Rappels

On désigne par :ROTATIONle mouvement d’un corps tournant autour d’un axe qui le traverse.
On désigne par :REVOLUTIONle mouvement d’un corps tournant autour d’un astre.

Rotations des planètes

Les planètes de notre système solaire, exceptées Vénus et Pluton (cette dernière n’est plus une planète) tournent sur elles-mêmes dans le même sens prograde ou direct (sens inverse des aiguilles d’une montre, le plus fréquemment rencontré dans le système solaire) lorsqu’on les regarde par leur pôle Nord, c’est-à-dire lorsqu’on a une vue de dessus du plan de l’écliptique. Les deux planètes atypiques sont Vénus qui tourne “à l’envers” (sens rétrograde ou sens des aiguilles d’une montre) et Uranus dont l’axe de rotation est couché dans le plan de l’écliptique. Il en est de même de tous les satellites majeurs (diamètre > 400 km) du système solaire qui tournent autour de leur planète et sur eux-mêmes dans ce même sens prograde, sauf Triton, qui tourne “à l’envers” autour de Neptune. Ce sens prograde de rotation des planètes sur elles-mêmes est le même que le sens de révolution des planètes autour du soleil, et est le même que le sens de rotation du soleil sur lui même.

Révolutions des planètes

Les planètes tournent toutes autour du soleil dans le même sens.
C’est le même sens de rotation de la terre sur elle même : le sens inverse des aiguilles d’une montre.

Tableau des durées de rotation et révolution des planètes

Durées des rotations et révolutions des planètes
	Mercure	Vénus	Terre	Mars	Jupiter	Saturne	Uranus	Neptune	Pluton
Rotation	58,65 jours	243,01 jours (rétrograde)	23,934 heures	24,630 heures	9,841 heures	10,233 heures	17,9 heures (rétrograde)	19,2 heures	6,387 jours (rétrograde)
Révolution	87,969 jours	224,701 jours	365,256 jours	686,980 jours	4 332,6 jours	10 759,2 jours	30 688,4 jours	60 181,3 jours	90 469,7 jours
Les rotations et révolutions sont les périodes sidérales données en heures ou jours terrestres. Rétrograde : sens des aiguilles d’une montre. Rappel : Pluton n’est plus une planète.

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Rotation et révolution du Soleil

Rotation
Le Soleil étant un astre fluide, la période de rotation est différente selon la latitude. Elle est de 37 jours aux pôles et de 25,4 jours à l’équateur.

Révolution
Comme toutes les étoiles, le Soleil bouge. Il tourne autour du centre de la Galaxie à 250 km par seconde… et nous avec.
Il faut 250 millions d’années au Soleil pour effectuer un tour complet du centre de la Galaxie.

Symbole
Découvreur / Date de découverte	Johann Gottfried G / 23 sept. 1846
Rayon(équatorial)	24 961 km (3,883 Terres)
Masse	102,43×1024 kg (17,147 Terres)
Période de rotation (jour sidéral)	0,671 25 jour (16 h 6,6 min)
Période de révolution	60 224,90 jours (164 ans 323 jrs)
Aphélie	4 536 874 325 km (30,33 ua)
Périhélie	4 459 631 496 km (29,81 ua)
Température moyenne (surface)	53°K = – 220°C
Satellites connus	13

Planète géante gazeuse du système solaire

L’orbite de Neptune autour du Soleil n’est que faiblement elliptique (excentricité de 0,009), parcourue en 164 ans et 8 mois. Le demi-grand axe vaut 30,1 unités astronomiques (soit 4,51 milliards de km ; la lumière du Soleil met plus de 4 heures pour parvenir à la planète).

La masse de la planète s’élève à 17,15 masses terrestres (102,43×1024 kg), son rayon équatorial à 24 764 km, le rayon polaire étant aplati de 2,7 %.

Invisible à l’œil nu, la planète Neptune a été identifiée pour la première fois en 1846 par l’astronome Johann Gottfried Galle, observant dans la direction indiquée par les calculs indépendants de John Couch Adams et d’Urbain Le Verrier. Ceux-ci, analysant les perturbations de la trajectoire d’Uranus, les avaient interprétées comme le résultat du champ gravitationnel d’une planète inconnue. La découverte de Neptune confirma leur intuition, quand bien même leurs calculs étaient erronés. La découverte de Neptune dans le ciel, objet invisible à l’œil nu de magnitude 7,7, nécessite des jumelles et la connaissance des éphémérides. On distingue alors seulement un disque pâle de 2,4 secondes d’arc de diamètre, de couleur verdâtre. Seul le télescope spatial Hubble est à même de distinguer des détails sur le disque planétaire.

L’atmosphère et la structure interne

L’essentiel de nos informations sur Neptune provient de la sonde Voyager 2, qui a survolé la planète en août 1989. Cette sonde a révélé l’existence de nombreuses structures atmosphériques, dont la grande tache sombre, ainsi que la présence de vents rapides (300 m/s). Elle a mesuré la période de rotation propre, égale à 16 h 7 min. La planète présente une couleur bleu profond, due au méthane, qui absorbe la composante rouge de la lumière incidente solaire. Les observations du télescope spatial Hubble ont révélé la disparition de la grande tache en 1994, puis la réapparition d’une autre, équivalente, dans l’hémisphère Sud. La présence de nombreux motifs atmosphériques dénote une enveloppe fluide bien plus agitée que celle d’Uranus. Cela est à relier au fait que, comme Jupiter et Saturne, Neptune rayonne plus d’énergie que le Soleil n’en envoie. Cette énergie résulte de la lente contraction de la planète : le mécanisme de Kelvin-Helmholtz convertit l’énergie gravitationnelle en chaleur. La température de brillance de la planète, 56 kelvins, est alors égale à celle d’Uranus, malgré un ensoleillement 2,5 fois moindre.

Comme les autres planètes géantes, Neptune résulterait de l’effondrement d’une atmosphère fluide d’hydrogène et d’hélium autour d’un noyau dense. Ce noyau serait constitué de quelques masses terrestres de roches, surmonté d’une gangue de glaces et d’une enveloppe fluide d’hydrogène moléculaire et d’hélium principalement. Dans l’état actuel des connaissances, il est impossible de déterminer si les composantes de glaces et de roches sont effectivement distinctes ou mélangées. Par rapport à Jupiter et à Saturne, l’atmosphère est de bien moindre importance et n’occuperait que 30 % du rayon. Contrairement au champ magnétique de la plupart des objets du système solaire, celui de Neptune possède une structure complexe qui n’est pas dipolaire ; sa source serait située non pas dans le noyau planétaire mais dans des couches plus superficielles.

Les satellites et les anneaux

Neptune, à l’instar des autres planètes géantes, est accompagnée d’un cortège de satellites. Jusqu’à la sonde Voyager, seuls Triton et Néréide étaient connus, leurs diamètres étant respectivement de 2 700 et de 340 km. Six autres satellites ont été clairement identifiés par la sonde. L’orbite de Néréide se distingue par son excentricité de 0,75, la plus forte parmi les corps majeurs du système solaire.

Triton présente plusieurs particularités. Il s’agit du seul parmi les gros satellites du système solaire à avoir une orbite rétrograde (c’est-à-dire une orbite opposée aux autres orbites du système solaire). Il n’a pas pu se former dans cette configuration autour de Neptune. Comme, de plus, son axe de rotation est incliné de 157° par rapport à celui de Neptune, on pense qu’il a été capturé par la planète. Il pourrait s’agir initialement d’un des plus gros objets de la ceinture de Kuiper. Il présente une surface jeune, car très peu cratérisée, avec des volcans de glaces. Il compte parmi les rares corps du système solaire au volcanisme actuellement actif, avec la Terre, Vénus et Io (satellite de Jupiter). Ce volcanisme semble d’un type particulier : les éruptions de matériaux volatils (azote, méthane) seraient dues non pas à une activité interne, mais au réchauffement saisonnier du Soleil.

