Astronomie

Distance moyenne au soleil: 2 870 990 000km (19 ua)
Diamètre: 51 118
Masse(terre=1): 17
Rotation: 0.742 jour terrestre
Révolution: 84.01 années terrestres
Satellites: 15 (Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon)
Densité (eau=1): 1.29

La planète Uranus fut découverte par hasard par William Herschel en 1781.
Son diamètre en fait la troisième plus grosse planète du système solaire.
L'atmosphère d'Uranus est principalement constituée d'hydrogène, d'hélium (environ 12%), et d'une faible proportion de méthane, soit une composition vraisemblablement très proche de celle de la nébuleuse qui fut à l'origine du Système solaire. Dans un télescope ou une lunette astronomique, la planète apparaît comme un petit disque vert bleuâtre, avec un mince contour vert. Comparée à la Terre, Uranus a une masse 14,5 fois plus élevée, un volume 67 fois plus important et une gravité plus forte d'un facteur 1,17. Toutefois, son champ magnétique ne vaut qu'un dixième de celui de la Terre, et l'axe magnétique est incliné de 55° par rapport à l'axe de rotation de la planète, ce qui est une autre originalité d'Uranus. Enfin, la densité d'Uranus est sensiblement égale à 1,2 fois celle de l'eau.

Un système de neuf anneaux elliptiques entourant la planète dans son plan équatorial a été décelé depuis la Terre en 1977. Ils sont tous très fins, leur épaisseur n'excédant pas 20 à 30 m, et très étroits pour la plupart (quelques kilomètres de largeur, sauf pour le plus extérieur d'entre eux, dont la largeur varie entre 20 et 100 km). Ces neufs anneaux sont localisés dans une région s'étendant de 42 000 à 51 000 km du centre d'Uranus. Deux anneaux supplémentaires, dont l'un est beaucoup plus large (2 500 km) ont été découverts en janvier 1986 grâce à des images prises par la sonde Voyager 2.

En plus de ses anneaux, Uranus possède quinze satellites. Tous tournent dans le plan équatorial d'Uranus et se déplacent dans le sens de la rotation de la planète. Cinq d'entre eux furent découverts de la Terre, l'existence des dix autres ayant ensuite été révélée par Voyager 2. Les deux plus gros satellites, Obéron et Titania, ont été découverts par William Herschel en 1787, l'astronome anglais William Lassell ayant découvert Ariel et Umbriel en 1851, tandis que Miranda ne fut découvert qu'en 1948 par l'astrophysicien américain d'origine néerlandaise Gerard Kuiper (il découvrit également l'année suivante Néréide, deuxième satellite de Neptune). Anneaux et satellites d'Uranus présentent une surface très sombre, ce qui laisse présager qu'ils sont constitués de matière carbonée.

Distance moyenne au soleil: 4 504 300 000 (30 ua)
Diamètre: 49492
Masse(terre=1):17
Rotation:0.802 jour terrestre
Révolution: 164.79 annèes terrestres
Satellites: 8 (Naiad, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Proteus, Triton, Nereid)
Densité (eau=1):1.64

La découverte de Neptune a été l'un des triomphes de l'astronomie mathématique. En 1846, pour rendre compte de perturbations dans l'orbite de la planète Uranus, l'astronome français Urbain Joseph Le Verrier montra l'existence et détermina la position d'une nouvelle planète. Le 23 septembre de la même année, à l'observatoire de Berlin, l'astronome allemand Johann Galle découvrit la planète à moins de 1° de la position indiquée par Le Verrier. Parallèlement, l'astronome britannique John Adams postula également l'existence de Neptune et en détermina les caractéristiques orbitales, mais le directeur de l'observatoire de Greenwich de l'époque ne tint pas compte de son travail.

La planète est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium. Elle contient un noyau énorme de roche liquide, d'eau, d'ammoniac et de méthane qui représente les deux tiers du diamètre. Le tiers externe est composé d'hydrogène, d'hélium, d'eau et de méthane.
Neptune apparaît bleue du fait de la présence de méthane. Son atmosphère est plus active que celle d'Uranus. On y voit de longs nuages blancs composés de cristaux de glace de méthane et des grandes taches bleues due à des ouragans similaires à ceux Jupiter.

