Planètes système solaire

Planètes et planètes naines du Système solaire. Les tailles sont à l'échelle mais les distances sont extrêmement compressées. Les plans orbitaux ont été modifiés avec la licence artistique d'aligner les planètes et les planètes naines sur deux lignes différentes. L'ordre est respecté pour les distances moyennes au Soleil. (Pluton peut se trouver plus près du Soleil que Neptune mais sa distance moyenne est plus grande). Notez aussi que l'éclairement des planètes ne correspond pas à celle du diagramme avec le Soleil sur la gauche.

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By http://commons.wikimedia.org/wiki/User:Cmglee [CC0], via Wikimedia Commons

Montage présentant les composants principaux du Système solaire (échelle non respectée), de gauche à droite : Pluton, Neptune, Uranus, Saturne, Jupiter, la ceinture d'astéroïdes, le Soleil, Mercure, Vénus, la Terre et la Lune, et Mars. Une comète est également représentée sur la gauche.

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Harman Smith and Laura Generosa (nee Berwin), graphic artists and contractors to NASA's Jet Propulsion Laboratory. — http://www.nasa.gov/

suite: MERCURE & VENUS

1 Unité Astronomique (UA) = 149600000 km

Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la moins massive du Système solaire1. Son éloignement au Soleil est compris entre 0,3075 et 0,4667 UA(46002000 et 69818320 KM), ce qui correspond à une excentricité orbitale de 0,2056 — plus de douze fois supérieure à celle de la Terre, et de loin la plus élevée pour une planète du système solaire.

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Mercure est une planète tellurique, comme le sont également Vénus, la Terre et Mars. Elle est près de trois fois plus petite et presque vingt fois moins massive que la Terre mais presque aussi dense qu'elle, avec une gravité de surface pratiquement égale à celle de Mars, qui est pourtant près de deux fois plus massive. Sa densité remarquable — dépassée seulement par celle de la Terre, qui lui serait d'ailleurs inférieure sans l'effet de la compression gravitationnelle — est due à l'importance de son noyau métallique, qui occuperait plus de 40 % de son volume, contre seulement 17 % pour la Terre.

L'atmosphère de Mercure est quasi inexistante ; on n'en décèle que quelques traces. Elle est extrêmement ténue à cause de la température très élevée de la surface et de la faible gravité de la planète, à tel point que les molécules de gaz de l'« atmosphère » entrent plus souvent en collision avec la surface de la planète qu'avec d'autres molécules de gaz. Il est d'ailleurs plus approprié de parler de l'exosphère21, commençant dès la surface de Mercure, directement « ouverte » sur l'espace, que de son « atmosphère ». Dans la plupart des cas, on peut la négliger et considérer Mercure comme privée d'atmosphère.

Cette exosphère est principalement composée de potassium (31 %), de sodium (25 %) et d'oxygène (9,5 %). On y trouve aussi des traces d'argon, de néon, d'hydrogène et d'hélium22.

Vénus est la deuxième planète du Système solaire en partant du Soleil, et la sixième par masse ou par taille décroissantes.

La planète Vénus a été baptisée du nom de la déesse Vénus de la mythologie romaine.

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La distance de Vénus au Soleil est comprise entre 0,718 et 0,728 UA(107412800  et 108908800 km), avec une période orbitale de 224,7 jours. Vénus est uneplanète tellurique, comme le sont également Mercure, la Terre et Mars. Elle possède un champ magnétique très faible et n'a aucun satellite naturel. Elle est, avec Uranus, l'une des deux seules planètes du Système solaire dont la rotation est rétrograde, et la seule ayant une période de rotation (243 jours) supérieure à sa période de révolution. Vénus présente en outre la particularité d'être quasiment sphérique — son aplatissement peut être considéré comme nul — et de parcourir l'orbite la plus circulaire des planètes du Système solaire, avec une excentricité orbitale de 0,0068 (contre 0,0167 pour la Terre).

Vénus est presque aussi grande que la Terre — son diamètre représente 95 % de celui de notre planète — et a une masse équivalente aux quatre cinquièmes de celle de la Terre. Sa surface est dissimulée sous d'épaisses couches de nuages très réfléchissants qui lui confèrent un albédo de Bond de 0,75 et une magnitude apparente dans le ciel pouvant atteindre -4,6, valeur dépassée uniquement par la Lune et le Soleil. Étant plus proche du Soleil que la Terre, elle présente des phases au même titre que la Lune et Mercure selon sa position relative par rapport au Soleil et à la Terre, son élongation ne dépassant jamais 47,8°.