La sonde Voyager a levé le doute sur les anneaux de Neptune. Depuis la Terre, ils ne peuvent être vus qu’indirectement, uniquement lorsqu’ils occultent une étoile. Leur existence n’a été admise qu’en 1986, diverses observations concordant pour montrer qu’ils n’apparaissaient que sous forme d’arcs incomplets. Voyager a confirmé que les anneaux de Neptune présentent la particularité d’être très inhomogènes en longitude, et que seules trois composantes plus épaisses sont visibles depuis la Terre.

Les anneaux, au nombre de quatre, orbitent entre 1,7 et 2,5 rayons planétaires. De même que tous les anneaux dans le système solaire, ils sont extrêmement minces ; comme ceux de Jupiter et d’Uranus, ils contiennent très peu de matière.

Symbole
Découvreur / Date de découverte	William Herschel / 13 mars 1781
Rayon(équatorial)	25 656 km (4,007 Terres)
Masse	8,6832×1025kg (14,536 Terres)
Période de rotation (jour sidéral)	– 0,718 jour (sens rétrograde)
Période de révolution	30 708,16 jours (84 ans 27 jours)
Aphélie	3 004 419 704 km (20,08 ua)
Périhélie	2 748 938 461 km (18,38 ua)
Température moyenne (surface)	68°K = – 205°C
Satellites connus	27

Planète géante gazeuse du système solaire

La planète Uranus met 84 ans pour parcourir son orbite autour du Soleil, faiblement elliptique (excentricité de 0,046) et peu inclinée sur l’écliptique (0,77o). Le demi-grand axe vaut 19,2 unités astronomiques, soit 2,87 milliards de kilomètres.

Globalement, Uranus s’apparente à Neptune, moins massive mais légèrement plus grande : la masse de la planète vaut 14,5 masses terrestres (8,68×1025 kg), son rayon équatorial 25 559 km, le rayon polaire étant aplati de 2,3 %.

Uranus a été découverte par hasard par l’astronome anglais William Herschel le 13 mars 1781. La magnitude de – 5,5 place Uranus à la limite de ce que peut détecter l’œil humain par une très belle nuit. Un petit télescope est nécessaire pour distinguer le disque planétaire, verdâtre, de moins de 4” de diamètre.

Depuis les observations menées en janvier 1986 par Voyager 2, unique sonde à avoir survolé la planète, seul le télescope spatial Hubble en orbite autour de la Terre est à même de distinguer des détails sur le disque planétaire.

Une planète géante atypique

La rotation propre de la planète est atypique : incliné à 97,9°, l’axe de rotation s’inscrit presque dans le plan de l’orbite. Comme cet axe garde une direction fixe tout au long de l’année uranienne, les pôles pointent alternativement vers le Soleil, pendant des ” saisons ” de 42 ans. Cette situation résulte du basculement de l’axe de rotation, à l’origine quasi perpendiculaire au plan de l’orbite, sûrement provoqué par l’effet cumulatif des perturbations des paramètres orbitaux d’Uranus par les géantes Jupiter et Saturne. Une collision gigantesque entre Uranus et un corps de la taille de la Terre pourrait aussi expliquer ce phénomène, mais cette dernière hypothèse est moins plausible.

Une autre particularité qui distingue Uranus parmi les planètes géantes est de ne pas rayonner plus d’énergie que le Soleil ne lui en envoie. En fait, Uranus, la moins massive des quatre géantes, s’est refroidie plus rapidement depuis sa formation il y a 4,5 milliards d’années. Il semble que, contrairement à Neptune, aucun mécanisme de transfert d’énergie n’a pris le relais pour évacuer de l’énergie du centre de la planète vers les couches extérieures. Cette absence de source interne entraîne l’absence de mouvements de convection dans l’atmosphère planétaire, et explique l’aspect très lisse des images planétaires.

L’atmosphère d’Uranus est composée essentiellement d’hydrogène (83 %), d’hélium (15 %) et de méthane (2 %). Le rayonnement thermique de la planète correspond à celui d’un corps noir d’une température de 59 K (- 214 °C). Cette température est identique à celle de Neptune, pourtant 1,5 fois plus éloignée du Soleil.

Malgré une insolation aux pôles largement supérieure à celle de l’équateur, la température y est inférieure, sans que l’on comprenne le mécanisme de circulation impliqué dans ce bilan thermique.

Comme pour Neptune, l’atmosphère s’étend sur environ 30 % du rayon planétaire ; elle ne représente donc qu’une petite fraction de la masse totale de la planète, contrairement à Jupiter et à Saturne essentiellement composées d’hydrogène et d’hélium. En fait, Uranus et Neptune s’apparentent aux noyaux des géantes Jupiter et Saturne, composés de glaces d’eau, d’ammoniac et de méthane, ainsi que de roches. On ne sait pas si une gangue de glace entoure le noyau de roches, ou bien si les deux phases sont mélangées. On suppose que la croissance de ces deux planètes les plus externes du système solaire fut limitée lors de la formation du système solaire par la moindre densité de matériau disponible dans les régions périphériques de la nébuleuse primitive. L’axe du champ magnétique d’Uranus est incliné de 60° par rapport à l’axe de rotation. Sa source serait située non pas dans le noyau planétaire mais dans des couches plus superficielles.

Les satellites et les anneaux

Uranus, comme les autres géantes, possède un système d’anneaux ainsi qu’un cortège de satellites. Les anneaux d’Uranus apparaissent très sombres, ne réfléchissant qu’environ 5 % de la lumière solaire, semblables en cela à ceux de Jupiter ; ils sont donc composés essentiellement de poussières. On a dénombré 11 anneaux, tous très fins. La technique d’occultation stellaire a permis la découverte de 9 d’entre eux en 1977, alors que seuls les anneaux de Saturne étaient connus. Les images de Voyager 2 ont révélé les deux composantes les moins brillantes. Les rayons de ces anneaux varient entre 1,6 et 2 rayons planétaires. Leur épaisseur radiale ne dépasse pas 12 km, sauf la composante la plus interne (2 500 km) et la composante la plus externe (100 km). Cette dernière, l’anneau epsilon, apparaît la plus brillante car s’y trouvent en plus des poussières des blocs de glace jusqu’à 10 m de diamètre.

Parmi les cinq satellites majeurs d’Uranus observables depuis la Terre, Miranda se distingue par l’extrême diversité de sa surface. Malgré un diamètre de seulement 484 km, trop petit pour engendrer une activité interne intense, on y trouve tout l’éventail des formations géologiques observées à la surface des satellites : des régions vieilles, très cratérisées, jouxtent des régions plus jeunes traversées par des failles, des plateaux, des falaises, des canyons…

En plus des cinq satellites identifiés depuis la Terre, Voyager 2 a permis la découverte de dix nouveaux satellites, petits et proches de la planète. Parmi eux, Cordelia et Ophelia jouent le rôle de satellites bergers pour les anneaux. On peut remarquer que, contrairement aux autres satellites du système solaire dont les noms sont issus de la mythologie classique, ceux d’Uranus portent des noms provenant des écrits de Shakespeare et de Pope.

Symbole
Découvreur / Date de découverte	Inconnu / Antiquité
Rayon(équatorial)	60 268 km (9,4492 Terres)
Masse	5,6846×1026 kg (95,152 Terres)
Période de rotation (jour sidéral)	0,444 jour (10 h 47 min)
Période de révolution	10 757,74 jours (29 ans 165 jours)
Aphélie	1 503 983 449 km (10,053508 ua)
Périhélie	1 349 467 375 km (9,02063224 ua)
Température moyenne (surface)	143°K = – 130°C
Satellites connus	62

Planète géante gazeuse du système solaire
Saturne parcourt son orbite, de demi-grand axe 9,54 unités astronomiques (1 ua = 149 597 870 km), en 29,46 ans. Cette orbite est peu inclinée sur l’écliptique (2,5 degrés), faiblement elliptique (excentricité de 0,056).

