère réfracte ou infléchit la lumière, un peu de cette lumière peut s’étendre à l’entour de la face de la planète se trouvant dans le noir; ainsi les nuits ne sont pas complètement obscures. La plus grande partie de la surface vénusienne correspond a des plaines d’où se détachent des formations de relief plus importantes. La plus haute montagne de Venus est Maxwell Montes, qui atteint 12 000 m de hauteur; il pourrait s’agir d’un volcan. Les images radar nous apprennent que les régions montagneuses de Venus sont plus accidentées que les autres terrains. Le vaisseau spatial Magellan, qui aborda Venus au milieu de l’année 1990, fut placé sur une orbite qui lui permit de cartographier la surface encore mystérieuse de Venus, avec une résolution encore jamais obtenue. La surface de Venus est crevée de nombreux cratères météoritiques. Magellan démontra également que des volcans en activité pourraient exister sur Venus, et que la surface de la planète ne serait vieille que de 400 millions d’années. D’autres preuves qui viendraient appuyer cette thèse pourront être fournies par le véhicule spatial Galileo se dirigeant vers Venus depuis début 1990 et qui mit en évidence des impulsions électromagnétiques ayant les caractéristiques des éclairs; les scientifiques qui s’occupent de ce vol pensent que ce genre de phénomènes auraient une origine volcanique. Le système Terre-Lune La masse de la Lune (seul satellite naturel de la Terre) représente seulement 1,5% de celle de la Terre; mais ce pourcentage est le plus important de tous les ensembles satellite-planète du système solaire, hormis celui de Pluton (qui n’est pas une planète) et de son « satellite » Charon. Bien que la Terre soit une planète tellurique type, elle tient une place à part dans le système solaire, car c’est la seule, à notre connaissance, à abriter la vie telle que nous la connaissons. Océans et mers terrestres pourraient alors être uniques, car l’eau liquide n’existe que dans des champs circonscrits de température et de pression; de telles conditions ne semblent exister sur aucune autre planète. La grande taille de la Terre et sa teneur importante en uranium radioactif, en thorium et en potassium, ont maintenu chaud l’intérieur de la planète. Son histoire géologique fut active et mouvementée, et sa surface continue de se modifier. La théorie la plus souvent retenue concernant la formation de la Lune est celle de la collision gigantesque: l’impact d’un énorme projectile arracha probablement de la Terre en formation les matériaux qui formèrent la Lune. La surface très cratérisée de la Lune, les continents (en latin terrae), de couleur claire et de nature montagneuse, occupent 80% de cette surface. Les mers (sans eau!), vastes plaines légèrement déprimées, bordées de montagnes, apparaissent comme des étendues sombres. La Lune comprend aussi des failles de deux types: les rainures, crevasses étroites mais peu profondes, et les vallées, dépressions plus ou moins sinueuses, qui sont nettement plus larges, sans oublier les falaises. Quant à la composition du manteau lunaire, on sait depuis les missions Apollo qu’il comprend des quantités variables d’olivine et de pyroxène, pour l’essentiel. Enfin, la Lune semble être un astre intérieurement mort. Mars Depuis des temps reculés, les astronomes portent un grand intérêt à Mars, planète du système solaire située entre la Terre et Jupiter. Au rebours de Venus, elle n’est en général pas obscurcie par une couche nuageuse. En outre, sur son orbite, elle passe relativement près de la Terre. C’est donc un sujet idéal d’observation pour la lunette astronomique. Au cours des siècles, on observa différents phénomènes étranges sur la surface de la planète, notamment, dans les régions polaires, une couverture de dépôts glacio-éoliens qui dessinent les célèbres "calottes polaires", nettement visibles depuis la Terre, et qui s’étendent et régressent alternativement au rythme des saisons. Ce phénomène, parmi d’autres, ne fut néanmoins pas expliqué avant les missions spatiales