L'atmosphère de Vénus est la plus épaisse de celle de toutes les planètes telluriques, avec une pression au sol atteignant 9,3 MPa(91,8 atm) au niveau de référence des altitudes vénusiennes. Cette atmosphère est composée d'environ 96,5 % de dioxyde de carbone et 3,5 % d'azote, avec de faibles concentrations de dioxyde de soufre et de divers autres gaz. Elle contient d'épaisses couches nuageuses opaques constituées de gouttelettes de dioxyde de soufre et d'acide sulfurique surmontées d'une brume de cristaux de glace d'eau qui donne à la planète son aspect laiteux lorsqu'on l'observe depuis l'espace. Ces nuages réfléchissent l'essentiel du rayonnement solaire, de sorte que la puissance solaire parvenant au sol sur Vénus représente moins de 45 % de celle reçue au sol sur Terre, et est même inférieure d'un quart à celle reçue à la surface de la planète Mars1.

L'atmosphère de Vénus est près de cent fois plus massive que celle de la Terre et possède une dynamique propre, indépendante de la planète elle-même, avec une super-rotation dans le sens rétrograde en quatre jours terrestres, ce qui correspond à une vitesse linéaire au sommet des nuages d'environ 100 m/s (360 km/h) par rapport au sol. Compte tenu de sa composition et de sa structure, cette atmosphère génère un très puissant effet de serre à l'origine des températures les plus élevées mesurées à la surface d'une planète du Système solaire : près de 740 K (environ 465 °C) en moyenne à la surface — supérieures à celles deMercure, pourtant plus proche encore du Soleil, où les températures culminent à 700 K (environ 425 °C) — et ceci bien que l'atmosphère ne laisse passer que le quart de l'énergie solaire incidente.

 

 

La Terre est une planète du Système solaire, la troisième au regard de la distance au Soleil. Il s'agit de la cinquième planète la plus grande, tant en taille qu'en masse, dans le Système solaire et la plus massive des planètes telluriques de ce système planétaire.

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La Terre est une planète tellurique, c'est-à-dire une planète essentiellement rocheuse à noyau métallique, contrairement aux géantes gazeuses, telles que Jupiter, essentiellement constituées de gaz légers (hydrogène et hélium). Il s'agit de la plus grande des quatre planètes telluriques du Système solaire, que ce soit par la taille ou la masse. De ces quatre planètes, la Terre a aussi la masse volumique globale la plus élevée, la plus forte gravité de surface, le plus puissant champ magnétique global, la vitesse de rotation la plus élevée38 et est probablement la seule avec une tectonique des plaques active39.

La surface externe de la Terre est divisée en plusieurs segments rigides, ou plaques tectoniques, qui se déplacent lentement sur la surface sur des durées de plusieurs millions d'années. Environ 71 % de la surface est couverte d'océans d'eau salée, les 29 % restants étant des continents et des îles. L'eau liquide, nécessaire à la vie telle que nous la connaissons, est très abondante sur Terre, et aucune autre planète n'a encore été découverte avec des étendues d'eau liquide (lacs, mers, océans) à sa surface.

La Terre est entourée d'une enveloppe gazeuse qu'elle retient par attraction gravitationnelle : l'atmosphère. L'atmosphère de la Terre est intermédiaire entre celle, très épaisse, de Vénus, et celle, très ténue, de Mars. La pression atmosphérique au niveau de la mer est en moyenne de 101 325 Pa, soit 1 atm par définition92. L'atmosphère est constituée de 78,09 % d'azote, 20,95 % d'oxygène, 0,93 % d'argon et 0,039 % de dioxyde de carbone, ainsi que de divers autres gaz dont de la vapeur d'eau. La hauteur de la troposphèrevarie avec la latitude entre 8 kilomètres aux pôles et 17 kilomètres à l'équateur avec quelques variations résultant de facteurs météorologiques et saisonniers.

