Chapitre 6 Exploration du système solaire

Vue d'artiste du système solaire
Vue d’artiste du système solaire (NASA/JPL).

Jusqu’à la deuxième moitié du vingtième siècle, peu de choses étaient connues sur les astres du système solaire. Les observations avaient permis de bien comprendre le mouvement des différentes planètes, mais les caractéristiques de ces planètes étaient difficiles à déterminer. À partir de la deuxième moitié du vingtième siècle, l’exploration spatiale et l’envoi de sondes un peu partout dans le système solaire nous ont fait découvrir nos voisines dans toute leur splendeur.

Structure du système solaire

Le système solaire est composé d’une étoile, le Soleil, autour de laquelle plusieurs milliers d’objets sont en orbite. Parmi ces objets, on retrouve huit planètes, dont les six connues des anciens (Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter et Saturne) et les deux découvertes au XIXe siècle (Uranus et Neptune).

Une planète est définie par l’Union astronomique internationale comme un objet

Image de la surface du Soleil photographiée par DKIST
Résolution B5 de l’Union astronomique internationale adoptée en 2006.

Les quatre planètes les plus près du Soleil ont des structures similaires à celle de la Terre et on les appelle donc les planètes telluriques. Elles sont principalement composées de roches et ont des densités d’environ 5
g/cm3.Les quatre planètes les plus éloignées du Soleil sont beaucoup plus grosse et sont gazeuses. Elles ont des densités entre 1 et 2
g/3. En raison de leur ressemblance à Jupiter, on les appelle les planètes joviennes.

Une planète naine est un objet sphérique en orbite autour du Soleil, mais qui n’a pas «nettoyé» son orbite, c’est-à-dire qu’il y a d’autres objets sur l’orbite de la planète naine. Pluton, Céres et Eris sont quelques unes des planètes naines connues.

Un astéroïde est un objet en orbite autour du Soleil qui n’est pas suffisamment massif pour avoir une forme sphérique. Il existe des milliers d’astéroïdes dans le système solaire.

Au-delà de l’orbite de Neptune, on retrouve une région qui contient de nombreux astéroïdes et planètes naines nommée la Ceinture de Kuiper. Pluton se retrouve dans cette région. Encore plus loin dans le système solaire se trouve le Nuage de Oort. Ce dernier, contrairement à la Ceinture de Kuiper, a une forme probablement sphérique. On pense que la majorité des comètes viennent de cette région du système solaire.

La majorité de la masse dans le système solaire est concentrée dans le Soleil. Le reste est principalement contenue dans Jupiter et Saturne. Les autres planètes représentent une partie infime de la masse du système solaire.

Distribution de la masse dans le système solaire
Objet Masse (%)
Soleil 99,80
Planètes principales 0,14
Nuage de Oort 0,05
Ceinture de Kuiper 0,001
Astéroïdes, satellites, anneaux < 0,0001


Distribution de la masse parmi les planètes
Planète Masse (%)
Mercure 0,01
Vénus 0,18
Terre 0,22
Mars 0,02
Jupiter 71,14
Saturne 21,30
Uranus 3,26
Neptune 3,86

Puisque la source principale de chaleur dans le système solaire est le Soleil, en général, plus on s’éloigne de lui, plus il fait froid. Les planètes ont une température de surface moyenne qui respecte cette relation, sauf Vénus qui est la planète la plus chaude. Le graphique ci-dessous montre la température moyenne des planètes.

Températures moyennes de surface des planètes
Température moyenne de surface des planètes du système solaire

Vénus est beaucoup plus chaude que Mercure en raison de son atmosphère très riches en gaz à effet de serre. Cette atmosphère absorbe la chaleur du Soleil et l’empêche de s’échapper.

Soleil

L’astre central dans le système solaire est évidemment le Soleil. Sa gravité est ce qui maintient la cohésion du système solaire. Nous étudierons les étoiles plus tard dans le cours, mais nous pouvons néanmoins décrire certaines caractéristiques de base de notre étoile.

Image du Soleil en éruption.
Le Soleil en éruption tel que photographié par la sonde spatiale SOHO (NASA/GSFC/SOHO).

