le systeme solaire interne

La formation du système solaire

Tout modèle de la formation du système solaire doit être en mesure d'expliquer l'état actuel de celui-ci. Avant de voir comment notre système s'est formé, rappelons donc quelques-unes de ses caractéristiques.

Le système solaire contient 9 planètes. Si l'on ne tient pas compte de Pluton, celles-ci peuvent être classées en deux groupes : les planètes telluriques, de dimension et de masse réduites mais de forte densité (Mercure, Vénus, la Terre et Mars), et les planètes joviennes, de grandes dimension et masse mais de faible densité (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Les orbites des planètes autour du Soleil sont à peu près toutes contenues dans un même plan, appelé le plan de l'écliptique, et le système solaire apparaît donc très aplati de l'extérieur. C'est d'ailleurs pour cette raison que pour un observateur terrestre les planètes semblent toujours se déplacer dans une bande très étroite du ciel appelée le Zodiaque.

Une caractéristique importante car contraignante pour les modèles de formation est la répartition du moment angulaire. Cette grandeur caractérise la rotation ou la révolution d'un corps et s'obtient en combinant la masse, la vitesse de déplacement angulaire et la distance à l'axe de rotation ou de révolution. La théorie montre que le moment angulaire d'un système isolé doit être invariable dans le temps. Le système solaire lors de sa formation avait donc un moment angulaire identique à celui que nous pouvons encore mesurer à l'heure actuelle. Par contre, la répartition du moment entre le Soleil et les planètes peut très bien avoir varié. De nos jours, alors que notre étoile contient à elle seule 99 pour cent de la masse totale du système solaire, elle ne contient que 3 pour cent de son moment angulaire total. Ceci est un point très important qui permet d'éliminer les théories trop simplistes incapables d'expliquer la distribution actuelle.

La formation du système solaire.

Passons donc à l'histoire de la formation de notre système. La description qui suit est un modèle globalement admis, même si ses détails font encore l'objet de maintes discussions. Au départ, il y a environ 10 milliards d'années, ce qui deviendra un jour le système solaire n'est qu'une fraction minuscule d'un gigantesque nuage d'hydrogène et d'hélium qui poursuit son ballet autour du centre galactique. Au fur et à mesure que le temps passe, ce nuage se contracte doucement et s'enrichit en éléments plus lourds lors de l'explosion d'étoiles massives proches, ce qui explique que l'abondance actuelle d'éléments lourds est de l'ordre de 2 pour cent. Finalement, il y a 4,6 milliards d'années, sous l'effet de sa propre gravité, ce nuage s'effondre sur lui-même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus réduite dont l'un deviendra le système solaire.
Formation
Les différentes étapes de la formation du système solaire : contraction d'un nuage d'hydrogène et d'hélium, aplatissement du système, formation de planétésimaux, mise en route des réactions nucléaires au centre, apparition du système sous sa forme actuelle. Source inconnue.

Le protosystème maintenant bien défini continue à se contracter de plus en plus. Mais, d'après la loi de conservation du moment angulaire, si la taille d'un corps se réduit, sa vitesse de rotation doit augmenter pour compenser. La contraction du protosystème s'accompagne donc d'une forte augmentation de la vitesse de rotation et, comme le protosystème n'est pas rigide, d'un fort aplatissement dans le plan perpendiculaire à l'axe de rotation. On se retrouve ainsi finalement avec une concentration de matière au centre, la protoétoile, entourée d'un disque de matière appelé le disque protoplanétaire.

C'est ici qu'intervient notre connaissance de la distribution du moment angulaire. Dans les modèles de formation les plus simples, le système solaire est le résultat d'une simple contraction d'un nuage de gaz en rotation. Mais ceci devrait se traduire par une vitesse de rotation du Soleil incompatible avec le fait qu'il ne possède que 3 pour cent du moment angulaire total.

En réalité, la protoétoile va être ralentie sous l'action des forces magnétiques. Dans les conditions physiques qui règnent à l'époque, une variation du champ magnétique entraîne automatiquement une variation de la distribution de matière et réciproquement - on dit que les lignes de champ magnétique sont gelées dans la matière. Or les lignes de champ magnétique qui traversent le protosystème sont déformables mais seulement de façon limitée. Cette rigidité est transmise à la matière, ce qui crée un lien entre la protoétoile et le disque protoplanétaire. C'est grâce à ce lien que la région centrale est freinée et perd peu à peu son moment angulaire au profit du disque qui tourne de plus en plus vite.

