Systeme solaire
Project 3


Les astéroïdes (ou petites planètes)

Leur nombre est évalué à plusieurs dizaines de milliers ; ils orbitent pour la plupart entre 2 et 4 UA (entre Mars et Jupiter), avec une inclinaison sur l'écliptique inférieure à 30 degrés. 

Cérès, jusqu'alors le plus gros des astéroïdes (aujourd'hui Cérès est classifiée comme planète naine), fut découvert en 1801, son orbite correspondant à celle de la planète que l'on attendait alors entre Mars et Jupiter. En fait, plus de 6 000 objets orbitent ainsi entre 2 et 4 unités astronomiques, avec une inclinaison allant jusqu'à 30 degrés par rapport à l'écliptique. Ils constituent la ceinture d'astéroïdes, et représentent les corps primitifs du système solaire : lors de la formation du système solaire, les perturbations gravitationnelles de la planète géante Jupiter ont empêché leur accrétion en une planète de type tellurique, de masse de l'ordre de celle de la Lune. Au sein de la ceinture d'astéroïdes, les orbites dont la période de révolution est un rapport simple de celle de Jupiter (3/1, 5/2, 7/3, 2/1...) sont instables et de fait inoccupées. 

Un astéroïde s'y aventurant est rapidement éjecté vers le système solaire intérieur, et tôt ou tard alimente la Terre ou une autre planète tellurique en météorites. Les astéroïdes troyens ont un statut à part : sur la même orbite que Jupiter, ils en occupent les points de Lagrange, respectivement en avance et en retard de 60 degrés par rapport à la planète géante.


Les trois groupes d'astéroïdes :

Les observations spectrales infrarouges permettent le classement des astéroïdes en trois groupes :

  • les astéroïdes C, 75 % de la population totale, présentent une surface très sombre (albédo inférieur à 0,05), car riche en carbone et en silicates hydratés ;
  • ceux de la classe S (17 %) sont de type rocheux (pyroxène, olivine) ;
  • la classe M comprend les astéroïdes métalliques (fer, nickel). Le nombre d'astéroïdes croît inversement en raison de leur taille : il est multiplié par 100 lorsque la taille est divisée par 10. 


  • Leurs diamètres :

    Le diamètre de seulement 26 astéroïdes connus dépasse 200 km. Leurs courbes de lumière ont permis entre autres la mesure de leur rotation propre. Les observations radar menées depuis la Terre ainsi que celles du télescope spatial Hubble ont fourni la cartographie de quelques astéroïdes (Toutatis, Geographos, Vesta, Castalia).

    La sonde Galileo en route vers Jupiter a pu observer de près Gaspra et Ida, et découvrir que ce dernier, malgré sa petite taille (35 km), possède une lune !

    Approfondir avec WIKIPEDIA           Photojournal NASA



    Les différences entre les astéroïdes et les comètes

    Enfin, la distinction entre astéroïdes et comètes repose sur des critères de composition (celle des comètes comprend une part essentielle de glaces) et d'orbite (les orbites cométaires les mènent au-delà de Jupiter, avec n'importe quelle inclinaison mais une très grande excentricité). L'histoire individuelle de certains objets dont l'orbite a été perturbée par les planètes géantes les rend inclassables 

    Objet céleste appartenant au système solaire, visible lors de son passage au voisinage du Soleil sous forme d'une boule brillante, accompagnée d'une queue lumineuse. 

    On sait depuis Edmond Halley (1696) que certaines comètes font des apparitions périodiques, la plus célèbre étant précisément la comète de Halley, qui réapparaît environ tous les 76 ans. 

    Les comètes ont toujours impressionné les hommes, qui ont souvent interprété leur venue comme un signe surnaturel et le présage d'événements dramatiques. 