des Etats-Unis et de l’U.R.S.S. durant les années soixante et soixante-dix. En 1976, par exemple, la mission Viking, qui comprenait deux sondes constituées chacune d’un orbiteur et d’un module d’atterrissage, rapportèrent déjà plus de 57 000 images. Mars a un diamètre équatorial qui est 0,533 fois celui de la Terre. Son atmosphère se compose surtout de gaz carbonique, comme celle de Venus, avec des traces de vapeur d’eau et d’oxyde de carbone. La pression atmosphérique au sol est comprise entre 5 et 7 millibars (moins d’un centième de la pression au sol terrestre). Les températures sont basses et les écarts thermiques diurnes importants (de 190 K environ a l’aube à quelques 240 K dans l’après-midi). Au centre de la planète se trouve un noyau, dont le rayon est compris entre 1 300 et 2 400 kilomètres et constitué de fer natif ou de sulfure de fer. Si Mars possède un champ magnétique, il doit être très faible, car aucun instrument n’a été capable de le détecter. Toutefois, en 1997, la sonde Pathfinder a décelé, grâce à ses capteurs magnétiques, une poussière magnétique qui serait constituée de petites particules de silicates et d’une sorte de ciment composé d’un oxyde de fer très magnétique, la maghemite. Mars, comme la Terre, a son axe de rotation incline sur la normale au plan de l’orbite. Aussi est-elle sujette a des variations saisonnières aussi accusées que celles de la Terre, mais près de deux fois plus longues, étant donné la durée de l’année martienne. L’eau liquide, bien qu’ayant existé en surface pendant une durée inconnue, ne peut exister sur Mars aujourd’hui: vu les basses températures et pressions régnant sur la planète, elle se transformerait en glace, puis passerait directement à l’état de vapeur en raison du phénomène de sublimation. L’eau se rencontre sous forme de glace aux pôles et est peut-être piégée sous la surface, et sous forme de vapeur dans l’atmosphère. Toutefois, il est semble évident que, dans le passé, les températures et la pression eussent pu être plus élevées. Les clichés rapportés par Viking révèlent un paysage ressemblant à des plaines parcourues de vallées et de chenaux, qui semblent avoir été parcourues par des crues catastrophiques. Bien qu’en repos aujourd’hui, Mars connut une forte activité volcanique qui atteignit son maximum voici quelques milliards d’années. La planète comprend le plus imposant volcan du système solaire, Olympus Mons, qui se dresse a 27 Km au-dessus du niveau moyen de Mars, c’est-à-dire trois fois la hauteur de l’Everest; il se trouve sur le plateau Tharsis, et son diamètre à la base atteint 600 km. Outre les chaines volcaniques, on trouve aussi une immense fracture, longue de quelques 4 000 km et profonde de 4 a 10 km, qui s’apparente au fossé d’effondrement de l’est africain, car elle résulte d’une déchirure de l’écorce martienne et non d’un phénomène d’érosion. Dans d’autres parties de Mars, on trouve des plaines régulières, des régions fortement cratérisées, des dunes de sable, par exemple dans la dépression située derrière le Jardin des Roches. En général, chaque année martienne, au début du printemps dans l’hémisphère sud, Mars est balayée par de violentes tempètes qui soulèvent des nuages de poussière ocre pouvant s’élever jusqu’à 50 km d’altitude. C’est lors de telles tempêtes que se développent les changements de forme et de teinte affectant certaines régions. Ces transformations résultent en fait de dépôts de poussière ou de la formation de trainées derrière certains cratères. Pathfinder a révélé des nuages bleus, vaporeux, probablement composés d’eau gelée. Durant la nuit, l’eau, présente sous forme de vapeur dans l’atmosphère, gèle autour de fines particules de poussière; puis, après que le Soleil se soit levé, la glace se sublime. Des astronomes, dans le passé, ou des romanciers du cosmos, ont pu estimer que la vie avait été possible sur Mars. En 1859, le père Secchi, astronome au Vatican, puis en 1877, l’astronome italien Giovanni Schiaparelli décrivaient l’existence de "canaux" qui