Le Soleil est une étoile naine jaune de type spectral G2. Il a un rayon environ 100 fois plus grand que celui de la Terre, 695 508 km, et une masse de 333 000 fois plus grande ce celle de la Terre, 1,9891 × 1030 kg. Il est principalement composé d’hydrogène et d’hélium avec quelques traces (moins de 2% de sa masse) de carbone, d’oxygène, de néon et de quelques autres atomes plus lourds. La gravité à la surface du Soleil est environ 30 fois plus forte qu’à la surface de la Terre.

Comme toutes les étoiles, le Soleil est une énorme boule de gaz chaud qu’on appelle un plasma. Puisque le Soleil est constitué de gaz, nous pourrions passer à travers sans difficulté (si nous pouvions survivre à la chaleur extrême). La densité moyenne du Soleil est de 1,4 g/cm3, soit à peine plus que celle de l’eau. Parce que c’est une boule de gaz, la surface du Soleil n’est pas aussi clairement définie que la surface de la Terre. On ne pourrait pas marcher à la surface du Soleil.

La température du Soleil varie énormément selon la distance par rapport au centre. Au centre, la température atteint 15.7 millions de degrés Celsius. Cette température est suffisamment élevée pour que les atomes d’hydrogène soient accélérés à des vitesses près de celle de la lumière et entre violemment en collision les uns avec les autres. Ces collisions sont si violentes que les atomes d’hydrogène peuvent fusionner et former des atomes d’hélium. Ce genre de réactions nucléaires libère d’énormes quantités d’énergie sous forme de radiation. Cette énergie migre vers la surface du Soleil en environ 170 000 ans après quoi elle peut être expulsée dans l’espace. La surface du Soleil que nous voyons est à une température d’environ 5500°C, beaucoup plus froide que le cœur.

Le bouillonnement de plasma chaud dans le Soleil, qu’on appelle le mouvement de convection, crée d’intense courants électriques qui à leur tour génèrent le champ magnétique du Soleil. Ce champ magnétique intense et toujours changeant est responsable des taches solaires, des éruptions solaires et des éjections de masse coronale. Une éjection de masse coronale se produit lorsque des particules du plasma sont accélérées le long des lignes de champ magnétique et sont en partie éjectées dans l’espace. Une éjection de masse coronale peut se produire à partir de filaments solaires qui peuvent atteindre plusieurs dizaines de fois le diamètre de la Terre en hauteur. Typiquement, une éjection de masse coronale envoie 1012 kg de matière dans l’espace. C’est mille millions de tonnes! L’activité solaire varie sur une période de 11 ans.

Image du Soleil en éruption.
Éjection de masse coronale qui a duré environ trois heures le 24 février 2015. (Solar Dynamics Observatory, NASA)

Missions d’exploration

Beaucoup de ce que nous connaissons aujourd’hui à propos du Soleil vient d’observations faites par les observatoires spatiaux Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) et Solar Dynamics Observatory (SDO). SOHO a été lancé en 1995 et sa mission principale est de comprendre les différents mécanismes internes dans le Soleil et comment ces mécanismes donnent lieu à la production du vent solaire. SDO, lancé en 2010, a pour mission d’étudier l’impact du vent solaire sur la Terre.

Sonde spatiale SOHO Sonde spatiale SDO
Sondes spatiales SOHO (à gauche) et SDO (à droite) (SOHO (ESA & NASA); NASA/SDO and the AIA, EVE and HMI science teams)

À surveiller

La sonde spatiale Parker lancée en 2018 frôlera le Soleil au cours des prochaines années. Elle s’approchera du Soleil plus que n’importe quelle autre sonde, à une distance d’environ le dixième du rayon de l’orbite de Mercure. Parker permettra de mieux comprendre le vent solaire et la région supérieure de l’atmosphère du Soleil qu’on appelle la couronne.

Le télescope de 4 m Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) installé à Hawai’i permettra d’obtenir des images de la surface du Soleil avec une résolution inégalée. La mission première de DKIST est de mieux comprendre le champ magnétique solaire.