    La connaissance que nous avons des comètes s'est considérablement développée depuis que, d'une part, les sondes spatiales ont permis l'observation spectroscopique complète des différentes parties d'une comète, sans les restrictions apportées par l'atmosphère terrestre, et que, d'autre part, des missions spatiales ont été programmées pour observer de près une comète donnée. Les deux événements marquants de cette ère spatiale ont été l'observation rapprochée de la comète de Halley en mars 1986 et l'observation de la chute de la comète Shoemaker-Levy sur Jupiter en juillet 1994.



    Les comètes

    Elles occupent un halo sphérique entourant le système solaire : le nuage de Oort. Leurs orbites s'étendent jusqu'à 150 000 UA du Soleil, avec une inclinaison quelconque (de - 90 à + 90 degrés), une excentricité voisine de l'unité et un sens de parcours arbitrairement direct ou rétrograde (contrairement aux planètes, aux astéroïdes et aux objets de Kuiper, orbitant tous dans le sens direct). Les comètes de courte période ont vu, par le passé, leur trajectoire modifiée par l'influence d'une planète géante.

    Animation interactive (cliquez sur "suite..." en bas à droite)



    Le rendez-vous de mars 1986

    Le retour à proximité de la Terre et du Soleil, en 1985-1986, de la comète de Halley a constitué un événement majeur pour la connaissance de ces astres vagabonds sur lesquels les astronomes fondent de grands espoirs pour reconstituer l'histoire de notre système solaire. En effet, ces objets, qui se sont vraisemblablement formés en même temps que les planètes, sont considérés comme des témoins de l'époque où notre système planétaire s'est constitué à partir de la matière de la nébuleuse protosolaire ; l'étude de leur composition devrait donc nous apporter des renseignements de première importance sur la nature de cette nébuleuse et des processus qui s'y sont développés. La comète de Halley, qui est passée au plus près du Soleil le 9 février 1986, aura été l'objet d'une remarquable campagne d'observation coordonnée à l'échelle mondiale ; pas moins de cinq sondes ont été dirigées à la rencontre de cet astre en mars 1986. C'était la première fois que les moyens de l'astronautique étaient mis en œuvre pour l'étude rapprochée d'une comète.
     

    Le 2 juillet 1985, l'Agence spatiale européenne avait lancé la sonde Giotto. De leur côté, les Japonais avaient envoyé dans l'espace les sondes Planet A et Sakigake. Les Soviétiques avaient lancé, les 15 et 21 décembre 1984, depuis leur base de Baïkonour (Kazakhstan), les engins Véga 1 et Véga 2, qui, après avoir atteint Vénus les 11 et 15 juin 1985, avaient pris une trajectoire devant intercepter celle de la comète.
     

    Les sondes Véga 1 et Véga 2 sont passées respectivement à 8 900 km (le 6 mars 1986) et 8 000 km (le 9 mars 1986) du noyau de la comète de Halley ; leur objectif principal était de traverser et d'analyser l'atmosphère de gaz et de poussières de l'astre ainsi que son enveloppe de plasma. La sonde Giotto, qui avait pour mission de s'approcher au plus près du noyau, même au risque de se détruire, est passée à environ 600 km de celui-là dans la nuit du 13 au 14 mars 1986 ; les dernières photographies ont été prises à une distance d'environ 3 000 km, la caméra de la sonde ayant été endommagée par les poussières dans les ultimes instants de la rencontre. Cet effort a été couronné de succès, et nos connaissances sur la structure des différentes parties de la comète et sur la dynamique de son interaction avec le rayonnement solaire reposent en grande partie sur les informations collectées lors de cette brève rencontre.




    La mort d'une comète

    La comète de Shoemaker-Levy s'est écrasée sur Jupiter au cours du mois de juillet 1994. Détectée en mars 1993 comme un chapelet de petits noyaux gravitant autour de la planète géante, il apparut immédiatement qu'il s'agissait d'une comète en orbite autour de Jupiter, brisée en de multiples fragments lors d'un passage rapproché antérieur. On calcula qu'elle percuterait Jupiter l'année suivante. Ce feu d'artifice fut observé par de très nombreux télescopes sur toute la surface de la Terre, mais aussi par le télescope spatial Hubble, qui venait d'être réparé, et par les instruments de la sonde Galileo, en route vers Jupiter pour un rendez-vous prévu en 1995. Là aussi, la moisson d'observations fut abondante, mais les informations concernèrent davantage l'atmosphère de Jupiter que la comète proprement dite.