Saturne au sein du système solaire

Après Jupiter, Saturne est la deuxième des planètes géantes : sa masse atteint 5,68 x1026 kg, soit 95,15 fois la masse de la Terre.

La période de révolution propre est rapide (10 h 47 min) et entraîne un aplatissement aux pôles de presque 10 % : alors que le rayon planétaire équatorial vaut 60 268 km (soit 9,46 rayons terrestres), le rayon polaire est limité à 54 364 km. L’inclinaison de l’axe de rotation est de 25,33 degrés.

À l’œil nu, Saturne apparaît comme un point lumineux de magnitude moyenne 0,5 qui, contrairement aux étoiles, ne scintille pas. L’observation des anneaux nécessite, pour être correcte, l’emploi d’un petit télescope. La finesse des anneaux, les jeux d’ombre – ombre des anneaux sur la planète, ombre de la planète sur les anneaux – concourent à l’un des plus remarquables spectacles du système solaire. La planète ne présente quasiment aucune structure, mis à part des bandes aux couleurs très peu contrastées. En revanche, on remarque sans peine son aplatissement.

Saturne fut visitée à trois reprises, par les sondes interplanétaires Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. Bon nombre d’informations sur la planète, sur son système d’anneaux et son cortège de satellites proviennent de ces missions. La sonde Cassini, projet conjoint des agences spatiales américaines et européennes, doit être lancée en 1998, pour arriver sur Saturne en 2004 et y travailler en orbite pendant quatre ans, après avoir largué le module européen Huygens dans l’atmosphère du satellite Titan.

L’atmosphère

Comme Jupiter, Saturne consiste essentiellement en une immense atmosphère, principalement composée d’hydrogène et d’hélium. Il en résulte que Saturne ne possède pas de surface solide.

Par abus de langage, on appelle souvent ” surface ” les régions visibles de l’atmosphère, soit essentiellement la haute troposphère, où sont réfléchis les photons solaires et où se forment les raies spectrales qui caractérisent les éléments minoritaires (ammoniac, méthane, etc.). Le minimum de température, 95 kelvins, est atteint à la tropopause.

Saturne ne possède pas la richesse de motifs troposphériques que présente Jupiter ; toutefois, la présence de très forts vents zonaux parallèles à l’équateur, avec des courants de cisaillement atteignant des vitesses de plus de 200 m/s, occasionne la structure en bandes. De petites structures de type cyclonique et anticyclonique apparaissent sporadiquement.

Tous les 30 ans, à l’approche du solstice d’été, une forte tempête dessine une grande tache blanche proche de l’équateur.

La teneur en hélium, mesurée dans les couches atmosphériques supérieures, est étonnante, car environ quatre fois plus faible que la valeur admise pour la nébuleuse protosolaire. Lors de la formation de la planète, l’abondance en hélium ne pouvait différer de celle de la nébuleuse, car aucun mécanisme ne permet une différenciation entre les gaz hélium et hydrogène. Il faut donc admettre que la concentration en hélium dans la planète est très fortement inhomogène, appauvrie en surface et concentrée vers le centre. Cela se révèle en accord avec les observations qui indiquent que Saturne rayonne 1,8 fois plus d’énergie que le Soleil ne lui en envoie. Contrairement à Jupiter, Saturne n’est pas assez massive pour avoir gardé la mémoire des très fortes températures résultant de sa formation. En revanche, la lente migration de l’hélium vers l’intérieur de la planète apporte le surcroît d’énergie, libérée sous forme d’énergie gravitationnelle, nécessaire pour expliquer le bilan thermique de Saturne.

Le noyau

Lorsque la pression dépasse 2 millions de fois la pression atmosphérique terrestre, à mi-chemin entre la surface et le noyau, l’hydrogène moléculaire se dissocie en hydrogène métallique. Le champ magnétique planétaire est certainement engendré au sein de cette phase métallique. Le noyau planétaire, d’un rayon approximativement égal au dixième du rayon total, est constitué d’éléments denses : glaces de méthane, d’ammoniac et d’eau, roches et métaux. Au centre de la planète, la pression atteint 40 millions de fois la pression atmosphérique terrestre, pour une température d’environ 11 000 kelvins.

Les structures internes de Saturne et de Jupiter sont donc très proches l’une de l’autre. Malgré un contraste de masse supérieur à 3, les rayons de ces deux planètes, composées essentiellement d’hydrogène, sont très semblables. Il s’ensuit que la densité moyenne de Saturne est faible, inférieure à celle de l’eau.

Leur nombre

Vus depuis la Terre, les anneaux se découpent en deux composantes principales, dénommées A et B, séparées par la division de Cassini, ainsi qu’une troisième composante plus ténue, l’anneau C. Ils s’étendent entre 74 500 et 136 800 km de rayon, soit 1,2 et 2,3 rayons planétaires. La sonde Voyager 2 a dévoilé l’extraordinaire complexité des anneaux, et aussi quelques-uns des aspects physiques qui gouvernent leur apparence : d’une part, la nomenclature s’est accrue jusqu’à l’anneau G (D est la composante la plus interne, avec dans l’ordre d’éloignement croissant les anneaux D, C, B, A, F, G et E) ; d’autre part, chaque composante résulte de la juxtaposition de petits anneaux très fins et de zones sans matières, indiscernables depuis les observatoires terrestres.

Environ tous les 15 ans, lorsque les anneaux sont vus par la tranche, leur lumière cesse d’être visible. À cette occasion, on peut repérer précisément la position des petits satellites, appelés bergers, qui orbitent en leur sein, et on peut mesurer leur épaisseur. Les passages de la Terre et du Soleil dans le plan des anneaux de Saturne en 1996 ont d’ailleurs permis de révéler encore de nouveaux petits objets.

Leur composition

Il faut noter que les anneaux de Saturne sont extraordinairement minces et ténus. Si leur diamètre était ramené à celui de la ville de Paris, ils ne seraient pas plus épais qu’une feuille de papier.

Cette finesse s’explique par les collisions incessantes entre les particules constituant les anneaux, collisions qui ne conservent que la composante de vitesse comprise dans le plan équatorial planétaire. Toute la matière contenue dans les anneaux, condensée en un satellite, ne dépasserait pas une sphère de 100 km de rayon.

C’est la présence des anneaux au sein de l’orbite de Roche de la planète qui interdit justement cette agrégation. À l’intérieur de cette limite, les forces de marée exercées par la planète sont supérieures à celles qui assurent la cohésion de la matière. Les anneaux ne sont donc constitués que de particules de petite taille, allant du micromètre à quelques mètres, et composés essentiellement de glace d’eau et d’un peu de poussières. Ainsi constitués et fragmentés, les anneaux réfléchissent très efficacement la lumière solaire, et sont donc aussi brillants que la planète.

Un système dynamique

Les lois de la gravitation imposant un mouvement de rotation képlérien et non uniforme, les anneaux constituent un système dynamique et non statique : les trajectoires sont des orbites, et les anneaux ne peuvent pas être considérés comme un seul objet (chaque particule ayant sa propre orbite). Des structures apparaissent et se défont à des échelles de temps très courtes. Lorsque les anneaux émergent de l’ombre de la planète, le réchauffement solaire induit des structures radiales, les spokes, qui se propagent sur la face éclairée. Le passage des satellites orbitant au sein des anneaux induit des ondes de densité. La structure fine d’une partie des anneaux s’explique par la présence des satellites bergers, la matière étant comme balayée en une bande mince par le passage régulier de ces bergers, et s’accumulant dans des régions de stabilité très étroites.

Le cortège de satellites

Saturne possède au moins 62 satellites, plus qu’aucune autre planète, et tous, sauf Hypérion et Phœbé, en orbite synchrone : à l’instar de la Lune, ils montrent constamment la même face à leur planète.