Le champ magnétique terrestre a pour l'essentiel la forme d'un dipôle magnétique avec les pôles actuellement situés près des pôles géographiques de la planète. À l'équateur du champ magnétique, son intensité à la surface terrestre est de 3,05 × 10-5 T, avec un moment magnétique global de 7,91 × 1015 T m107. Selon la théorie de la dynamo, le champ est généré par le cœur externe fondu où la chaleur crée des mouvements de convection au sein de matériaux conducteurs, ce qui génère des courants électriques. Ceux-ci produisent le champ magnétique terrestre. Les mouvements de convection dans le noyau externe sont organisés spatialement selon un mode spécifique de cette géométrie (colonnes de Busse), mais présentent néanmoins une composante temporelle relativement chaotique (au sens de la dynamique non-linéaire) ; bien que le plus souvent plus ou moins alignés avec l'axe de rotation de la Terre, les pôles magnétiques se déplacent et changent irrégulièrement d'alignement. Cela entraine des inversions du champ magnétique terrestre à intervalles irréguliers, approximativement plusieurs fois par million d'années pour la période actuelle, le Cénozoïque. L'inversion la plus récente eut lieu il y a environ 700 000 ans.

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Mars est la quatrième planète par ordre de distance croissante au Soleil et la deuxième par masse et par taille croissantes sur les huit planètes que compte le Système solaire. Son éloignement au Soleil est compris entre1,381 et 1,666 UA (206,6 à 249,2 millions de km), avec une période orbitale de 686,71 jours terrestres.

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C’est une planète tellurique, comme le sont Mercure, Vénus et la Terre, environ dix fois moins massive que la Terre mais dix fois plus massive que la Lune. Sa topographie présente des analogies aussi bien avec la Lune, à travers ses cratères et sesbassins d'impact, qu'avec la Terre, avec des formations d'origine tectonique et climatique telles que des volcans, des rifts, desvallées, des mesas, des champs de dunes et des calottes polaires. La plus grande montagne du Système solaire, Olympus Mons (qui est aussi un volcan bouclier), et le plus grand canyon, Valles Marineris, se trouvent sur Mars.

Propriétés physiques et chimiques

On sait aujourd'hui que Mars possède une atmosphère ténue dont la pression moyenne au niveau de référence martien est par définition de 610 Pa, avec une température moyenne de 210 K (-63 °C). Elle est composée principalement de dioxyde de carbone CO2 (95,32 %), d'azote N2 (2,7 %) et d'argon Ar (1,6 %). Viennent ensuite l'oxygène O2(0,13 %), le monoxyde de carbone CO (0,07 %), la vapeur d'eau H2O (0,03 %) et le monoxyde d'azote NO (0,013 %)30. Divers autres gaz sont présents à l'état de traces, à des concentrations ne dépassant jamais quelques parties par million, notamment le néon Ne, le krypton Kr, le méthanal (formaldéhyde) HCHO, le xénon Xe, l'ozone O3 et le méthaneCH4, la concentration atmosphérique moyenne de ce dernier étant de l'ordre de 10,5 ppb. La masse molaire moyenne des constituants gazeux de l'atmosphère de Mars serait de 43,34 g/mol31.

Compte tenu de la faible gravité à la surface de Mars, la hauteur d'échelle de cette atmosphère est de 11 km, plus d'une fois et demie celle de l'atmosphère terrestre, qui n'est que de 7 km32. Les pressions extrêmes relevées à la surface de la planète vont d'à peine 30 Pa au sommet d'Olympus Mons jusqu'à 1 155 Pa au point le plus bas du bassin d'impact d'Hellas Planitia33.

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Climat

Du fait de son éloignement plus grand par rapport au Soleil que celui de la Terre, Mars reçoit du Soleil une énergie variant de 492 à 715 W/m2 selon sa position sur son orbite, contre de 1 321 à 1 413 W/m2 pour la Terre, c'est-à-dire de 37,2 % à 50,6 % entre les aphélies et les périhélies respectivement. L'atmosphère martienne étant de surcroît150 fois moins dense que celle de la Terre, elle ne génère qu'un effet de serre négligeable, d'où une température moyenne d'environ 210 K (-63 °C) à la surface de Mars, avec des variations diurnes importantes en raison de la faible inertie thermique de cette atmosphère : Viking 1 Lander avait ainsi relevé des variations diurnes allant typiquement de184 à 242 K, soit de -89 à -31 °C52, tandis que les températures extrêmes — assez variables selon les sources — seraient d'environ 130 et 297 K, c'est-à-dire, en chiffres ronds, de l'ordre de -145 et +25 °C.