paraissaient se dédoubler (illusoires, ils ont pourtant défrayé la chronique au début du XXe siècle). L’américain Percival Lowell confirma l’existence des canaux (il pensait que le mot italien canali signifiait "canaux" alors qu’il s’agit de "bras de mer") et leur gémination, supposa même qu’ils étaient artificiels et avaient été construits par des Martiens. Jusqu’à ces dernières années, certains astronomes croyaient encore à l’existence de ces canaux. Les clichés spatiaux de Mariner, en 1969, ont définitivement résolu le problème: il s’agit d’alignements de cratères. Certains planétologues pensèrent qu’il était envisageable qu’un certain type d’organismes ait vécu sur Mars, en raison de la présence d’eau et de l’éventuelle clémence passée des températures. Les sondes américaines Viking (deux orbiteurs et deux modules d’atterrissage) étaient en partie destinées a détecter des formes de vie passées ou présentes sur Mars. Les deux modules arrivèrent sur la planète en 1976 et procédèrent à de nombreuses expérimentations, parmi lesquelles une analyse chimique détaillée de l’atmosphère et du sol martien. Aucune trace d’organismes vivants ne fut trouvée. Puis ce fut la sonde Mars Observer qui, lancée en septembre 1992, était attendue sur Mars en août 1993. Equipe pour étudier la composition de la surface, l’activité volcanique et l’atmosphère martiennes, ce véhicule spatial, qui coûta 980 millions de dollars, ne put garder le contact avec la Terre et se perdit probablement en septembre 1993. Le 7 novembre 1996, les Etats-Unis lancent Mars Global Surveyor, le premier des trois véhicules spatiaux inhabités destinés à sonder la surface de Mars. Le lancement de la sonde, qui devait arriver à destination le 11 septembre 1997, marquait le début d’une campagne de dix ans destinée à recueillir des informations sur la structure et la composition du sol de Mars et à déterminer s’il y existait des formes de vie, dans la passé ou le présent. La mission, qui devait commencer en mars 1998, a du être retardée d’un an, suite à des problèmes techniques (l’un des deux panneaux solaires avait refusé de se déployer correctement).En 1997, la deuxième mission, Pathfinder, atteignit Mars et entreprit une étude sans précédent de la géologie et de l’atmosphère de la planète rouge. A bord du Pathfinder, se trouvait un petit robot automobile qui devait recueillir et analyser des échantillons du sol martien, et en transmettre des clichés à la Terre. De très nombreuses données furent rapportées, à tel point qu’il faudra encore plusieurs années aux planétologues pour les analyser complètement. Néanmoins, les observations de première année de la mission prouvent que Mars, au début de son histoire, ressemblait à la Terre par la présence de pluies, de rivières, de lacs et, peut-être, d’un océan; ainsi des galets arrondis et de possibles conglomérats rocheux signifient que l’eau liquide était stable (l’atmopshère était plus épaisse et plus chaude). En 1996, des scientifiques annonçaient qu’une météorite en provenance de Mars, qui tomba sur la Terre voici 13 000 ans, contenait des molécules organiques, des minéraux et des éléments carbonatés, tous apparentés avec une vie bactérienne, et apportant la première "preuve de vie primitive sur l’ancienne Mars". Cette météorite fut découverte par les américains, en 1984, dans l’Antarctique. Cette trouvaille indique qu’une vie microbienne existait sur Mars il y a plus de 3 milliards d’années, quand la planète était plus humide et plus chaude. Toutefois, des scientifiques plus sceptiques mettent en garde contre les conclusions hâtives, et des membres officiels de la N.A.S.A. pensent qu’un examen scientifique plus rigoureux de cette preuve devrait être mené avant de pouvoir valider cette extraordinaire découverte. Mars a deux petits satellites, Phobos et Deimos, découverts en 1877, et que l’on peut voir avec un grand télescope quand la planète est proche de l’opposition. Phobos, le satellite le plus proche de Mars, a 27 km de long, et Deimos a 15 km de