Neptune est entourée de cinq minces anneaux : il s'agit en fait d'arcs de matière tournant inlassablement autour de la planète, découverts entre 1984 et 1985 en observant depuis la Terre l'occultation d'étoiles par Neptune. Notons enfin que le champ magnétique de Neptune est incliné de plus de 50° par rapport à son axe de rotation.

Distance moyenne au soleil:5 913 520 000km
Diamètre: 2320km
Masse(terre=1):0.02
Rotation:0.267 jour terrestre
Révolution:248.54 années terrestres
Satellites: 1(Charon)
Densité (eau=1): 2.03

La découverte de Pluton résulte des calculs des astronomes américains William H. Pickering et Percival Lowell. Au début du siècle, pour expliquer les légères perturbations des trajectoires d'Uranus et de Neptune, les deux astronomes supposèrent l'existence d'une planète située au-delà de Neptune. Après de nombreuses observations du ciel, l'astronome américain Clyde William Tombaugh découvrit (en 1930) Pluton — du nom de l'astronome Percival Lowell. Visible seulement à travers les plus grands télescopes, Pluton est très difficile à discerner. Dans la nuit du 28 au 29 avril 1965, Pluton passa devant une étoile connue, permettant ainsi d'estimer le diamètre de la planète à moins de 6 800 km. En 1976, des études spectographiques montrèrent que son diamètre est inférieur à 3 500 km. Enfin, en 1978, on découvrit son satellite, Charon, de 1 200 km de diamètre. Celui de Pluton fut estimé à 2 320 km.

En mars 2004, des astronomes ont annoncé la découverte d'une « dixième planète », observée pour la première fois le 14 novembre 2003 dans la constellation de la Baleine.

Voilà plus de deux ans que Michael E. Brown et son équipe du California Institute of Technology (Pasadena) scrutent le ciel à la recherche de tout corps céleste évoluant aux confins de notre système solaire. Leurs efforts ont été récompensés : le 14 novembre 2003, grâce au télescope Samuel Oschin du mont Palomar (Californie), les chercheurs débusquent un petit point faiblement lumineux se déplaçant très lentement dans la constellation de la Baleine...

Étudié sous toutes ses coutures par différents instruments terrestres et spatiaux (en particulier le télescope spatial infrarouge Spitzer), l'objet, baptisé officiellement 2003 VB12, semble cumuler tous les records.

Avec un diamètre compris entre 1300 et 1700 km, c'est le plus gros corps céleste découvert dans le système solaire depuis Pluton en 1930 (2300 km de diamètre). C'est aussi le plus lointain jamais observé puisqu'il évolue actuellement à une distance de 90 UA.

En raison de cet éloignement, c'est également le plus froid : sa température n'excède vraisemblablement pas -240°C ! Une raison pour laquelle ses découvreurs l'ont surnommé Sedna, en hommage à une déesse Inuit vivant dans les profondeurs glacées de l'océan.

De la faible lueur qui nous parvient, les chercheurs ont pu déterminer que Sedna est vraisemblablement sphérique, que sa couleur est rouge, « beaucoup plus que Mars », qu'elle se compose essentiellement de roches, de glaces d'eau et de méthane. Enfin, Sedna semble tourner sur elle-même en un peu plus de 20 jours.

Problème sémantique

Sedna tourne autour du soleil (en 10 500 ans !) ; sa taille est relativement importante ; sa composition n'est guère différente de celle de Pluton... aurions-nous donc affaire à la dixième planète du système solaire ? Encore faudrait-il pouvoir définir précisément ce qu'est une planète !