Saison
(hémisphère nord) Durée sur Mars Durée
 sur Terre 
Sols Jours
  Printemps 193,30 198,614 92,764
  Été 178,64 183,551 93,647
  Automne 142,70 146,623 89,836
  Hiver 153,95 158,182 88,997
Année   668,59 686,97 365,25

L'obliquité de Mars est proche de celle de la Terre (respectivement 25.19° contre 23.44°) mais l'excentricité de l'orbitemartienne est sensiblement plus élevée (0,09332 contre 0,01671 pour la Terre) de sorte que, si Mars possède des saisons similaires à celles de la Terre, celles-ci sont d'intensité et de durée très inégales au cours de l'année martienne (voir tableau ci-contre).

L'hémisphère nord connaît ainsi des saisons moins marquées que l'hémisphère sud, car Mars est à son aphélie à la fin du printemps et à son périhélie à la fin de l'automne, d'où des hivers courts et doux et des étés longs et frais ; le printemps dure ainsi 52 jours de plus que l'automne. À l'inverse, l'hémisphère sud connaît des saisons très marquées, avec des hivers longs et très froids tandis que les étés sont courts et plus chauds que ceux de l'hémisphère nord. C'est donc dans l'hémisphère sud qu'on observe les écarts de température les plus élevés.

Jupiter est une planète géante gazeuse. Il s'agit de la plus grosse planète du Système solaire, plus volumineuse et massive que toutes les autres planètes réunies, et la cinquième planète par sa distance au Soleil (après Mercure, Vénus, la Terre et Mars).

250px jupiter

Composition

La haute atmosphère de Jupiter est composée à 93 % d'hydrogène et 7 % d'hélium en nombre d'atomes, ou à 86 % dedihydrogène et 13 % d'hélium en nombre de molécules. En masse, l'atmosphère est approximativement constituée de 75 % d'hydrogène et de 24 % d'hélium, le pourcent restant étant apporté par divers autres éléments et composés chimiques (traces deméthane, de vapeur d'eau, d'ammoniac, très petites quantités de carbone, d'éthane, de sulfure d'hydrogène, de néon, d'oxygène, d'hydrure de phosphore et de soufre). La couche la plus externe de la haute atmosphère contient des cristauxd'ammoniac.

L'atmosphère jovienne comporte trois couches de nuages distinctes :

la plus externe serait formée de nuages de glace d'ammoniac ;
la suivante, de nuages d'hydrogénosulfure d'ammonium (NH4HS) ;
la dernière de nuages d'eau et de glace24.

Anneaux planétaires

Jupiter possède plusieurs anneaux planétaires, très fins, composés de particules de poussières continuellement arrachées aux lunes les plus proches de la planète lors de micro-impacts météoriques du fait de l'intense champ gravitationnel de la planète47. Ces anneaux sont en fait tellement fins et sombres qu'ils ne furent découverts que lorsque la sonde Voyager 1 s'approcha de la planète en 1979. Du plus près au plus lointain du centre de la planète, les anneaux sont regroupés en trois grandes sections48 :

le halo : entre 92 000 km et 122 500 km du centre de la planète ; le halo est un anneau en forme de tore, élargi par le champ magnétique de Jupiter.
l'anneau principal : entre 122 500 km et 128 940 km du centre de Jupiter et épais de seulement 30 km ; il est probablement composé de poussières provenant des satellites Adrastée et Métis.
l'anneau gossamer : entre 128 940 km et 280 000 km du centre. Avant 181 350 km, il est constitué de poussières provenant d'Amalthée47. Après, elles proviennent de Thébé. Cet anneau est très peu dense (gossamer signifie « gaze » en anglais), nettement plus épais que le précédent (plusieurs milliers de kilomètres) et s'évanouit progressivement dans le milieu interplanétaire.

Ces anneaux sont constitués de poussières et non de glace comme c'est le cas des anneaux de Saturne24. Ils sont également extrêmement sombres, avec un albédo de l'ordre de 0,05.

Il existe également un anneau externe extrêmement ténu et distant qui tourne autour de Jupiter en sens rétrograde. Son origine est incertaine mais pourrait provenir depoussière interplanétaire capturée.

Anneau jupiter

Lunes galiléennes:
Les quatre lunes galiléennes de Jupiter. De haut en bas : Io, Europe,Ganymède et Callisto.
Surfaces des lunes galiléennes.