long. Tous deux ont des périodes de révolution sidérale égales à leur période orbitale; ils présentent ainsi toujours la même face a Mars. Deimos comprend quelques cratères peu élevés, recouverts de régolite dû aux chocs répétés avec d’autres corps. Phobos est également recouvert de régolite, mais ce satellite a une surface beaucoup plus accidentée et très cratérisée. Les astronomes pensent que Phobos pourrait tomber quelque part sur la surface martienne dans les prochaines 100 millions d’années, tandis que Deimos s’éloigne peu à peu de Mars. Ces deux satellites, de couleur très foncée, furent probablement constitués de chondrites carbonées (les chondres sont des assemblages sphériques silicates). Ce substrat primitif comprenait nombre des premiers matériaux d’accrétion de la nébuleuse solaire, lors de la formation du système solaire. On le rencontre également dans des satellites, des astéroïdes et des météorites. Le système jovien Jupiter est la plus grosse planète du système solaire, dont la masse représente près de 2,5 fois la somme de celles de toutes les autres planètes réunies. L’énergie rayonnée par Jupiter est le double de l’énergie reçue du Soleil; une chaleur acquise durant la période d’accrétion du gaz, tout comme celle provenant de sa contraction progressive. Jupiter possède aussi le plus puissant champ magnétique de toutes les planètes. Ce champ magnétique, qui vaut à Jupiter l’existence d’une magnétosphère très étendue, serait engendré par effet dynamo au sein du noyau de la planète. Jupiter est composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium qui, à l’état liquide et à l’état solide, ne peuvent se mélanger que dans certaines proportions. Aussi considère-t-on que l’intérieur de la planète comporte plusieurs couches bien différenciées. Le centre de Jupiter est probablement occupé par un noyau de roches, de plus de dix fois la masse de la Terre. La température y serait de l’ordre de 25 000 K. Un mélange liquide d’hydrogène-hélium entourerait le noyau, mélange comprimé sous forme métallique en raison de la forte pression des couches supérieures de la planète. En octobre 1989, la mission Galileo, destinée à orbiter pendant six ans autour de Jupiter, fut lancée par la N.A.S.A. Cette sonde spatiale, extrêmement complexe, divisée en deux composantes, une sonde principale, ou orbiteur, et un module de descente dans l’atmosphère, fut programmée pour l’étude complète du système jovien, grâce à divers instruments spécialisés (magnétomètre, instruments d’imagerie et de détection de particules, etc.). Vue avec un télescope, sa surface, fluide, est une épaisse atmosphère; on y discerne des bandes, alternativement sombres et brillantes, avec de nombreuses taches, plus ou moins rapidement changeantes. La caractéristique la plus remarquable de Jupiter est la fameuse Grande Tache rouge, un ouragan géant, de forme ovale, large comme trois fois la Terre, et qui est observé de la Terre depuis plus de 300 ans. Jupiter tourne rapidement sur son axe, sa période de rotation diurne étant de moins de dix heures. Cette rotation rapide explique l’aplatissement de Jupiter, le rayon équatorial étant plus grand que le rayon polaire, ce qui explique aussi sa forme d’ellipsoïde aplati. Du fait de sa forte masse, Jupiter et ses 16 satellites connus constituent une espèce de système solaire miniature, avec les phénomènes consécutifs à leur mouvement autour de la planète: éclipse, occultation ou passage sur le disque de Jupiter. Quant aux anneaux joviens, découverts par la mission américaine Voyager I en 1979, on sait maintenant qu’ils sont formés de particules qui appartiennent à la surface des satellites internes de Jupiter et ont été éjectées lors d’impacts de petits météroïdes sur ces satellites. Les quatre plus gros satellites de Jupiter furent les premiers objets du système solaire à avoir été découverts grâce à l’utilisation du télescope. Ils furent reconnus pour la première fois en 1610 par Galilée, d’où leur nom de satellites galiléens. Ce sont, dans leur