Titan

C’est l’un des plus gros satellites du système solaire, et de loin le plus massif des satellites de Saturne (1,35 . 1023 kg pour 2 575 km de rayon). Des jumelles sont suffisantes pour l’observer et noter d’une nuit à l’autre son mouvement autour de Saturne, qui dure environ 16 jours. C’est l’astronome Huygens qui, le premier, l’identifia en 1655 comme satellite de Saturne. Titan s’apparente aux satellites Ganymède et Callisto de Jupiter, mais se distingue parmi tous les satellites du système solaire par la présence d’une atmosphère. Celle-ci est 50 % plus épaisse que l’atmosphère terrestre, la pression de surface atteignant 1,5 bar. La température de surface, estimée à 94 kelvins (- 179 °C), ne permet pas la sublimation de la glace d’eau : l’atmosphère est essentiellement composée d’azote moléculaire, d’argon et d’hydrocarbures (méthane CH4, éthane C2H6). On suspecte la présence de précipitations de ces hydrocarbures, voire celle d’un océan d’hydrocarbures. Les observations du télescope spatial Hubble n’ont pu ni infirmer ni confirmer cette hypothèse, dont la réponse sera en fait apportée par le module Huygens de la sonde Cassini.

Rhea

Deuxième satellite par la taille (diamètre de 1 530 km, masse de 2,5 . 1021 kg), il présente deux hémisphères bien différenciés. L’hémisphère pointant vers l’avant (d’après le sens de la trajectoire) est sombre et peu cratérisé, alors que l’hémisphère opposé est uniformément brillant et cratérisé.

Japet

La surface de Japet, troisième des satellites par la taille (1 460 km, 1,9 . 1021 kg), est encore plus différenciée ; l’albédo varie de 0,03 à 0,5 entre les deux hémisphères, à tel point que l’astronome Jean Dominique Cassini annonçait ne voir le satellite que d’un seul côté de la planète. Japet se distingue également par son inclinaison de 15 degrés par rapport au plan équatorial de Saturne.

Les autres satellites

Les orbites des petits satellites Pan, Atlas, Prométhée et Hypérion s’inscrivent à l’intérieur des anneaux. Celle de Pan est située sur le bord intérieur de la division d’Encke (région particulière) de l’anneau A. L’existence de Pan a été en fait prédite à la suite de l’identification de trains d’ondes dans cet anneau, et c’est l’analyse a posteriori des images de Voyager qui a permis de retrouver ce satellite de seulement 20 km de rayon. Atlas a été identifié comme l’un des satellites bergers de l’anneau A, et Prométhée comme l’un de l’anneau F. Hypérion est, parmi les petits corps de forme irrégulière et non sphérique du système solaire, le plus massif : sa masse de 1,8 . 1019 kg se distribue dans un volume dont les dimensions sont de 410 km, 260 km et 220 km. Sa rotation propre est totalement chaotique et imprévisible.

Le dernier satellite “Égéon” a été découvert le 3 mars 2009.

Symbole
Découvreur / Date de découverte	Inconnu / Antiquité
Rayon(équatorial)	71 492 km (11,21 Terres)
Masse	1,8986×1027 kg (317,80 Terres)
Période de rotation (jour sidéral)	0,41351 jour (~ 9 h 55 min)
Période de révolution	4 335,3545 jours (11,862 ans)
Aphélie	816 620 000 km (5,46 ua)
Périhélie	740 520 000 km (4,95 ua)
Température moyenne (surface)	152°K = – 121°C
Satellites connus	63

Planète géante gazeuse la plus massive du système solaire

Sa masse, 1,9×10²⁷ kg (c’est-à-dire un millième de la masse du Soleil ou 318 fois celle de la Terre), représente 70 % de la masse totale du cortège planétaire. Dans l’ordre d’éloignement croissant par rapport au Soleil, cette planète vient au 5e rang, après les 4 planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre, Mars). 

Le rayon planétaire, défini au niveau de pression de 1 atm (environ 100 000 pascals), est de 71 400 km. À cause de la rotation rapide (le noyau planétaire tourne sur lui-même en 9 h 55 min), le rayon polaire est de 6,5 % inférieur au rayon équatorial. Le champ gravitationnel est 2,5 fois plus intense que sur Terre. L’orbite de Jupiter est quasi circulaire (excentricité de 0,047), de rayon égal à 5,2 unités astronomiques (soit 5,2 fois le demi-grand axe de l’orbite terrestre), parcourue en 11 ans et 314 jours, très peu inclinée sur l’écliptique.

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Observation

À l’œil nu, Jupiter apparaît comme un point très lumineux (magnitude moyenne de – 2,2) qui, contrairement aux étoiles, ne scintille pas. Une paire de jumelles suffit pour distinguer le disque planétaire (en moyenne 40” d’arc de diamètre), entouré du ballet des 4 satellites galiléens. Un télescope ou une lunette de bonne qualité sont nécessaires pour bien observer les bandes parallèles à l’équateur, ainsi que la grande tache rouge. Les anneaux de la planète ne sont visibles qu’avec les plus grands des télescopes professionnels, et uniquement en lumière infrarouge.

Exploration par des sondes

Pioneer 10 (vue d’artiste)
Les sondes interplanétaires Pioneer 10 et 11, dans les années 1970, Voyager 1 et 2, en 1979 et 1980, Galileo, depuis 1995 et jusque fin 1997, ont fourni des observations d’une précision inégalable depuis la Terre. La sonde Voyager 1 a découvert l’anneau ; ce sont les mesures du champ gravitationnel ressenti par les sondes qui ont révélé la présence du noyau planétaire. Contrairement aux sondes précédentes, qui ont survolé très rapidement la planète et le cortège de satellites, Galileo a été satellisé autour de Jupiter, et un module a plongé dans l’atmosphère, mesurant pour la première fois in situ le profil de température et la composition, jusque vers le niveau de pression 22 bar (ou 22×10⁵ pascals), inaccessible à l’observation directe depuis la Terre.

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Structure et composition

Jupiter a une immense atmosphère, principalement constituée d’hydrogène et d’hélium. Seule une petite région centrale, d’un rayon approximativement égal au dixième du rayon total, est constituée d’éléments plus denses. 

Parler de surface planétaire est donc un abus de langage, d’autant plus que l’aspect de la planète dépend de façon essentielle de la longueur d’onde d’observation. Les couches accessibles à l’observation peuvent être divisées en plusieurs niveaux : par altitude croissante, on rencontre dans la troposphère, où la température décroît avec l’altitude, les nuages d’eau, d’hydrogénosulfure d’ammonium et d’ammoniac, entre les niveaux de pression 3 et 0,3 bar. La température est minimale à la tropopause (120 K, pour environ 0,1 bar), puis réaugmente dans la stratosphère. 

Les observations spectroscopiques à haute résolution menées depuis la Terre ont permis l’identification de nombreux éléments présents dans l’atmosphère jovienne. Les éléments les plus abondants, après l’hydrogène et l’hélium, apparaissent sous forme de molécules de méthane CH₄, d’ammoniac NH₃ et d’eau H₂O. Le germane GeH₄ et la phosphine PH₃ ont également été repérés. Les gaz rares (néon, argon, krypton) sont présents. L’abondance en deutérium (hydrogène lourd, dont le noyau est constitué d’un neutron en plus du proton) est environ d’un atome de deutérium pour 20 000 atomes d’hydrogène : sa mesure est un facteur cosmogonique extrêmement précieux.

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Les cristaux de glace

Les impressionnants contrastes de couleurs de la troposphère jovienne proviennent sûrement de cristaux de glace présents dans les nuages (glaces d’ammoniac et d’hydrogénosulfure d’ammonium), qui réfléchissent la lumière solaire différemment selon la longueur d’onde. Il faut néanmoins garder à l’esprit que la plupart des images de Jupiter sont présentées avec un traitement des couleurs accentuant très fortement les contrastes.