« La notion de planète est plutôt floue, reconnaît Alain Doressoundiram, astrophysicien à l'observatoire de Paris. Ce n'est pas une question de taille puisque certains astéroïdes dépassent les 1000 km sans pour autant être considérés comme des planètes. Ce n'est pas non plus une question d'atmosphère, puisque plusieurs satellites de Jupiter en disposent... Autant dire qu'à l'heure actuelle, la définition exacte d'une planète n'existe pas. »

Un système solaire de plus en plus complexe

Il y a encore quelques décennies, cette ambiguïté n'existait pas : à l'exception des astéroïdes et des comètes, tout corps orbitant autour du Soleil était considéré comme planète. Ainsi, en 1930, lors de la découverte de Pluton, personne n'a remis en cause le statut de cette nouvelle planète, seul objet alors connu au-delà de Neptune.

Mais Pluton était-elle vraiment seule ? Au début des années 50, plusieurs astronomes ont émis l'idée que des amas d'objets devaient exister aux confins du système solaire.

En étudiant certaines comètes et en cherchant à déterminer leur origine, l'astronome Hollandais Jan Hendrik Oort supposait ainsi en 1950 qu'il devait exister un « nuage », une sorte de cocon sphérique situé à environ 50 000 UA du soleil, abritant des milliards de petits corps glacés.
Quelques années plus tard, Gerard Kuiper, un autre astronome hollandais, estimait que de petits objets (repoussés pour la plupart par les planètes géantes) devaient former une ceinture au-delà de Neptune, à une distance comprise entre 30 UA et 50 UA du soleil. Depuis 1992, 800 de ces objets ont pu être découverts. Et il a bien fallu se résoudre à considérer Pluton comme l'un de ces « transneptuniens » (objets situés au-delà de l'orbite de Neptune), le plus gros.

Dès lors, comment qualifier Pluton ? « C'est un choix purement arbitraire, reconnaît Alain Doressoundiram. Mais si l'on doit considérer Pluton, ou même Sedna, comme des planètes, alors notre système solaire en compte des centaines ! » On leur préfèrera donc le qualificatif de planètes mineures ou encore de planétoïdes. Néanmoins, pour des raisons historiques, Pluton ne perdra vraisemblablement jamais son statut.

Oort ou Kuiper ?

Sedna est donc un planétoïde, « le plus gros transneptunien après Pluton » selon ses découvreurs. Reste un problème à résoudre : à quel « réservoir » Sedna appartient-elle ? Oort ou Kuiper ?

Son éloignement au soleil (qui peut atteindre 800 UA) et la forme particulièrement elliptique de son orbite pourraient laisser penser que Sedna appartient au nuage de Oort. Le planétoïde est néanmoins trop massif et encore trop proche du soleil pour appartenir à cette catégorie. À moins que le nuage de Oort soit plus proche qu'on ne l'imaginait...

Kuiper, donc ? Bien qu'évoluant sur un plan proche de celui des planètes (« l'écliptique ») et ayant une morphologie comparable à celle des objets connus de la ceinture de Kuiper, Sedna semble cette fois-ci trop éloignée et son orbite beaucoup trop elliptique...

« On ne s'attend pas à trouver un objet aussi gros sur une telle orbite, résume ainsi Alain Doressoundiram. Tout porte à croire que Sedna ne s'est pas formée là où elle se trouve actuellement. Nos hypothèses nous laissent penser que Sedna appartenait à l'origine à la ceinture de Kuiper et qu'elle en a été éjectée. »

Comment ? « Probablement à cause du passage d'une étoile à moins de 800 UA du soleil qui a chahuté la ceinture de Kuiper», explique le chercheur. C'est d'ailleurs selon ce même principe qu'on explique la venue de certaines comètes en provenance du nuage de Oort.

Mais pour confirmer cette hypothèse, il faudra trouver et étudier toujours plus d'objets transneptuniens. Rassurez-vous, la moisson ne semble pas prête de s'arrêter : déjà, un nouvel objet (2004 DW) vient d'être découvert qui pourrait être encore plus massif que Sedna. Son orbite semble cependant beaucoup plus classique.