En 1610, Galilée découvrit les quatre plus importants satellites de Jupiter, les lunes galiléennes, qu'il nomma « planètes médicéennes » en l'honneur de ses protecteurs les princes de la famille Médicis. C'était la première observation de lunes autres que celle de la Terre. Ganymède, avec ses 5 262 km de diamètre, est le plus gros satellite du Système solaire. Callisto, 4 821 km de diamètre, est à peu de choses près aussi grand que Mercure. Io et Europe ont une taille similaire à celle de la Lune. Par comparaison, la 5e plus grande lune de Jupiter est Amalthée, un satellite irrégulier dont la plus grande dimension n'atteint que262 km. Trois de ces quatre satellites galiléens sont très rapprochés de Jupiter : Io, Europe et Ganymède.

Les orbites d'Io, Europe et Ganymède sont en résonance orbitale. Quand Ganymède tourne une fois autour de Jupiter, Europe tourne exactement deux fois et Io quatre fois. En conséquence, les orbites de ces lunes sont déformées elliptiquement, chacune d'elle recevant en chaque point de son orbite un petit plusgravitationnel de la part des deux autres.

Jupiter and the galilean satellites

Les quatre lunes galiléennes de Jupiter. De haut en bas : Io, Europe,Ganymède et Callisto.

 

Saturne est la sixième planète du Système solaire par ordre de distance au Soleil et la deuxième après Jupiter tant par sa tailleque par sa masse1,2,3.

Plus lointaine des planètes du Système solaire observables à l'œil nu dans le ciel nocturne depuis la Terre4, elle est connuedepuis la Préhistoire5 et correspond au Phaénon (Φαίνων (Phaínōn)) de l'astronomie grecque, au Zohal (زُحَل) de l'astronomie arabe ainsi qu'au Tǔxīng (土星 / « étoile de la terre ») de l'astronomie chinoise.

Saturn during equinox

Saturne est une planète géante, au même titre que Jupiter, Uranus et Neptune, et plus précisément une géante gazeuse10,11de type Jupiter froid. D'un diamètre d'environ neuf fois et demi celui de la Terre, elle est majoritairement composée d'hydrogène et d'hélium. Sa masse vaut 95 fois celle de la Terre12 et son volume 900 fois celui de notre planète1. Sapériode de révolution est d'environ 29 ans. Elle était au périhélie le 26 juillet 200313. Elle sera à l'aphélie le 17 avril 2018 puis aupérigée le 27 juin 2018.

Composition

La haute atmosphère de Saturne est constituée à 93,2 % d'hydrogène et à 6,7 % d'hélium en termes de molécules de gaz (96,5 % d'hydrogène et 3,5 % d'hélium en termes d'atomes). Des traces de méthane CH4, d'éthane C2H6, d'ammoniac NH3, d'acétylène C2H2 et de phosphine PH3 ont également été détectées18. Les nuages les plus en altitude sont composés de cristaux d'ammoniac, tandis que les nuages plus bas semblent être constitués soit d'hydrosulfure d'ammonium NH4SH soit d'eau H2O19. Par rapport à l'abondance des éléments du Soleil, l'atmosphère de Saturne est sensiblement plus pauvre en hélium.

La quantité d'éléments plus lourds que l'hélium n'est pas connue avec précision, mais on suppose que leurs proportions correspondent aux abondances initiales lors de la formation du Système solaire. La masse totale de ces éléments est estimée à 19 à 31 fois celle de la Terre, une fraction significative étant située dans la région du noyau de Saturne.

Atmosphère
220px saturn storm

 

De manière similaire à Jupiter, l'atmosphère de Saturne est organisée en bandes parallèles, même si ces bandes sont moins visibles et plus larges près de l'équateur. En fait, le système nuageux de Saturne ne fut observé pour la première fois que lors des missions Voyager. Depuis, les télescopes terrestres ont fait suffisamment de progrès pour pouvoir suivre l'atmosphère saturnienne et les caractéristiques courantes chez Jupiter (comme les orages ovales à longue durée de vie) ont été retrouvées chez Saturne. En 1990, le télescope spatial Hubble a observé un énorme nuage blanc près de l'équateur de Saturne qui n'était pas présent lors du passage des sondes Voyager. En 1994, un autre orage de taille plus modeste a été observé.

Un énorme orage photographié par la sonde Cassini en été 2011

Le nuage de 1990 est un exemple de grande tache blanche, un phénomène saturnien éphémère qui se reproduit environ tous les 30 ans (c'est-à-dire environ chaque année saturnienne). Des grandes taches blanches ont été observées en 1876, 1903, 1933 et 1960. Si la périodicité se maintient, une autre tempête devrait se produire vers 202022.