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L’hydrogène

L’idée que Jupiter est une ” étoile ratée ” doit définitivement être abandonnée. Sa masse est trop petite (treize fois) pour que le deutérium puisse être ” brûlé ” ou, plus exactement, qu’il puisse fusionner pour donner de l’hélium et de l’énergie. La combustion du deutérium correspond à l’état d’étoile ” naine brune “. Il faudrait que la masse de Jupiter soit 80 fois plus importante pour que l’hydrogène fusionne, propriété des étoiles. En revanche, l’hydrogène moléculaire H2 ne peut pas rester stable aux très hautes pressions qui règnent au sein de la planète (jusque 100 millions de fois la pression atmosphérique terrestre). Les modèles théoriques prévoient la dissociation de l’hydrogène moléculaire en hydrogène métallique à 1,3 million de bar, vers 0,85 rayon jovien du centre. L’hydrogène devient conducteur, d’où cette dénomination métallique, chaque électron n’étant plus fortement lié au noyau de l’atome. Cet état de la matière est appelé couramment un plasma.

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L’hélium

Il est le deuxième constituant principal de la planète. On a longtemps cru, jusqu’aux mesures in situ de la sonde Galileo, que l’hélium était proportionnellement moins abondant dans Jupiter que dans le Soleil. Mais la mesure de Galileo est à peine inférieure à l’abondance de l’hélium solaire, soit 24 % par masse. Une telle abondance est en accord avec les prédictions cosmogoniques qui favorisent le scénario de nucléation pour la formation de Jupiter. Initialement, la proto-planète jovienne s’est constituée par accrétion autour d’un noyau composé d’éléments lourds (fer, silicium, eau, méthane, ammoniac). En une deuxième étape, le noyau, ayant atteint une masse critique, a provoqué l’effondrement des éléments légers de la nébuleuse primitive, qui ont alors constitué l’enveloppe fluide. 

De profonds mouvements animent l’enveloppe fluide de la planète.

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La tache rouge et les bandes

La grande tache rouge reste une structure atmosphérique inexpliquée. Il s’agit d’un anticyclone dont la durée de vie dépasse 300 ans (sa forme n’a guère varié depuis sa première observation). L’explication d’une telle longévité trouve sûrement sa source dans un profond enracinement au sein de l’atmosphère jovienne. Comme l’indique la structure en bandes, visible depuis la Terre et mieux documentée par les sondes, des vents zonaux, circulant parallèlement à l’équateur, et allant jusqu’à 200 km/h, dominent la circulation globale. La circulation méridienne permet toutefois des échanges thermiques conséquents, car les températures polaire et équatoriale sont très semblables.

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Son énergie et son magnétisme

Jupiter émet 70 % d’énergie en plus de celle reçue du Soleil. Cet excès d’énergie provient essentiellement des origines du système solaire : Jupiter n’a pas encore eu le temps de se refroidir depuis sa formation, il y a 4,5 milliards d’années. Ce sont les mouvements de convection qui extraient cette énergie vers l’extérieur de la planète. 

Un effet dynamo au sein de la structure interne, fluide et conductrice, crée un champ magnétique puissant (environ 20 fois celui de la Terre), de structure dipolaire. Ce champ est à l’origine des émissions en onde radio de la magnétosphère jovienne.  On observe également sur Jupiter des aurores polaires, créées par la chute d’ions et d’électrons qui tourbillonnent autour des lignes de champs.

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La ceinture d’astéroïde et les comètes

Par sa masse, Jupiter gouverne la ceinture des astéroïdes qui errent entre l’orbite de Mars et la sienne : la planète géante a empêché leur agrégation, qui aurait pu conduire à une cinquième planète tellurique. Les petites planètes troyennes l’accompagnent sur son orbite, en avance ou en retard de 60 degrés. Enfin, Jupiter intercepte, voire capture, des comètes dans leur mouvement autour du Soleil. La fréquence des collisions est estimée à environ un événement par siècle. Le dernier remonte à juillet 1994 : une vingtaine de fragments de la comète Shoemaker-Lévy 9, découverte en mars 1993, se sont écrasés dans la troposphère jovienne. L’étude de sa trajectoire de mars 1993 à juillet 1994 a permis de retracer l’histoire de la comète : la capture par Jupiter a eu lieu vers les années 1930 et la fragmentation remonte à juillet 1992, lors de son passage au périjove (lieu de la trajectoire le plus proche de la planète).

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Son cortège de satellites et son anneau

C’est en 1610 que Galilée découvre les quatre plus gros satellites, dits galiléens. Cette observation concourt à ôter au Soleil son statut de centre du monde. En 1675, l’observateur danois Olaüs Rømer propose une première mesure de la vitesse de la lumière dans le vide : il a mesuré les avances ou retards des éclipses des satellites en fonction de la position de Jupiter par rapport à la Terre et en a déduit que la propagation de la lumière ne pouvait pas être infiniment rapide. 

Aujourd’hui, les principales données concernant les satellites proviennent des sondes interplanétaires. Des mesures accessibles depuis la Terre définissent les grandes lignes de leur morphologie : la densité moyenne révèle, selon qu’elle est plus ou moins grande, les parts relatives de roches et de glaces dans la constitution interne ; l’albédo indique la nature de la surface. Par leur taille, Io et Europe sont semblables à la Lune, Ganymède et Callisto à la planète Mercure. Exprimées en fonction du rayon de Jupiter, leurs distances moyennes à Jupiter valent respectivement 5,8 – 9,4 – 15,0 et 26,3.

Io

Des quatre satellites galiléens, Io se distingue par son activité volcanique, propriété qu’il ne partage à l’heure actuelle qu’avec la Terre (mais d’autres corps, Mars, par exemple, présentent des traces de volcanisme ancien). Cette activité est due au réchauffement permanent de l’intérieur de Io, provoqué par les effets de marée dans le champ gravitationnel de Jupiter. En effet, l’orbite de Io est perturbée par celles d’Europe et de Ganymède, qui orbitent autour de Jupiter avec des périodes respectivement très proches du double et du quadruple de celle de Io (1,77 jour). Plusieurs volcans émaillent la surface de Io. Leur morphologie est comparable à celle des volcans terrestres (cône montagneux, caldeira, coulées, etc.). La comparaison des images prises par Galileo avec celles des Voyager 1 et 2 montre combien la topographie des cônes volcaniques a changé en un laps de temps d’à peine 16 ans. L’activité volcanique intense projette de la matière, essentiellement du soufre, de l’oxygène et du sodium, à plus d’un millier de kilomètres d’altitude, matière qui se retrouve le long de l’orbite du satellite et interagit avec le champ magnétique planétaire. 

Enfin, l’activité volcanique a effacé toute trace de cratère à la surface de Io.

Europe

Ce satellite est constitué d’un noyau rocheux entouré d’une gangue de glace, très réfléchissante. La surface est dominée par un enchevêtrement de fractures étroites et sombres. Le très faible nombre de cratères indique la relative jeunesse de cette surface. Les analyses des images prises par Galileo vont permettre une étude détaillée, les plus petits détails visibles ayant une taille de quelques dizaines de mètres.

Ganymède

La surface de Ganymède présente deux types de terrains, sombres et morcelés de cratères d’impacts météoritiques ou clairs et cannelés. Ces cannelures sont sûrement dues à des plissements et à des extensions de la croûte de glace. En 1996, le survol rapproché effectué par Galileo a permis d’acquérir des images de la surface de Ganymède avec une résolution de 10 m, révélant des champs de blocs de glace.

Callisto

La surface de Callisto est criblée d’impacts, mais sans grand cratère. La croûte de glace subissant un gros impact a certainement fondu et n’en a donc pas gardé la mémoire, contrairement à la surface lunaire, rocheuse, par exemple. L’albédo est bien inférieur à celui d’Europe et de Ganymède : la surface de Callisto est de loin la plus primitive parmi celles des satellites galiléens.

Ses autres satellites

Hormis les 4 satellites galiléens, 59 autres satellites connus orbitent autour de Jupiter. Seul Amalthée présente des dimensions supérieures à 100 km. Sa masse est trop petite pour que sa forme soit sphérique.