    Structure d'une comète

    Les comètes, pour la plupart, sont des objets célestes de dimensions modestes (la partie solide de la comète de Halley est un objet allongé de 16 km de longueur sur 8 km de diamètre) liés gravitationnellement au Soleil et qui parcourent une orbite elliptique très excentrée. Elles ne sont bien visibles que lorsqu'elles sont à une distance du Soleil inférieure à quelques unités astronomiques. Elles présentent alors l'aspect tout à fait particulier de boules brillantes accompagnées d'une queue parfois immense s'étendant dans le ciel en direction opposée à celle du Soleil.
     

    Le modèle généralement admis pour une comète est celui de l'astronome américain Fred Whipple, dit modèle de la boule de neige sale, confirmé par les observations spatiales : le noyau est formé d'un agglomérat très poreux de cristaux de glace emprisonnant de nombreuses molécules, dont du méthane, du cyanure d'hydrogène, du cyanogène et d'autres molécules organiques plus complexes, enchevêtrés avec des particules de poussière formées d'éléments chimiques lourds. La composition chimique révélée par spectroscopie montre que les proportions des différents éléments est très voisine de celle du Soleil. Étonnamment, la surface de cette boule de neige est recouverte d'une pellicule extrêmement sombre et opaque.
     

    Soumise au rayonnement solaire, cette croûte s'échauffe et vaporise la glace interne. De violents jets de vapeur fusent à travers des cratères, entraînant avec eux vers l'espace des particules de poussière. Il se forme un halo autour du noyau. Sous l'effet du rayonnement ultraviolet, les molécules gazeuses s'ionisent et, canalisées par le champ magnétique interplanétaire, sont propulsées par collision avec les particules ionisées formant le vent solaire en direction opposée au Soleil. Cette queue, rendue lumineuse par la fluorescence des molécules ionisées, donne à la comète son aspect spécifique. On distingue parfois une seconde queue, de forme incurvée, formée des particules de poussière chassées de la comète non par le vent solaire, mais par la pression de radiation du rayonnement électromagnétique solaire (ce sont alors des photons et non des particules massives qui percutent les poussières).


    La comète perd au cours de cet échauffement une partie non négligeable de sa masse (la comète de Halley perd une cinquantaine de tonnes de vapeur d'eau et cinq tonnes de poussière par seconde). D'autre part, les puissants jets de vapeur agissent comme fusées d'appoint et modifient la trajectoire de la comète. Enfin, les comètes sont des objets peu compacts susceptibles d'éclater sous l'effet de forces gravitationnelles violentes.




    Les comètes dans le système solaire

    En tant qu'objets du système solaire, les comètes ont des orbites fermées et leur passage au périhélie est à peu près périodique. Cependant, d'une comète à l'autre, les durées des révolutions sont extrêmement variables : la plus courte période recensée, celle de la comète de Encke, est de 3,3 années. On classe comme comètes périodiques celles dont la période est inférieure à 200 ans, et, en 1989, on en dénombrait 155. On en connaît en outre 655 autres, de période supérieure à 200 ans. Comme l'a montré la comète de Shoemaker-Levy, un processus de fragmentation du noyau peut se produire, donnant des fragments de toutes tailles. On sait par exemple que certaines pluies intenses d'étoiles filantes correspondent au passage de la Terre à travers l'orbite de comètes qui ont disparu ; on suppose que celles-ci ont éclaté en donnant naissance à une forte concentration de météorites qui continuent à circuler sur l'ancienne orbite.