Diamètre: 1 400 000km
Masse: 2000 milliards de milliards de milliards de kg
Conposition: hydrogene=74.09%
Helium=25%
reste(element plus lourds)=0.1%

Bien qu'il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s'en rendent finalement compte, le Soleil n'est pas un astre particulier de l'Univers, mais simplement une étoile comme les autres. La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité à notre planète. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l'environnement proche avec précision. En plus de son intérêt propre, l'étude du Soleil constitue donc également un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Structure interne

L'intérieur du Soleil étant inaccessible à l'observation, il faut recourir à des constructions théoriques pour décrire les phénomènes qui s'y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l'intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le noyau est la partie dans laquelle l'énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25% du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60% de la masse totale de notre étoile.

Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55% du rayon du Soleil. Dans cette région, l'énergie créée dans le noyau est transportée vers l'extérieur par les photons. Ce mode de transport est très lent car les photons sont constamment absorbés puis réémis par toutes les particules présentes. On estime ainsi que le temps mis par un photon pour sortir du Soleil est de plusieurs centaines de milliers d'années, alors qu'il suffirait de quelques secondes s'il n'y avait pas d'obstacle en chemin.

Continuons notre voyage vers l'extérieur du Soleil, En quittant la photosphère, nous pénétrons dans une couche très ténue appelée la chromosphère. Cette couche a une épaisseur de quelques milliers de kilomètres et la température y remonte de 4000 à 10 000 kelvins. Du fait de sa très faible densité, un millionième de celle de la photosphère, cette couche est quasiment transparente et donc invisible en plein jour. Elle est néanmoins observable lors des éclipses de Soleil et apparaît alors comme un anneau rougeâtre très mince qui entoure le disque lunaire
Un moyen relativement simple d'étudier la chromosphère sans attendre une éclipse est d'observer le Soleil dans une longueur d'onde particulière correspondant à une raie de l'hydrogène appelée H alpha. Dans cette longueur d'onde, les atomes d'hydrogène de la chromosphère absorbent la lumière de la photosphère et la réémettent vers l'extérieur. En observant ainsi le Soleil, la photosphère est donc invisible et seule la chromosphère apparaît.
Ce type d'observation a en particulier montré que la chromosphère est loin d'être uniforme. Sa frontière extérieure est surmontée d'une multitude de pics verticaux, appelés spicules, qui vivent en moyenne pendant une dizaine de minutes. Il s'agit de jets de gaz éjectés de la chromosphère à une vingtaine de kilomètres par seconde et qui pénètrent la région extérieure sur plusieurs milliers de kilomètres.

La couronne solaire

En continuant à nous éloigner du Soleil nous atteignons la frontière externe de la chromosphère, à quelques milliers de kilomètres de la surface. A ce moment, la température se met soudain à augmenter de manière vertigineuse pour atteindre très rapidement quelques centaines de milliers de kelvins : nous sommes entrés dans la couronne solaire. Cette région s'étend sur des millions de kilomètres et est très variable. Elle est encore moins dense que la précédente, de l'ordre d'un dix milliardième de la densité de la photosphère. Sa température est extrême, atteignant au maximum quelques millions de kelvins.
L'un des phénomènes les plus spectaculaires au niveau de la couronne est la formation de protubérances. Il s'agit de gigantesques colonnes, constituées de gaz moins chaud mais plus dense que celui de la couronne, qui naissent près de la surface et peuvent s'étendre sur des centaines de milliers de kilomètres. Certaines, qualifiées de quiescentes, prennent une forme d'arche et peuvent subsister pendant plusieurs mois. D'autres, qualifiées d'éruptives, sont plutôt verticales et évoluent rapidement en quelques minutes. Les protubérances sont observables soit au-delà du disque solaire, sous forme de longues flammes brillantes, soit sur le disque, où elles apparaissent très sombres par contraste avec le fond brillant et on les appelle alors aussi des filaments.
La couronne est parfois agitée par des phénomènes encore plus violents appelés les éruptions solaires. En quelques minutes, de petites régions de la couronne interne voient leur température grimper jusqu'à cinq millions de kelvins et rester à ce niveau pendant près d'une heure. Pendant cette période, ces régions très localisées peuvent libérer une fraction significative de l'énergie qu'émet le Soleil tout entier. De plus, les éruptions sont très souvent accompagnées d'éjections de masse coronale. Des milliards de tonnes de matière sont alors projetés vers le milieu interplanétaire à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde.
D'autres détails sur les processus en jeu dans la couronne nous ont été apportés par des observations dans les rayons X. En effet, comme le gaz coronal se trouve à une température de plusieurs millions de kelvins, c'est dans ce domaine de longueur d'onde qu'il émet le plus de rayonnement. De telles observations ne peuvent évidemment se faire que depuis l'espace. Plusieurs instruments spatiaux ont donc été lancés pour les mener à bien, avec en particulier la station américaine Skylab au milieu des années 1970, le satellite SMM dans les années 1980 et la sonde européenne SOHO en 1995.
Les observations dans les rayons X ont montré que la répartition de gaz dans la couronne est très inhomogène. Elles ont en particulier identifié deux types particuliers de régions. D'abord les régions actives, des zones très brillantes dans les rayons X, qui sont soumises à un champ magnétique intense et sont probablement liées aux taches solaires de la photosphère. Ensuite, les trous coronaux, des régions peu lumineuses dans les rayons X, dans lesquelles densité et température du gaz sont plus faibles que la moyenne. C'est par ces trous coronaux que la plupart des particules énergétiques transitent avant de quitter le Soleil.