ordre de distance croissante à la planète: Io, Europe, Ganymède et Callisto. Io est un monde rocheux et les couleurs vives (jaune-orange) de sa surface sont dues à des composés sulfureux. Le volcanisme de ce satellite, la plus grande découverte de la mission Voyager, résulte de marées gravitationnelles, provoquées sur Io par Jupiter, qui échauffent l’intérieur du satellite. Europe est constitué avant tout de roche, avec une couche de glace dont l’épaisseur est estimée entre 80 et 170 km. Sa surface, apparaissant plane, ne comporte pas beaucoup de cratères, ce qui signifie que d’importants remaniements de surface étaient à l’oeuvre sur Europe (on évalue son âge, en fonction du nombre de cratères, à quelques dix millions d’années seulement). Grâce aux clichés pris par Galileo (d’une résolution de quelques mètres seulement pour certains d’entre eux), qui s’en est approché de 584 km, on découvre des zones chaotiques analogues aux banquises terrestres, et l’on espère trouver une preuve définitive de la présence d’un océan sur Europe, ce qui constituerait la première preuve d’une présence d’eau liquide en dehors de la Terre dans le système solaire. Ganymède et Callisto sont des satellites froids, inactifs géologiquement parlant. Ils sont légèrement plus grands que Mercure. Tous deux ont des noyaux rocheux de la moitié de leur volume environ; l’extérieur est fait de glace. Ganymède est recouvert de taches claires et sombres; il présente des cratères de forme étrange, qui semblent montrer des signes d’activité cryovolcaniques. Mais l’une des plus importantes découvertes faites par Galileo fut celle d’une magnétosphère autour de Ganymède, qui prouve que ce satellite possède une activité interne. Sur Callisto, le spectromètre infrarouge de Galileo a détecté la présence de gaz carbonique en faible quantité près de la surface glacée, ce qui signifie que Callisto dégaze lentement en formant une atmosphère ténue. En décembre 2000, la mission de la N.A.S.A. Cassini/Huygens, lancée en octobre 1997, passe près de Jupiter, dans son voyage vers Saturne et Titan. Elle doit réaliser des observations impossibles à faire à partir du sol ou d’une orbite terrestre. La face nocturne de Jupiter, entre autres, est étudiée. Le système de Saturne Comme Jupiter, Saturne est une grande planète gazeuse, composée essentiellement d’hydrogène et d’hélium. Elle rayonne également plus de deux fois plus de chaleur qu’elle n’en reçoit du Soleil; cette source de chaleur est intérieure. Le champ magnétique de Saturne est 1 000 fois plus intense que celui de la Terre, mais pas aussi intense que celui de Jupiter. Saturne est la moins dense de tous les objets du système solaire: elle est presque aussi grosse que Jupiter, mais trois fois moins massive. Son noyau est semblable a celui de la planète jovienne. Les nuages de Saturne sont sans doute composés surtout de méthane et d’ammoniac. Cette planète est aussi celle qui est la plus aplatie aux pôles: son rayon vaut 60 628 km a l’équateur et 54 364 km aux pôles, ce qui correspond à un aplatissement de 10,8% (celui de la Terre vaut 0,34%). Mais Saturne est surtout célèbre pour ses anneaux, les plus spectaculaires du système solaire. Galilée les observa en 1610, mais ne les considéra pas comme des anneaux: il crut que Saturne était un planète triple. En 1655, l’astronome hollandais Christiaan Huygens identifia les anneaux de Saturne, en supposant que ces appendices étaient la partie visible d’un disque de matière mince, plat, séparé de la planète et situé sur le plan équatorial de celle-ci. Par la suite, les astronomes furent capables d’identifier des anneaux séparés. Les deux sondes américaines Voyager I et II révélèrent qu’on était en présence de dizaines de milliers d’anneaux, dont le diamètre est de 270 000 km et qui diffusent la lumière sur presque toute leur étendue. Ces anneaux sont formés d’une multitude de glace "sale" (glace mêlée à des poussières ou à des fragments minéraux), qui diffèrent surtout par la densité de matière et les dimensions