Son anneau

Il n’a pas le caractère majestueux de celui de Saturne. Il comprend trois éléments : un anneau lumineux, un disque diffus et un halo. L’anneau lumineux a une largeur d’environ 6 000 km, son bord extérieur, aux contours nets, est environ 57 000 km au-dessus des nuages. Dans sa zone la plus externe, on distingue une bande plus lumineuse d’environ 600 km de large. Extrêmement ténue, son épaisseur est inférieure à 30 km. L’anneau est composé de particules d’une taille allant du micromètre au centimètre, qui ne réfléchissent pas plus du millionième de la lumière incidente. Le disque diffus s’étend du bord intérieur de l’anneau jusque vers l’atmosphère de la planète et est entouré par un halo plus épais.

Symbole
Découvreur / Date de découverte	— / —
Rayon(équatorial)	696 000 km (109,12 Terres)
Masse	1,9891×1030 kg
Période de rotation (moyenne)	27,28 jours
Période de révolution (galactique)	2,26×108 années
Distance du centre de la Voie lactée	2,50×1017 km
Vitesse orbitale	217 km/s
Température moyenne (surface)	5 800°K = 5526.85°C
Constituant principal	Hydrogène (73,46 %)

Son champ de gravitation assure la cohésion du système ; son centre de gravité coïncide pratiquement avec celui du système solaire, sa masse représentant 99 % de la masse totale. Il constitue le foyer commun à toutes les orbites décrites autour de lui par les autres constituants du système.

Nombreuses sont les religions qui ont donné au Soleil une place unique. Pourtant, ce n’est qu’une étoile tout à fait ordinaire, comme notre Galaxie en compte des dizaines de milliards. Il n’en est pas moins pour nous d’une importance primordiale, comme source de lumière nécessaire à la vie. Sa proximité nous donne la possibilité d’observer en direct comment fonctionne une étoile, quelles sont sa structure, sa dynamique, son interaction avec le reste du cosmos. Ses messages, qui nous viennent sous forme de rayonnements électromagnétiques, de particules électrisées, de neutrinos, etc., sont loin d’avoir livré tous ses secrets.

Le Soleil est une masse sphéroïdale, légèrement aplatie, de plasma stellaire, d’un rayon équatorial de 696 000 km (109 fois le rayon de la Terre) et d’une masse de 1,989 · 10³⁰ kg (333 442 fois celle de la Terre) – ce qui correspond à une densité moyenne de 1,41 g/cm³ (0,26 fois celle de la Terre) et à une accélération gravitationnelle, à la périphérie, de 274 m/s² (27,9 fois celle de la Terre). Il est situé à une distance moyenne de la Terre de 149 600 000 km.

Situé dans un des bras spiraux de la Galaxie, le bras d’Orion, à environ 10 000 parsecs du centre galactique, le Soleil décrit autour de ce dernier un mouvement orbital à peu près circulaire, avec une vitesse de translation de l’ordre de 250 km/s ; sa période de révolution, l’année galactique, est d’environ 250 millions d’années.

En outre, le Soleil est animé d’un mouvement de rotation propre (dans le sens direct) autour d’un axe incliné de 7° 15´ par rapport à la normale à l’écliptique ; il s’agit d’une rotation différentielle, caractéristique des masses fluides, dont la durée sidérale est de 25 jours à l’équateur et de 30 jours aux pôles, la vitesse équatoriale étant de 2 km/s. Les durées synodiques sont de 27 jours à l’équateur et de 32 jours aux pôles.

Observation et étude

À l’observation visuelle, le Soleil, qui du fait de sa proximité est l’astre le plus brillant pour un observateur terrestre, présente (par ciel clair) un disque éclatant, au bord bien net (assombri), sur lequel on peut distinguer des taches plus sombres et des formations actives ; son diamètre apparent est de 32´ 35” au périgée (au 1er janvier) et 31´ 31” à l’apogée (au 1er juillet). La technique d’observation du Soleil diffère notablement de celle des autres étoiles, du fait de l’intensité du flux lumineux reçu et par la possibilité d’obtenir des images étendues très détaillées. Dans le domaine optique, les observations spectrographiques ou photographiques peuvent être réalisées avec des instruments modestes (ouverture de 10 à 50 cm) ; on utilise cependant des instruments à haut pouvoir de résolution, mis au point pour l’astronomie solaire, tels que les grands spectrographes et les télescopes solaires (tour solaire, télescope horizontal), de construction fixe, à très longue focale (quelques dizaines de mètres), donnant un grossissement important. Ces instruments sont associés à des miroirs mobiles asservis à la position du Soleil, les cœlostats ; leur foyer peut être équipé de spectromètres, de radiomètres, de plaques photographiques, de capteurs CCD (Charge Couple Device, ” procédé à couplage de charge “). Pour l’étude de la couronne solaire, invisible dans la pleine lumière du disque, on utilise des coronographes, lesquels sont équipés d’un dispositif d’occultation du disque.

Hors du domaine des rayonnements visibles, l’astronomie solaire a bénéficié des développements de la radioastronomie, le Soleil s’avérant être, en effet, une radiosource particulièrement intéressante, qui a justifié la mise au point de radio-interféromètres spéciaux, les radio héliographes. En outre, l’envoi d’observatoires spatiaux a rendu possibles les observations dans le domaine des rayonnements gamma, X, ultraviolet et infrarouge.

L’étude du Soleil est importante parce qu’il s’agit de la seule étoile observable dans de bonnes conditions, et qu’en sa qualité d’étoile moyenne de la séquence principale, le Soleil constitue un test de choix pour les modèles stellaires théoriques ; son étude est également capitale du fait des relations Terre-Soleil, c’est-à-dire des interactions des rayonnements électromagnétiques ou corpusculaires et du champ magnétique solaires avec le milieu terrestre (magnétosphère, atmosphère, biosphère) ; elles peuvent agir sur l’évolution du climat, les réactions chimiques ou biochimiques, l’équilibre thermodynamique de la planète, la propagation des ondes radioélectriques. Enfin, en dehors de toute considération astronomique, le Soleil joue un rôle fondamental dans le développement de la vie sur Terre et dans les activités humaines, comme source d’énergie et comme source de lumière.

Caractéristiques physiques

Le Soleil est une étoile moyenne, caractérisée par une couleur jaune et une température superficielle de 5 700 K, de magnitude absolue 4,72, placée, dans le diagramme de Hertzsprung-Russell (définition sur wikipédia), sur la séquence principale (séquence des naines). Le Soleil, qui appartient à la population du disque de notre Galaxie, a été formé il y a environ 4,5 milliards d’années ; par sa masse, il fait partie des étoiles que leur évolution doit transformer en géante rouge, puis en naine blanche, la phase actuelle devant durer encore 3 ou 4 milliards d’années.

Le soleil est aujourd’hui à la moitié de sa vie, dans 5 milliards d’années il aura épuisé toute son énergie (il aura brûlé tout son hydrogène) et commencera à brûler de l’hélium, alors il deviendra rouge et gonflera jusqu’à atteindre 50 fois son diamètre actuel. Puis il s’effondrera sur lui-même pour former une naine blanche (de la taille de la terre) et s’éteindra peu à peu.

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Spectre

Comme tous les objets célestes inaccessibles à l’exploration, le Soleil est essentiellement étudié par l’analyse de son rayonnement électromagnétique, dont le spectre s’étend des fréquences métriques aux fréquences gamma, et qui est émis par les couches superficielles de l’astre. Son intensité globale (4 · 10²³ kW, correspondant à une perte de masse de 5 · 10⁹ kg/s) semble relativement constante sur des périodes de plusieurs années. Les variations de luminosité du Soleil sont de l’ordre de 4 ‰ au cours du cycle d’activité solaire de 11 ans qui a pu être mis en évidence. On pense qu’elles ont pu atteindre 4 % au cours de la période d’activité minimale du XVIIe siècle. L’influence de ces variations à long terme sur le climat terrestre n’est pas à exclure. La plus grande partie de l’énergie est rayonnée au voisinage du spectre visible, avec une décroissance rapide vers les fréquences extrêmes.