Image de la surface du Soleil photographiée par DKIST
Image de la surface du Soleil photographiée par DKIST (NSO/AURA/NSF CC BY 4.0)

Mercure

Mercure
NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Carnegie Institution of Washington

À 3,6 minutes-lumière du Soleil, on retrouve Mercure. Puisque c’est la planète la plus proche du Soleil, c’est aussi celle qui tourne le plus rapidement, à 48 km/s. Cette planète tourne autour du Soleil en 88 jours terrestres et elle tourne sur elle-même en 59 jours. En raison de la combinaison de ces deux mouvements, la durée d’une période jour-nuit complète est de 176 jours. C’est la plus petite planète et elle ne possède presque aucune atmosphère parce que sa gravité n’est pas suffisamment forte pour retenir le gaz.

Mercure fut visitée en 1974 et en 1975 par la sonde spatiale Mariner 10, puis entre 2008 et 2015 par MESSENGER. MESSENGER nous a fourni des images haute résolution de la surface de Mercure puis s’est écrasée à la surface le 30 avril 2015 après avoir épuisé son carburant.

Sonde Mariner 10
Sonde Mariner 10 (NASA/JPL)

À surveiller

La sonde spatiale BepiColombo de l’Agence spatiale européenne et de la Japan Aerospace Exploration Agency devrait arriver en orbite autour de Mercure en 2025.

Vénus

Mercure
Vénus vue par le radar de Magellan (NASA/Jet Propulsion Laboratory-Caltech)

À 6 minutes-lumière du Soleil se trouve Vénus, un monde chaud et acide, balayé par des tempêtes constantes. Sur Vénus, le jour est plus long que l’année et la direction de la rotation est opposée à la direction de révolution ce qui fait qu’un cycle jour-nuit dure 117 jours terrestres. La température moyenne est de 477°C en raison de l’intense effet de serre. Cet effet de serre est dû à une atmosphère composée principalement de dioxyde de carbone et de nuages d’acide sulfurique. La pression atmosphérique sur Vénus est près de 100 fois plus grande que celle sur Terre.

C’est une planète rocheuse avec une structure interne similaire à celle de la Terre. Un noyau de fer est surmonté d’un manteau de roche chaude qui bouge lentement, créant un mouvement de plaques tectoniques et des volcans.

La planète a été visitée à de nombreuses reprises (notamment par les sondes Pioneer et Mariner). C’est la sonde spatiale Magellan qui a cartographié la totalité de la surface de Vénus au début des années 1990. Les soviétiques ont été les seuls à tenter de se poser sur Vénus. Les sondes Venera-13 et Venera-14, de même que leurs successeurs Vega-1 et Vega-2 ont réussi à se poser et à transmettre quelques données. En raison des conditions extrêmes à la surface de la planète, ces sondes ont eu une durée de vie très courte. Par exemple, Venera-13 a été fonctionnelle environ 2 heures.

Surface de Vénus photographiée par Venera-13
Surface de Vénus photographiée par Venera-13 (URSS)

À surveiller

La sonde spatiale japonaise Akatsuki, en orbite autour de Vénus depuis 2015, étudie la météo de Vénus pour comprendre les mouvements de son atmosphère.

Terre

Lever de Terre sur la Lune
Lever de Terre sur la Lune (NASA/NSSDC)

La Terre est la planète la plus accessible pour faire des mesures scientifiques. Ce n’est pas pour rien que nous en connaissons plus à son sujet que n’importe quelle autre planète. La densité moyenne de la Terre est de 5,5 g/cm3, ce qu’on peut déterminer facilement une fois qu’on connait le rayon de la Terre et sa masse. Cependant, on observe que la majorité des matériaux accessible à la surface de la Terre ont une densité de l’ordre de 3 g/cm3, cela signifie donc que la matière au centre de la Terre doit être beaucoup plus dense. Cette information, combinée avec l’étude des ondes sismiques a permis de déduire que le cœur terrestre est probablement composé de fer et de nickel.