Dans les images transmises par la sonde Cassini, l'atmosphère de l'hémisphère nord apparaît bleue, de façon similaire à celle d'Uranus. Cette couleur est probablement causée par diffusion Rayleigh.

L'imagerie infrarouge a montré que Saturne possède un vortex polaire chaud, le seul phénomène de ce type connu dans le Système solaire.

Anneaux planétaires

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Les anneaux de Saturne par rapport aux orbites de certains de ses satellites

Saturne est reconnaissable par ses anneaux qui l'entourent. Ils sont constitués de roches et de glace36. Les Anneaux de Saturne sont un des spectacles les plus remarquables du Système solaire et constituent la caractéristique principale de la planète Saturne. À la différence de ceux des autres géantes gazeuses, ils sont extrêmement brillants (albédo de 0,2 à 0,6) et peuvent être vus depuis la Terre à l'aide de simples jumelles.

Il y règne une agitation permanente : vagues, collisions et accumulations de matières.

 

Uranus est une planète géante de glaces de type Neptune froid. Il s'agit de la 7e planète du Système solaire par sa distance auSoleil, de la 3e par la taille et de la 4e par la masse. Elle doit son nom à la divinité romaine du ciel, Uranus, père de Saturne et grand-père de Jupiter. Uranus est la première planète découverte à l’époque moderne.

Uranus

Masse et diamètre

Avec une masse de 86,810×1024 kg35, Uranus est un corps intermédiaire entre la Terre et lesgéantes gazeuses de grande taille comme Jupiter ou Saturne. Sa masse est environ quatorze fois plus importante que celle de la Terre. Le rayon équatorial de la planète est de 25 559 km, soit environ quatre fois celui de la Terre36. Uranus a la particularité d'être plus grande que Neptune(49 528 km pour Neptune contre 51 118 km pour Uranus) mais elle est moins massive que cette dernière (Neptune possède une masse de 1,024×1026 kg)37.

Neptune et Uranus sont souvent considérées comme une sous-classe de géante, appelée « géants de glace », en raison de leur taille plus petite et la plus forte concentration de substances volatiles par rapport à Jupiter et Saturne.

Uranus earth comparison
Comparaison de la taille d'Uranus et de la Terre.

Anneaux planétataires

Les anneaux d'Uranus sont moins complexes que les anneaux de Saturne mais plus élaborés que ceux de Jupiter ou de Neptune.

Uranus possède un système de treize anneaux connus. Cinq sont découverts le 10 mars 1977 par James L. Elliot, Edward W. Dunham et Douglas J. Mink grâce à une observation d’occultation d’étoile par Uranus24, puis quatre autres sont découverts par la même méthode le 10 avril 197825. Deux autres sont découverts par Voyager 2 entre 1985 et 1986 par observation directe49. En 2003-2005, deux nouveaux anneaux externes sont photographiés par le télescope spatial Hubble32. Près de deux siècles auparavant, l'astronome William Herschel avait déjà rapporté l’observation d’anneaux, mais les astronomes modernes doutent que les anneaux sombres et ténus aient pu être vus à cette époque.

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Schéma du système d’anneaux et de lunes d’Uranus. Les lignes continues montrent les anneaux, les lignes en pointillés, les orbites des lunes.

Satellites d’Uranus
nom Diamètre (km) Masse (1016 kg) Rayon orbital moyen (km)
Cordélia 47 4,5 (?) 49 800
Ophélie 43 5,4 (?) 53 800
Bianca 51 9,3 (?) 59 200
Cressida 80 34,3 (?) 61 800
Desdémone 64 17,8 (?) 62 700
Juliette 94 55,7 (?) 64 400
Portia 135 168 (?) 66 100
Rosalinde 72 25,4 (?) 69 900
Cupid 12 0,12 (?) 74 800
Belinda 81 35,7 (?) 75 300
Perdita 80 40,0 (?) 76 416
Puck 162 289 (?) 86 000
Mab 16 0,28 (?) 97 734
Miranda 474 6 600 129 900
Ariel 1 159 135 000 190 900
Umbriel 1 169 117 000 266 000
Titania 1 578 352 000 436 300
Obéron 1 523 301 000 583 500
Francisco 12 0,13 (?) 4 276 000
Caliban 98 73 (?) 7 231 000
Stephano 20 0,60 (?) 8 004 000
Trinculo 10 0,075 (?) 8 578 000
Sycorax 190 540 (?) 12 179 000
Margaret 11 0,10 (?) 14 345 000
Prospero 30 2,1 (?) 16 243 000
Setebos 30 2,1 (?) 17 501 000
Ferdinand 12 0,13 (?) 20 901 000