Les parties les plus importantes de ce spectre sont :le spectre visible, formé d’un fond continu auquel se superposent plusieurs dizaines de milliers de raies d’absorption (spectre de Fraunhofer) ; les spectres X et UV, particulièrement intéressants en période d’activité solaire.

Le rayonnement émis par le Soleil est photographié par un spectrographe puis analysé. Les raies noires sont les raies d’absorption ; elles sont dues à l’absorption des rayonnements par les éléments présents dans l’atmosphère du Soleil. L’étude de ces raies permet aux scientifiques d’identifier les éléments constitutifs du Soleil. Par exemple, les raies dans le jaune indiquent la présence de sodium. Source : Encarta

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Composition

La spectroscopie indique que le Soleil est essentiellement composé d’hydrogène (environ 80 %) et d’hélium (environ 9 %), ainsi que de quelques dizaines d’éléments dispersés dans son atmosphère, dont l’abondance varie en raison inverse du numéro atomique ; la composition du Soleil correspond, à quelques irrégularités près, aux abondances moyennes observées dans l’Univers.

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Champs magnétiques

La spectroscopie a également révélé des décompositions de raies spectrales par effet Zeeman, impliquant l’existence de champs magnétiques, lesquels semblent être dus uniquement à des distributions de structures magnétiques de petite échelle, généralement dipolaires, plus ou moins concentrées. Elles peuvent former des configurations magnétiques complexes liées à l’activité solaire comme les taches. Un télescope solaire franco-italien vient d’être mis en service dans l’île de Tenerife ; il est spécialement destiné à l’étude de la structure fine de ces champs magnétiques. Le champ magnétique global du Soleil est variable au cours du cycle, avec des composantes dipolaires et quadripolaires d’importance relative variable. Le satellite Ulysse n’a cependant pas trouvé le champ magnétique dipolaire attendu dans la région des pôles. 

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Structure

L’interprétation des données d’observation passe par la construction d’un modèle théorique permettant d’expliquer de façon cohérente l’origine et la forme de l’énergie rayonnée, ou les mécanismes d’activité. On adopte généralement un modèle stellaire standard, qui fait intervenir des hypothèses d’équilibre hydrostatique entre gravitation et pression interne, de transferts d’énergie de types radiatif et convectif, de réactions thermonucléaires dans le noyau – modèle qui reste très approximatif et se trouve remis en cause par certaines observations (flux de neutrinos déficient, désaccord avec la paléoclimatologie). À ce modèle correspond une structure de la masse solaire où l’on distingue l’intérieur et l’atmosphère.

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L’intérieur

C’est la partie invisible du Soleil ; elle comprend le noyau et l’enveloppe.

Source : astronoo

A l’intérieur on estime le température à plus de 14 millions de °C. Elle décroit ensuite jusqu’à la surface du Soleil (photosphère) , la température est de l’ordre de 6 000 °C. Le plus étonnant est le fait que la température augmente après la photosphère. Elle devrait décroitre suivant les lois de la thermodynamique. Or elle augmente. On pourrait l’expliquer par par le fait que la chromosphère et la couronne reçoivent de l’énergie sous forme magnétique et acoustique. Mais ce n’est qu’une hypothèse non vérifiée à ce jour…(source : fabf71n)

Le noyau

C’est l’endroit où se déroulent les réactions thermonucléaires qu’on suppose être la source de l’énergie solaire, et qui consistent principalement en la synthèse d’un noyau d’hélium à partir de quatre noyaux d’hydrogène ; cette nucléosynthèse libère un rayonnement primaire de photons gamma et de neutrinos ; ces derniers ne sont pas absorbés par la matière solaire et atteignent l’espace extérieur, où ils peuvent être (très difficilement) détectés ; les mesures effectuées sur Terre, faisant apparaître un déficit de neutrinos, remettent en question la nature du noyau solaire.

L’enveloppe

C’est la région où la température est insuffisante pour amorcer la nucléosynthèse, et où a lieu le transfert d’énergie vers les couches externes, d’abord par transfert radiatif (absorption et émission de photons, processus très lent), puis par transfert convectif (transport de l’énergie par la matière) turbulent. 

L’atmosphère

La partie visible du Soleil, l’atmosphère solaire, comprend diverses couches :

La photosphère

C’est la plus profonde des couches visibles et elle constitue la surface apparente, émettant la majeure partie du rayonnement. C’est dans la photosphère qu’est localisé l’hydrogène neutre. Sa périphérie est la région la plus froide du Soleil, et son aspect général est celui d’une granulation (ensemble serré de cellules de quelques centaines de kilomètres apparaissant brièvement, les granules, qui est probablement la manifestation de la convection turbulente des couches sous-jacentes. On observe également des mouvements horizontaux dans de grandes formations cellulaires de 30 000 km (les supergranulations), des oscillations régulières, semblables à des vagues, des domaines de champ magnétique relativement intense.

La chromosphère

D’un éclat cent fois plus faible que celui de la photosphère, elle ne peut être observée que lors d’une occultation de cette dernière ou aux longueurs d’onde des raies intenses (à l’aide de spectrographes ou de filtres). Son rayonnement est caractérisé par des raies d’émission brillantes. Elle apparaît comme une couche hétérogène dont la température croît vers l’extérieur. On observe, à sa périphérie, des millions de projections de matière vers la couronne, les spicules, d’une longueur de quelques milliers de kilomètres, d’un diamètre de quelque 1 000 km, d’une température intérieure de 8 000 K, durant quelques minutes. La chromosphère est structurée en un réseau dont les mailles sont bordées de groupements de spicules, et dont la formation semble liée aux mouvements ondulatoires des couches sous-jacentes.

La zone de transition

Elle s’étend entre la chromosphère et la couronne. Elle est caractérisée par une augmentation très rapide de la température (qui passe de 10⁴ à 3 · 10⁵ K en quelques dizaines de kilomètres. Le transfert de chaleur semble y être essentiellement conductif. Principalement observable dans le domaine du rayonnement ultraviolet, la zone de transition apparaît comme une gaine irrégulière et hétérogène bordant les spicules de la chromosphère, et comme une agglomération de formations instables de masses gazeuses ionisées interagissant avec des champs magnétiques.

La couronne

La couronne ou couche externe du Soleil, de très faible densité, d’un éclat un million de fois plus faible que celui de la photosphère, a un contour flou et variable. On peut distinguer trois composantes du rayonnement coronal visible, auxquelles correspondent deux aspects de la couronne : la couronne K (spectre continu provenant de la photosphère et polarisé lors de la diffusion par les électrons libres de la couronne) et la couronne F (raies Fraunhofer provoquées par les poussières interplanétaires au voisinage du Soleil). Des images très différentes de celles du visible sont également obtenues dans le domaine des ondes UV, X et radio. La couronne absorbant le rayonnement radioélectrique des couches profondes, seule son émission propre est observable en radio, ce qui a permis d’évaluer sa température, laquelle est supérieure à 106 K. Quel que soiPôler l’observer, la couronne est loin d’être homogène. Dans le domaine visible, qui ne permet de la voir qu’au bord du disque, on dénombre un grand nombre de structures variées, organisées par le champ magnétique, formant des jets et pouvant atteindre plusieurs millions de kilomètres. Les rayonnements radio et X permettent de voir la couronne sur le disque. Le satellite japonais Yohkoh en particulier, observant en rayons X, a permis de découvrir une couronne active et en perpétuel changement. On peut voir des jets, des boucles, des arcades se former, grandir et s’envoler. Dans les régions polaires, on observe de grandes cavités obscures de dimension variable au cours du cycle, les trous coronaux, structures magnétiques ouvertes d’où s’échappe le vent solaire.