Le vent solaire

Comme la température est extrêmement élevée dans la couronne, la vitesse d'agitation des particules est si grande que celles-ci peuvent échapper à l'attraction du Soleil. Même en période de calme relatif, une grande quantité d'électrons, de protons et autres particules énergétiques - environ deux millions de tonnes de matière par seconde - s'échappe du Soleil et se perd dans le milieu interplanétaire. Au fur et à mesure que l'on s'éloigne de notre étoile, la couronne ressemble ainsi de moins en moins à une atmosphère et se métamorphose en un flux continu de particules appelé le vent solaire. Comme la densité et la pression du gaz décroissent avec la distance au Soleil, les particules gagnent petit à petit en vitesse, jusqu'à largement dépasser celle du son. Au niveau de la Terre, leur vitesse est de l'ordre de 500 kilomètres par seconde, avec une densité d'une dizaine de particules par centimètre cube.
En continuant à nous éloigner vers l'extérieur, nous arrivons ensuite à ce que l'on peut considérer comme la surface du Soleil, bien qu'il ne s'agisse pas réellement d'une limite bien définie. Cette région de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur est appelée la photosphère. La température n'y baisse que légèrement, de 6000 à 4000 kelvins, mais la densité y décroît très rapidement. Pour cette raison, toutes les couches de gaz situées au-delà sont très ténues donc transparentes. Ainsi, la photosphère est la dernière couche opaque et brillante et c'est elle que nous voyons lorsque nous regardons le Soleil. De plus, comme la chute de densité est très rapide, les contours de cette région sont bien définis, ce qui explique que le disque solaire possède un contour bien net plutôt que des limites floues.
La surface du Soleil est loin d'être uniforme. Les observations à haute résolution montrent en effet que la photosphère présente un aspect granuleux. A tout instant, des millions de grains sont visibles sur le disque solaire, avec une taille moyenne d'un millier de kilomètres. Des images successives montrent de plus que l'aspect de la surface varie très rapidement car chaque grain ne vit que quelques minutes.
Le cycle de 11 ans des taches solaires est lié à la présence d'un champ magnétique combinée à deux autres phénomènes : la rotation différentielle du Soleil et les mouvements de convection près de sa surface. Par rotation différentielle, il faut comprendre que notre étoile ne tourne pas sur elle-même en bloc comme un corps rigide. Au contraire, chaque zone de latitude donnée tourne à une vitesse différente des autres. Par exemple, près des pôles, un tour complet s'effectue en 35 jours, alors qu'il ne dure que 25 jours près de l'équateur solaire.

Le soleil est très agité comme vous pouvez le voir sur cette vidéo qui se déroule entre mai 2003 et janvier 2004 FONCTIONNE UNIQUEMENT AVEC REAL PLAYER cliquer ici
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