des corps qu’ils contiennent. Les anneaux se présentent en groupes; les anneaux A, B, C, etc., en allant vers l’intérieur (la planète). Entre les anneaux brillants A et B, se trouve une large bande sombre, nommée division de Cassini. Les clichés des sondes Voyager ont également révélé d’étroites régions annulaires de différentes luminosités et opacités, ainsi que des structures non circulaires parmi lesquelles des "rayons" formant des angles dans l’anneau B, et des noeuds ou des tresses dans l’anneau F. On connait vingt satellites qui orbitent autour de Saturne. Le plus gros, Titan, mesure 5 150 km, soit un peu plus de la moitie du diamètre de la Terre; il est de taille intermédiaire entre celle de Mercure et celle de Mars. Titan est constitué pour moitié de roche et pour moitié de glace, son atmosphère est faite de méthane et de nitrogène, qui exerce une pression environ une fois et demie plus intense que la pression superficielle de l’atmosphère terrestre. Sa surface est très froide et obscurcie par de la brume légère. Il pourrait être recouvert d’océans de méthane liquide. Des conditions comparables a celle de la Terre primitive font que ce satellite intéresse aussi bien les planétologues, les climatologues, les géochimistes et les exobiologistes. Les six autres satellites majeurs sont Mimas, Encelade, Tethys, Dione, Rhea et Japet. La plupart d’entre eux ont des surfaces glacées et cratérisées. Encelade présente une surface lisse et brillante, apparemment, de la pure glace. Japet comporte une grande tache de matériau qui ressemble à de l’asphalte et qui recouvre l’hémisphère principal (le côté du satellite faisant face à la direction de son mouvement orbital). Les autres satellites de Saturne sont tous de petite taille, glacés et de formes irrégulières. En bordure de certains anneaux se trouvent de petits satellites dont les champs gravitationnels maintiendraient ces anneaux en d’étroites limites: aussi sont-ils nommés familièrement "satellites bergers". Uranus Uranus est une autre grosse planète gazeuse. Plus dense que Jupiter et Saturne, elle est composée d’hydrogène, d’hélium, d’importantes quantités d’eau, et probablement de méthane, d’ammoniac, de roche et de métal. La couleur bleu-gris d’Uranus est dûe à la présence de méthane dans son atmosphère supérieure. La température de celle-ci n’est que de 60 K environ, mais la température augmente dans les zones profondes de l’atmosphère. Sous d’épais nuages, un immense océan d’eau liquide aurait pu s’étendre. L’axe de rotation d’Uranus est incliné de 98 degrés par rapport à son axe orbital. Ainsi ses pôle Nord et pôle Sud pointent alternativement vers le Soleil durant les 84 années terrestres que dure sa révolution autour du Soleil. Contrairement aux autres planètes du système solaire, qui tournent sur elles-mêmes à la façon de toupies (leur axe de rotation est a peu près perpendiculaire au plan de leur orbite), Uranus tourne plutôt comme une roue: son axe est pratiquement dans le plan de son orbite autour du Soleil. On pense que cette orientation serait dûe à une collision entre Uranus, au cours de sa formation, et un autre corps, peut-être une grosse comète. Uranus a un champ magnétique qui est lui aussi tourné de 59 degrés par rapport à l’axe de rotation. On connait 15 satellites d’Uranus, composés principalement de glace et fortement cratérisés. Ils portent tous les noms de personnages des pièces de William Shakespeare. Les cinq plus importants sont Miranda, Ariel, Umbriel, Titania et Oberon. La surface d’Oberon (le plus éloigné de la planète) est très ancienne et très cratérisée, ce qui signifie que ce satellite fut géologiquement inactif pendant la plus grande partie de son existence. Titania ne comporte que de petits cratères et témoigne d’une ancienne activité géologique. Ariel et Umbriel sont respectivement les plus brillants et les plus sombres des satellites. La surface d’Ariel est jeune, avec quelques petits cratères, de nombreuses failles et quelques coulées apparentes de glace. Umbriel