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Neptune est la 8planète du système solaire par distance croissante au soleil. Neptune autour du Soleil à une distance d'environ 30 UA(4488000000 km) avec une excentricité orbitale moitié moindre que celle de laTerre en bouclant une révolution complète en 164,79 ans. C'est la troisième planète du Système solaire par masse décroissante — elle est 17 fois plus massive que la Terre et 19 fois moins massive que Jupiter — et la quatrième par taille décroissante ; Neptune est en effet à la fois un peu plus massive et un peu plus petite qu'Uranus.

250px neptune

Masse et diamètre

Avec une masse de 1,0243×1026 kg32, Neptune est un corps intermédiaire entre la Terre et les géantes gazeuses de grande taille comme Jupiter ou Saturne. Sa masse est 17 fois plus importante que celle de la Terre, mais elle correspond à un 19e de celle de Jupiter. Le rayon équatorial de la planète est de 24 764 km et est environ quatre fois plus grand que celui de la Terre33. Neptune a la particularité d'être plus petite qu'Uranus (49 528 km pour Neptune contre 51 118 km pour Uranus) mais elle est plus massive que cette dernière (Uranus possède une masse de 86,810×1024 kg)34.

Neptune earth comparison

Comparaison de la taille de Neptune et de la Terre.

Neptune et Uranus sont souvent considérées comme une sous-classe de géantes, appelées « géantes de glaces », en raison de leur taille plus petite et de la plus forte concentration de substances volatiles par rapport à Jupiter et Saturne35. Dans la recherche de planètes extrasolaires, Neptune a été utilisée comme un terme de comparaison : les planètes découvertes avec une masse similaire ont en effet été qualifiées de Neptune chaud.

Champ magnétique

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Magnétosphère de Neptune.

Neptune ressemble aussi à Uranus au niveau de sa magnétosphère, avec un champ magnétique fortement incliné par rapport à son axe de rotation à 47° et le décalage d'au moins 0,55 rayons, soit environ 13 500 km du centre physique de la planète. Avant l'arrivée de la sonde Voyager 2 à proximité de Neptune, il a été émis l'hypothèse que la magnétosphère inclinée d'Uranus était le résultat de sa rotation inclinée. En comparant les champs magnétiques des deux planètes, les scientifiques pensent maintenant que leur orientation extrême peut être caractéristique des flux venant de l'intérieur des planètes36.

L'onde de choc de Neptune, où la magnétosphère commence à ralentir le vent solaire, se produit à une distance de 34,9 fois le rayon de la planète. La magnétopause, où la pression de la magnétosphère contrebalance le vent solaire, se trouve à une distance de 23-26.5 fois le rayon de Neptune. La queue de la magnétosphère s'étend à au moins 72 fois le rayon de Neptune, et très probablement beaucoup plus loin.

Atmosphère

Des nuages de hautes altitudes projettent leurs ombres sur les nuages inférieurs.
Article détaillé : Atmosphère de Neptune.

L'atmosphère de Neptune, épaisse de plus de 8 000 km, est composée à haute altitude de 84 % d'hydrogène et de 12 % d'hélium43 avec de l'ordre de 1,5 % de méthane CH4. Des traces d'ammoniac (NH3), d'éthane (C2H6) et d'acétylène (C2H2) ont également été détectées.

La couleur bleue de Neptune provient principalement du méthane qui absorbe la lumière dans les longueurs d'onde du rouge. Cependant, la couleur azur de l'atmosphère de Neptune ne peut être expliquée par le seul méthane — qui donnerait une couleur plus proche de l'aigue-marine d'Uranus — et d'autres espèces chimiques, pour l'heure non identifiées, sont certainement à l'origine de cette teinte particulière.

Pluton, est la deuxième plus grande planète naine connue dans le Système solairenote 2 après Éris, avec un diamètre de 2 306 km3 (celui d'Éris est de2 326 km4 ; à titre de comparaison, le diamètre de la Lune est de 3 474 km). Premier objet transneptunien identifié, Pluton orbite autour du Soleil à une distance variant entre 30 et 49 UA et appartient à la ceinture de Kuiper.