La datation au potassium 40 des roches terrestres et des météorites a permis d’établir que l’âge de la Terre est le meme que celui du reste du système solaire, soit de 4,6 milliards d’années. La Terre possède un champ magnétique qui agit comme un bouclier qui nous protège du vent solaire. Les particules chargées en provenance du Soleil sont déviées dans l’espace ou vers les pôles. Lorsqu’elles entrent en collision avec les molécules de notre atmosphère, ces particules chargées produisent les aurores polaires.

Mars

Mars
Mars photographiée par Hubble (NASA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA))

Mars est environ deux fois plus petite que la Terre. Cette planète possède une atmosphère ténue riche en dioxyde de carbone. On pense que l’atmosphère de Mars était beaucoup plus dense autrefois, mais que l’absence de champ magnétique sur la planète a fait en sorte que le vent solaire a balayé en partie l’atmosphère. La surface de Mars est rougeâtre parce qu’elle est couverte d’oxyde de fer, mieux connue sous le nom de rouille.

Il n’y a pas d’activité tectonique sur Mars. Par conséquent il n’y a pas de chaînes de montagnes, et puisque les volcans crachent toujours leur lave au même endroit, on y trouve des montagnes énormes. Le plus grand volcan du système solaire, le mont Olympus, se trouve sur Mars. Avec une hauteur de 23 km, il est trois fois plus haut que l’Everest.

Olympus Mons
Mont Olympus sur Mars : la plus haute montagne du système solaire (NASA/JPL)

Plusieurs sondes se sont posées à la surface de Mars, dont Spirit et Opportunity en 2004. Ces sondes ont exploré la surface de Mars et ont montré qu’il y a déjà eu de l’eau sur Mars. Spirit, après avoir parcouru 7,73 km sur une période de six ans, s’est coincée dans le sable. Les efforts pour la sortir de ce pétrin ont échoué et la mission de Spirit s’est terminée en 2011. Opportunity a été plus chanceuse et a pu continuer sa mission sans grande anicroche jusqu’en 2018 où une tempête de sable l’a recouverte. Elle a parcouru 45 km pendant les 14 ans de sa mission.

À surveiller

La sonde InSight s’est posée sur Mars en 2018. Elle a pour mission d’aider à comprendre comment Mars et les autres planètes telluriques se sont formées.

Jupiter

Jupiter
Cassini (2011) | NASA/JPL/University of Arizona

Jupiter est une géante gazeuse dont la densité est a peine plus élevée que celle de l’eau. Puisqu’elle est gazeuse, elle ne tourne pas sur elle-même au même rythme partout. La période de rotation à l’équateur est plus courte que la période de rotation près des pôles. C’est ce qu’on appelle la rotation différentielle. Cette rotation différentielle est en partie responsable des tourbillons complexes qu’on observe dans la haute atmosphère de Jupiter. La planète est principalement composée d’hydrogène et d’hélium, mais elle contient aussi des traces d’ammoniac, d’hydrosulfide d’ammonium et d’eau.

Jupiter possède un champ magnétique très intense qui, à l’instar de celui de la Terre, génère des aurores polaires dans la haute atmosphère de la planète. On pense qu’il est dû à l’hydrogène métallique qui se trouve sous l’atmosphère de Jupiter, dans la région où la matière passe de l’état gazeux à l’état solide en raison de la pression très élevée. Cet hydrogène métallique est si compressé que les électrons sont arrachés aux atomes en peuvent circuler librement, comme dans un métal. Ces électrons, en circulant, créent des courants électriques qui à leur tour génèrent le champ magnétique intense de Jupiter. Au centre de Jupiter se trouve probablement un noyau de roche et de métal.

Grande tache rouge
Grande tache rouge de Jupiter photographiée par la sonde Juno en 2017 (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Bjorn Jonsson)

La Grande tache rouge est un incontournable à la surface de Jupiter. Il s’agit d’une tempête énorme qui fait rage depuis au moins 350 ans. Sa taille est environ deux fois le diamètre terrestre, mais on a observé une légère diminution dans les dernières années.

Jupiter possède près de 80 satellites donc les quatre lunes galiléennes : Io, Ganymède, Europe et Callisto.