est très sombre et très cratérisée; l’obscurité de sa surface témoigne de sa relative jeunesse, tandis qu’un grand nombre d’impacts correspond à des terrains anciens. Miranda, le plus petit et le plus proche de la planète, comprend en partie des terrains jeunes hérissés de crêtes et d’escarpements, avec des régions curieusement façonnées, à angles prononcés, qui ressemblent à celles du Ganymède de Jupiter. On y trouve aussi des très vieilles surfaces fortement cratérisées. Une activité géologique aussi intense est très inhabituelle pour un si petit corps glace. Miranda pourrait avoir été brisé plus d’une fois par une collision avec une comète ou un autre satellite, pour se remodeler a chaque fois par accrétion et générer cet étrange brouillamini de terrains que nous observons aujourd’hui. Uranus a un système d’anneaux fins et étroits qui, contrairement à ceux de Saturne, sont extrêmement sombres; la plus grande partie des particules qui les composent n’est donc pas recouverte de glace. Ils n’ont pas tous la même épaisseur et, à certains endroits, ils sont si minces qu’ils disparaissent. Il semble que les anneaux uraniens soient relativement jeunes par rapport à ceux de Saturne et qu’ils soient encore en train de se former. Voyager II a révélé deux petits "satellites bergers" orbitant près des anneaux. Des neuf anneaux qui ont été décelés, l’anneau epsilon est le plus éloigné (à 50 000 km de la planète), le plus brillant et le plus large. Certains astronomes pensent que le matériau sombre des anneaux et des petits satellites, et probablement la surface sombre d’Umbriel, pourrait être du matériau chondritique carbonacé. Neptune On ne savait pas grand-chose de la planète Neptune, découverte en 1846, jusqu’à ce que la mission Voyager II nous en apprenne davantage. Sa masse et sa composition ressemblent a celles d’Uranus. C’est la plus dense des géantes gazeuses, une énorme boule d’eau et de roche fondue, qui est entourée par une atmosphère d’hydrogène, d’hélium et de méthane, lequel, absorbant les rayonnements rouges, confère a Neptune sa couleur vert-bleu. Comme les autres planètes gazeuses, elle a une période de rotation rapide (16,1 h), et son diamètre est légèrement plus grand a l’équateur qu’aux pôles. Sa température atmosphérique est de l’ordre de 60 K, plus élevée que celle attendue pour un corps qui s’éloigne du Soleil (4,5 milliards de kilomètres). Sa haute température serait le signe d’une autre source de chaleur, probablement interne. Son noyau serait de roche, entouré de glace et de méthane liquide, eux-mêmes enveloppés de gaz d’hydrogène et d’hélium. On connait huit satellites de Neptune. Le plus gros, Triton, tourne autour de son orbite dans le sens oppose a la rotation de la planète. Néréide, le deuxième pour ce qui est de la taille, a un mouvement direct, mais son orbite est très excentrique. En réalité, et d’après de récentes informations, Uranus et Neptune, par leurs conditions de pression et de température et par leur composition carbonée, pourraient abriter une colossale quantité de diamant sous forme solide et liquide… de quoi faire rêver les petits terriens que nous sommes.Pluton et Charon Pluton fut découvert en 1930, et Charon, son satellite, en 1978. Pluton est plus petit que la plus petite des planètes, Mercure (4 878 km de diamètre), composée a 97% d’azote, et recouverte de méthane gelé (qui réfléchit la lumière solaire). Jusqu’a cette découverte, en 1992, on pensait que la planète était faite de glace et de roche. Charon (1 200 km de diamètre) n’a pas retenu le méthane, et parait beaucoup plus sombre que Pluton. La masse globale de Pluton et de Charon est 450 fois plus petite que celle de la Terre. Les importantes variations d’éclat de Pluton laissent penser que sa surface est irrégulière. Ces discontinuités de l’éclat stellaire furent utiles aux astronomes pour déterminer la période de rotation sidérale : 6 jours, 9 heures et 17 minutes. L’orbite de Pluton est la plus excentrique des orbites planétaires. A son périhélie, Pluton est