220px pluto conceptBy NASA, l'ESA et G. Bacon (STScI) [<font><font>Domaine public </font></font>], via Wikimedia Commons

Caractéristiques physiques

Si la trajectoire de Pluton a pu être déterminée sans grande difficulté, ses caractéristiques physiques (diamètre, masse, et partant densité, pouvoir réflecteur, état de la surface) sont restées longtemps mal connues et controversées : son diamètre apparent est inférieur à ¼ de seconde d'arc, tandis que les turbulences de l’atmosphère terrestre rendent difficile l’observation de détails inférieurs à une seconde d’arc56. La finesse des observations s’est accrue à partir des années 1980, par l’usage de l’optique adaptative, de laspectrométrie, et du télescope spatial Hubble57. La découverte en 1978 d’un satellite de Pluton, Charon, offrit des moyens d’investigation supplémentaires58. Néanmoins en 2010, les valeurs publiées diffèrent encore quelque peu selon que l'on se réfère à la NASA59 ou à des publications récentes60,61. Le survol en 2015 par la mission New Horizonset les effets gravitationnels du couple Pluton-Charon sur la sonde permettront d'ajuster les valeurs de son champ de gravité, selon l'observation de l'effet Doppler sur les signaux de la sonde et la déduction qui en résulte des variations de sa vitesse et de son accélération induite par Pluton et Charon.

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Orbite de Pluton, vue polaire. Orbite de Pluton en rouge, de Neptune en bleu. La position présentée est celle du 16 avril 2006, le mouvement des deux corps se fait selon le sens antihoraire (prograde). Le périhélie et l'aphélie sont marqués respectivement par q et Q.  

Masse et dimensions

La taille de Pluton  comparée avec celles de Ganymède,Titan, Callisto, Io, la Lune, Europe etTriton.

Le diamètre de Pluton est l'un des paramètres physiques les moins bien connus et les plus difficiles à mesurer, et la source principale d'incertitude sur les autres paramètres dérivés, tels que la masse volumique. Sa très grande distance combinée à sa petite taille font qu'il est impossible de résoudre avec précision le disque de Pluton, et empêche donc les mesures « directes » de ses dimensions, que ce soit avec le télescope spatial Hubble ou avec les instruments terrestres dotés d'une optique adaptative. Les mesures actuelles se fondant sur les occultations d'étoile par Pluton et les occultations de Pluton par Charon ne concordent pas exactement, et les explications permettant d'expliquer ces différences dépendent des modèles utilisés pour analyser les données, notamment concernant l'atmosphère de la planète naine. La valeur et la marge d'erreur généralement retenue de 2 306 ± 20 km de diamètre incluent en fait les différences de résultat des différentes méthodes de mesure.

220px pluto map hs 2010 06 c180Pluton Hubble 2010

By NASA, ESA, et Marc W. Buie (Southwest Research Institute) [<font><font>Domaine public </font></font>], via Wikimedia Commons

Atmosphère

Pluton ne possède pas d'atmosphère significative. Mais d'après les lois de la physique, les glaces de sa surface doivent être en équilibre thermodynamique avec des phases gazeuses, elle serait donc entourée d'une mince enveloppe de gaz qui serait composée d'azote (N2) à 90 %, car c'est l'élément le plus volatil parmi ceux détectés à la surface, et de monoxyde de carbone (CO) à 10 %, ainsi que des traces de méthane (CH4)81.

L'atmosphère de Pluton a été découverte lors d'une occultation stellaire en 198582 et confirmée par une autre occultation en 1988. Lorsqu'un objet dépourvu d'atmosphère passe devant une étoile, cette étoile d'arrière-plan disparaît de manière brutale ; dans le cas de Pluton, la luminosité de l'étoile masquée a graduellement diminué. De l'évolution de cette courbe de luminosité, une mince atmosphère de 0,15 Pa a été déterminée, soit environ 1/700 000e de celle de la Terre. Cette atmosphère pourrait n'exister que lorsque la planète est à son périhélie et geler lorsqu'elle s'éloigne du Soleil. En effet, l'énergie du Soleil reçue par Pluton varie de 10 K entre lepérihélie et l'aphélie83. Lorsque Pluton s'écarte de son périhélie, une partie de son atmosphère gèle et retombe à la surface. Quand elle s'en rapproche, la température de la surface augmente et l'azote se sublime. À la manière de la sueur qui s'évapore sur la peau, cette sublimation refroidit la surface et des recherches ont montré que la température de Pluton est inférieure à ce qui était attendu (température moyenne en surface : −228 °C)84.

 

 

 

Date de dernière mise à jour : 14/07/2015

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