Saturne

Saturne
Saturne photographiée par Cassini (NASA)

Saturne, célèbre pour ses nombreux anneaux facilement visibles depuis la Terre, ressemble beaucoup à Jupiter dans sa composition. Elle est aussi constituée principalement d’hydrogène et d’hélium avec une couche d’hydrogène métallique qui repose sur un noyau de roches et de métaux. Les anneaux de Saturne sont composés de glace et de roches et ont une épaisseur de seulement 1 km.

Uranus

Uranus
Uranus photographiée par Voyager 2 en 1986 (NASA)

La couleur bleu-vert d’Uranus est due à la présence de méthane dans son atmosphère. Ce gaz absorbe la lumière rouge ce qui fait que la lumière solaire réfléchie par la surface d’Uranus a cette teinte particulière. En plus du méthane, on retrouve dans cette planète de l’hydrogène, de l’hélium, de l’ammoniac et de l’eau. Le centre de la planète est probablement constitué d’un mélange de glace, de roches et de métaux.

À l’instar de Vénus, la rotation d’Uranus est dans le sens contraire de celui des autres planètes. L’axe de rotation d’Uranus est incliné à près de 90° par rapport à l’axe de révolution, c’est-à-dire que la planète tourne sur elle-même en étant «couchée» sur son orbite. Ceci fait d’Uranus la planète avec les saisons les plus étranges du système solaire : pendant l’hiver, la moitié de la planète est plongée dans une nuit constante, alors que l’été, il fait toujours soleil.

Neptune

Neptune
Neptune photographiée par Voyager 2 en 1989 (NASA)

Neptune a une composition interne semblable à Uranus. L’atmosphère de Neptune est cependant légèrement plus active que celle d’Uranus. On pense que c’est dû à une source d’énergie interne de la planète provenant de sa contraction gravitationnelle.

Pluton

Pluton
Pluton photographiée par la sonde New Horizons en 2018 (NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute/Alex Parker)

La sonde New Horizons, après un voyage de près de 10 ans, a atteint Pluton, une planète naine située la plupart du temps au-delà de l’orbite de Neptune, en 2015. Pluton est une planète naine rocheuse avec une surface étonnamment riche en structures de toutes sortes : plaines, cratères, montagnes. Les données scientifiques provenant de la sonde New Horizons sont encore étudiées à l’heure actuelle.

Exercices

  1. Expliquez la différence entre une planète naine et une planète.

  2. Expliquez la différence entre une planète naine et un astéroïde.

  3. Considérons une boîte de céréale représentant la masse totale du système solaire. La masse de la Terre correspond à : a) les 3/4 de la boîte de céréales b) un peu moins du dixième de la boîte de céréales c) une céréale d) un tout petit morceau d’une céréale.

  4. Expliquez pourquoi on devrait s’attendre à ce que Mercure soit la planète la plus chaude du système solaire.

  5. Expliquez pourquoi c’est plutôt Vénus qui est la planète la plus chaude du système solaire.

  6. Qu’est-ce qui est nécessaire pour que les réactions de fusion nucléaire puissent se produire?

  7. Définissez une éjection de masse coronale.

  8. Associez à chacun des astres suivants la caractéristique appropriée. Planètes : Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune, Pluton.

    Caractéristiques :

    • possède le système d’anneau le plus impressionnant du système solaire,
    • n’est pas une planète,
    • possède des océans d’eau liquide à sa surface,
    • a le champ magnétique le plus intense du système solaire après le Soleil,
    • son atmosphère riche en méthane lui donne sa couleur particulière,
    • a la vitesse de révolution la plus rapide,
    • son atmosphère contient des nuages d’acide sulfurique,
    • son axe de rotation est presque perpendiculaire à son axe de révolution,
    • le plus haut volcan du système solaire s’y trouve.
  9. Quelle substance chimique est responsable de la couleur rougeâtre de Mars?

  10. Expliquez ce qu’est de l’hydrogène métallique et en quoi cette substance est reliée au champ magnétique de Jupiter.

  11. Classez les astres suivants du plus petit au plus grand : Neptune, Mars, Mercure, Soleil, Terre, Pluton