plus proche du Soleil que Neptune. L’orbite excentrique de Pluton et ses ressemblances physiques avec d’autres satellites faits de glace ont d’abord conduit certains astronomes a penser que Pluton n’avait pas la même origine que les autres planètes. D’autres estiment que Pluton pourrait appartenir a la ceinture de Kuiper, un ensemble de comètes de courte période; il en serait alors l’objet le plus brillant et le plus gros. Finalement, Pluton n’est plus une planète et a disparu des manuels scolaires en tant que telle. Le mouvement des planètes Les planètes decrivent autour du Soleil des orbites planes qui sont des ellipses dont le Soleil occupe un des foyers. Elles se meuvent dans la meme direction, dans le sens contraire des aiguilles d’une montre (vues du pole Nord terrestre). C’est en se fondant sur les observations de Copernic et de Tycho Brahe, que l’astronome Johannes Kepler fit, au debut du XVIIe siecle, des mesures tres precises et enonca les trois lois celebres qui portent son nom. La premiere : les planètes decrivent des orbites elliptiques dont le Soleil occupe un foyer. La deuxieme, ou loi des aires : le rayon vecteur balaye des aires proportionnelles au temps. Ainsi, les planètes se deplacent plus rapidement quand leurs orbites les rapprochent du Soleil, et plus lentement quand elles en sont plus eloignees. La troisieme : les carres des temps de revolution (temps T necessaire a une planète pour faire le tour complet du Soleil) sont entre eux comme les cubes des demi-grands axes. Outre leur rotation orbitale, toutes les planètes tournent autour de leur axe. La plupart tournent d’ouest en est; seules Venus, Uranus (et Pluton qui n’est pas une planète) tournent d’est en ouest. L’axe de rotation de toutes les planètes (hormis Uranus et Pluton) est plus ou moins perpendiculaire au plan de l’ecliptique. (Observe de le Terre, le mouvement des planètes, appele mouvement apparent, se complique par sa combinaison avec le mouvement orbital de la Terre elle-meme et un axe legerement incline. La Terre tourne d’ouest en est; ainsi, etoiles et planètes paraissent se lever chaque matin a l’est, et se coucher chaque soir a l’ouest. Si l’on observe chaque soir au meme moment une planète, on s’apercevra qu’elle apparait generalement dans le ciel un peu plus a l’est de la position qu’elle occupait la veille. Neanmoins, periodiquement, certains soirs, une planète semblera changer de direction, a savoir qu’elle se deplacera legerement vers l’ouest par rapport a sa position precedente. Quand un objet celeste se deplace d’est en ouest, on parle de sens retrograde. Il s’agit d’un mouvement apparent : en fait, c’est la Terre qui tourne sur elle-meme alors que la sphere celeste est immobile (on peut constater ce phenomene lorsqu?un train quitte une gare : on a l’impression qu’il est immobile et que c’est le train stationnant sur la voie voisine qui est en mouvement). Peu importe de savoir ce qui est en mouvement et ce qui est immobile : concernant l’astronomie des apparences, ce sont les memes mesures (des astres par rapport a la Terre), au sens pres. Ainsi, la Terre tourne d’ouest en est, et le Soleil semble tourner en une journee d’est en ouest. Les satellites orbitant autour des planètes suivent les mêmes lois de mouvement orbital que les planètes, et leurs plans orbitaux coïncident presque avec ceux des planètes autour desquelles ils orbitent. La plupart des satellites, dont la Lune pour la Terre, tourne une fois autour de leur axe a chaque révolution autour de la planète. Ils présentent ainsi toujours la même face a la planète. Ce petit tour d’horizon de notre système solaire nous montre à quel point la diversité fait partie de notre environnement. De plus, contrairement à ce que l’on peut voir écrit dans diverses littératures, le système solaire et ses planètes ne sont pas bien connues, de manière générales, nous ne sommes qu’au degré zéro de la connaissance. Cela est vrai en particulier pour notre lieu de vie: la Terre.   http://notreenvironnement.blogspot.com/