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Activité

Sous le terme d’activité solaire, on désigne des phénomènes très divers qui se développent à partir des centres d’activité accompagnant la formation de zones de champ magnétique anormalement intense dans la région subphotosphérique. L’observation du nombre (oscillant entre un maximum et un minimum), de la position et de la polarité des centres actifs a permis de mettre en évidence un cycle solaire de 11 ans (ou de 22 ans, si l’on prend en considération le retour d’une même polarité). Les centres actifs sont probablement créés par des interactions magnétohydrodynamiques dans l’intérieur solaire, lesquelles provoquent l’émergence de tubes de flux magnétique intense dans la photosphère, dans une zone équatoriale. L’activité solaire prend de nombreuses formes, parmi lesquelles figurent les taches, les facules, les protubérances et les éruptions.

Les taches facilement observées, elles apparaissent comme des régions photosphériques à champ intense associé à une baisse de température, de rayonnement et de pression ; d’une dimension comprise entre 2 000 km (pores) et 100 000 km (grandes taches), elles comportent un ou plusieurs noyaux sombres entourés d’une pénombre grise ; elles se déplacent et se déforment lentement.

Les facules sont des zones brillantes observées, dans la chromosphère et la photosphère, autour des taches. Elles préludent à la naissance des taches et disparaissent avant elles. 

Les protubérances sont des sortes de lames froides et denses qui s’élèvent dans la chromosphère et la couronne (à une hauteur de 30 000 à 100 000 km). On distingue principalement les protubérances quiescentes, évoluant lentement, et les protubérances éruptives, qui s’accompagnent d’une projection rapide de matière dans la couronne. 

Les éruptions sont des perturbations explosives de la chromosphère et de la couronne, probablement provoquées par de brusques libérations d’énergie électromagnétique piégée (jusqu’à 10²⁵ joules en quelques minutes), qui se trouve convertie en énergie cinétique, provoquant un échauffement transitoire considérable de l’atmosphère et l’accélération de particules chargées (jusqu’à 1 gigaélectronvolt). Elles s’accompagnent d’émissions transitoires intenses sur tout le spectre électromagnétique.

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Interaction du Soleil avec le milieu interplanétaire

En dehors des interactions gravitationnelles et électromagnétiques, le Soleil agit sur les constituants du système solaire par l’intermédiaire d’un flux corpusculaire, le vent solaire, qui peut s’étendre dans une zone de 10¹⁰ km de rayon, l’héliosphère, que l’on définit comme la région où la pression du vent solaire l’emporte sur la pression du milieu interstellaire. Le vent solaire est formé par l’expansion du plasma de la couronne solaire, qui n’est pas en équilibre hydrostatique, à laquelle se superposent des flux de particules émises lors des éruptions. La vitesse d’éjection des particules (électrons, protons, noyaux d’hélium) augmente rapidement, pour atteindre, au voisinage de la Terre, des valeurs de l’ordre de 400 km/s. Ces particules constituent le rayonnement cosmique solaire, qui entraîne une partie du champ magnétique solaire, et interagit avec les milieux planétaires (magnétosphère, atmosphère).

Symbole
Découvreur / Date de découverte	Inconnu / Antiquité
Rayon(équatorial)	2 439,7 km  (0,383 Terre)
Masse	3,302×1023 kg  (0,055 Terre)
Période de rotation (jour sidéral)	58,6462 jours
Période de révolution	87,96934 jours
Aphélie	69 817 079 km  (0,4667 ua)
Périhélie	46 001 272 km  (0,3075 ua)
Température moyenne (surface)	452°K = 179°C
Satellite	Aucun

Planète tellurique la plus proche du soleil

Sa masse vaut 0,055 masse terrestre (3,3×10²³ kg), son rayon 0,382 rayon terrestre (2 439 km) : c’est la moins massive des planètes telluriques. La proximité du Soleil fournit une explication plausible : dans l’hypothèse où le demi grand axe de Mercure (0,387 ua, soit 58 millions de kilomètres) n’a pas notablement varié depuis sa formation, la planète a disposé de trop peu de matière du disque protoplanétaire pour se constituer.

Les autres paramètres orbitaux sont également extrêmes (si l’on excepte l’ex-neuvième et dernière planète connue, Pluton) : l’orbite de Mercure est fortement excentrique (0,206) et fortement inclinée sur l’écliptique (7 degrés).

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L’observation

L’observation de Mercure depuis la Terre est difficile. La planète a beau être brillante (magnitude de l’ordre de – 0,5 à l’élongation maximale), elle ne s’écarte jamais à plus de 23 degrés du Soleil, soit encore moins que Vénus. Il est préférable de se munir d’éphémérides pour savoir où et quand l’observer, peu après le coucher du Soleil ou peu avant son lever, sur un horizon bien dégagé. Sa période de révolution synodique (c’est-à-dire sa rotation autour du Soleil vue depuis la Terre) n’est en effet que de 4 mois, et son mouvement apparent dans le ciel est fort rapide. 

C’est la sonde Mariner 10, lancée en novembre 1973, accélérée lors d’un passage proche de Vénus, qui a donné les premières et seules images de la planète, survolée en mars et en septembre 1974 puis, à nouveau, en mars 1975. 

Seulement 45 % de la surface ont été cartographiés. Auparavant, très peu d’informations étaient connues. La période de rotation propre exacte n’avait été déterminée qu’en 1965 par mesure radar.

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Le jour et l’année sur Mercure

Les périodes sidérales de révolution propre et de révolution orbitale, mesurées dans le référentiel héliocentrique, ou référentiel de Copernic, système de coordonnées centrées sur le Soleil, valent respectivement 58,65 et 87,97 jours terrestres, dans un rapport dit résonant de 2 à 3. Cette configuration de résonance est particulièrement stable : elle résulte des multiples perturbations de l’orbite superposées au potentiel gravitationnel du Soleil, mais correspond aujourd’hui à une situation figée. 

Compte tenu de la combinaison de ces deux mouvements de rotation, le jour mercurien vaut 175,94 jours terrestres, soit exactement le double de l’année sidérale. 

La proximité du Soleil a permis de mettre en évidence un effet explicable uniquement dans le cadre de la relativité générale. Une des conséquences de cette théorie concerne la lente migration du grand axe de l’orbite planétaire, due à la déformation de l’espace-temps à proximité de la masse du Soleil. Contrairement à la mécanique newtonienne qui ne tient compte que des seules perturbations dues aux autres planètes, la relativité générale explique l’avance séculaire du périhélie, 43 secondes d’arc par siècle.

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La surface et l’intérieur

La vitesse de libération de la planète est de seulement 4,3 kilomètres par seconde, insuffisante pour retenir une atmosphère notable. Cette absence d’atmosphère implique des températures extrêmes, variant entre les faces jour et nuit de 430 à -170 °C. Comme autre conséquence, l’absence d’atmosphère, donc d’érosion, assure la préservation des cratères. Par exemple, un œil non exercé ne différenciera pas une photographie de la surface de Mercure d’une photographie de la surface de la Lune. Dans ces deux cas, la multiplicité des cratères domine, avec des tailles allant du micromètre à 1 300 kilomètres. 

Le bassin Caloris, dénommé ainsi car voisin du point subsolaire au périhélie, et donc surchauffé, correspond à un très fort impact. Il est entouré de rides circulaires, qui dénotent la propagation de violentes ondes sismiques engendrées par l’impact. La refocalisation de ces ondes aux antipodes y a profondément marqué le terrain. Inscrits dans le basalte de la surface, les cratères ont plus de 3,8 milliards d’années. 

Depuis, la surface a très peu évolué. Si la planète semble figée en surface, ce n’est pas le cas à l’intérieur, car Mercure présente un champ magnétique. Bien que faible, d’une intensité 100 fois inférieure à celui du champ terrestre, ce champ implique l’existence d’un noyau fluide constitué essentiellement de fer et de sulfure de fer. Ce noyau serait proportionnellement assez grand, vu la densité moyenne élevée de Mercure (5,4 fois la densité de l’eau).