    Origine des comètes

    Le problème de l'origine des comètes s'est posé aux hommes depuis l'Antiquité, mais, pendant longtemps, le caractère erratique de leurs apparitions les faisait exclure des objets célestes, ce qui amenait à les situer dans l'atmosphère terrestre. Cette idée fut acceptée jusqu'en 1577, où Tycho Brahé prouva que la distance d'une comète était trop grande pour qu'elle fût terrestre. La mécanique newtonienne appliquée par Halley à la comète qui porte son nom prouva définitivement l'appartenance des comètes au système solaire.


    Contrairement aux planètes et aux astéroïdes, qui ont des orbites presque circulaires, situées sensiblement dans le même plan et décrites dans le même sens, les comètes semblent avoir toutes sortes d'orbites, très fortement elliptiques, dont les plans et les sens de parcours sont quelconques. Pour expliquer cette anomalie, l'astronome néerlandais Jan Oort a supposé qu'il existait aux extrêmes confins du système solaire, à des distances du Soleil de l'ordre de 50 000 à 100 000 ua, un réservoir de centaines de milliards de comètes (le nuage de Oort) provenant de la condensation du nuage de poussières dont furent issus, il y a 4,5 milliards d'années, le Soleil et les planètes. Sous diverses influences gravitationnelles, dont celle d'étoiles passant à proximité, certaines comètes se trouvent déstabilisées. Le changement d'orbite qui en résulte les amène à se rapprocher considérablement du Soleil. Elles rentrent alors dans un autre réservoir de comètes beaucoup plus proche de nous, où elles subissent l'influence des planètes externes. C'est ainsi que certaines d'entre elles acquièrent les orbites qui les amènent au voisinage du Soleil, ce qui nous permet de les observer. Usées à chaque passage, parfois disloquées, elles finissent par disparaître, mais le réservoir est vaste, et de nouvelles comètes les remplacent.



    Les météorites

    Certaines sont des agglomérats rocheux formés lors de la naissance du système solaire ; d'autres sont des fragments d'objets ayant éclaté (comètes, astéroïdes), distribués uniformément dans le système solaire.



    La matière interplanétaire

    Contrairement à ce que l'on pourrait croire, les constituants majeurs précités n'évoluent pas autour du Soleil dans un espace vide, mais bien plutôt dans une sorte de nuage de très faible densité, qu'ils balayent sur leur passage. La matière interplanétaire ténue est formée :

    • de poussières interplanétaires, qui sont des corpuscules, des molécules, des cristaux, dont la taille moyenne est une fraction de millimètre, et qui proviennent de la nébuleuse primitive, de fragmentations ou encore de la matière interstellaire balayée par le système solaire dans sa rotation galactique. Cette poussière se manifeste optiquement par la lumière zodiacale, lueur diffuse observable au-dessus de l'horizon lorsque le Soleil est dissimulé (avant l'aube ou après le crépuscule) ;

    • du vent solaire, c'est-à-dire du plasma, constitué essentiellement de protons et d'électrons, éjecté par le Soleil en flux d'autant plus intenses que son activité est grande, et dont la vitesse est comprise entre 200 et 2 000 km/s. On lui attribue une intensité moyenne de l'ordre de 108 protons par centimètre carré et par seconde ; ces particules constituent le rayonnement cosmique solaire, considérablement renforcé lors des éruptions.

    La composition chimique globale du système solaire, compte tenu d'évasions ou d'apports de matière, correspond à celle qu'on attribue aux nébuleuses primitives (moins de 2 % d'éléments plus lourds que l'hélium).

    Les conditions physiques régnant dans le système solaire sont déterminées par la présence du Soleil, qui agit à la fois par son champ de gravitation, par son rayonnement électromagnétique (transfert d'énergie, pression de radiation), par son rayonnement corpusculaire, et par son champ magnétique (d'une intensité moyenne, dans l'espace interplanétaire, de 5 · 10- 9 tesla), dont les lignes de force sont piégées dans le plasma du vent solaire et qui vient interagir avec les magnétosphères planétaires.

     

    Du point de vue mécanique, et même si l'on s'en tient aux planètes et à leurs satellites majeurs, l'étude de la dynamique orbitale et de la stabilité du système solaire constitue un problème qui n'a pas encore été résolu globalement.