Sous l'effet du ralentissement, la force centrifuge subie par la protoétoile baisse et finalement l'éjection de matière s'arrête. A partir de ce moment, les deux sous-systèmes précédemment liés ont une évolution indépendante. Au centre, la protoétoile continue de se contracter et sa température augmente rapidement. Finalement, les réactions nucléaires de fusion se mettent en route et l'étoile que nous connaissons apparaît.

La formation des planètes

Dans le disque protoplanétaire, les atomes s'agglomèrent au fur et à mesure de leurs rencontres pour devenir des poussières. Celles-ci se regroupent elle-mêmes pour former des petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques millions d'années. Du fait de la turbulence dans le disque apparaissent des fluctuations de densité qui évoluent et aboutissent à des corps de grande dimension, dans un processus appelé l'accrétion. Ces corps continuent à capturer les planétésimaux qu'ils trouvent sur leur chemin et atteignent finalement le stade de planète. La principale phase d'accrétion se termine il y environ 4,4 milliards d'années, même si d'intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d'années.

L'aspect final des planètes dépend de la distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments légers reçoivent beaucoup d'énergie et sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue ces planètes est donc riche en éléments lourds, tels le fer ou le silicium, ce qui explique leur forte densité. Loin du Soleil, l'accrétion de planétésimaux est à l'origine d'un noyau dense qui constitue le point de départ pour une croissance ultérieure. Autour de ce noyau s'accumule une enveloppe de gaz et l'on aboutit à une planète très volumineuse et massive, mais essentiellement constituée d'hydrogène et donc peu dense.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Atmosphères : Formation & Vénus

L'une des caractéristiques les plus frappantes des planètes du système solaire est la grande diversité dans la composition de leur atmosphère, depuis les planètes gazeuses géantes dominées par l'hydrogène et l'hélium, à Vénus et Mars, dont l'atmosphère est principalement constituée de dioxyde de carbone, en passant par le méthane de Titan, et bien sûr le cas très particulier de la Terre et de son oxygène.

Formation

La capacité d'une planète ou d'un satellite à retenir une atmosphère dépend de plusieurs paramètres. Les atomes ou molécules susceptibles de former une atmosphère sont sujets à une agitation d'origine thermique. Celle-ci leur donne en quelque sorte une vitesse moyenne de déplacement qui est à comparer à la vitesse de libération de la planète, c'est-à-dire la vitesse minimale qu'un objet doit dépasser pour pouvoir échapper à l'attraction gravitationnelle pour de bon (par exemple 11,2 kilomètres par seconde pour la Terre). Comme l'atmosphère d'une planète est constituée des molécules ne pouvant pas s'échapper, on peut montrer, en comparant agitation thermique et vitesse de libération, que la composition de l'atmosphère dépend principalement de la masse du corps, de sa taille et de sa température, donc de sa distance au Soleil.

Pour le système solaire, trois cas de figure apparaissent. D'abord les corps qui n'ont pas été capables de conserver une atmosphère appréciable, généralement à cause d'une faible masse, donc d'une faible gravité. Il s'agit de Mercure, de la Lune, de Pluton, et de tous les satellites du système solaire, à l'exception notable de Titan. Ensuite, les corps très massifs capables de retenir tous les types de gaz, en particulier l'hydrogène et l'hélium : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Finalement, la cas le plus intéressant, celui des planètes ou satellites ayant soit une masse intermédiaire soit une très basse température : Vénus, la Terre, Mars et Titan. Ces quatre corps ont perdu l'hydrogène et l'hélium, mais ont réussi à retenir des gaz plus lourds comme le dioxyde de carbone ou la vapeur d'eau.

Les atmosphères de Vénus, Mars et de la Terre trouvent leur origine dans le même phénomène, le dégazage volcanique, par lequel les gaz emprisonnés dans les roches lors de la formation de la planète sont progressivement libérés par l'intermédiaire d'éruptions volcaniques. Les trois principaux gaz en jeu sont la vapeur d'eau (H2O), le dioxyde de carbone (CO2) et le dioxyde de souffre (SO2). Mais bien que les trois atmosphères soient nées du même mécanisme, elles ont rapidement divergé et donné naissance à des conditions très différentes, un enfer de CO2 à une température de 460 degrés sur Vénus, une atmosphère de CO2 très tenue sur Mars, et un environnement sur Terre marqué par la présence de la vie.

Vénus

Le facteur le plus influent dans l'évolution de la planète Vénus par rapport à la Terre a été un apport d'énergie plus élevé dû à la proximité du Soleil. Après la phase de dégazage initiale, Vénus devait être assez semblable à notre planète. La vapeur d'eau put probablement se liquéfier et donner naissance à des océans, d'autant qu'à cette époque reculée le jeune Soleil n'émettait que 70 pour cent de l'énergie qu'il produit à l'heure actuelle. La température devait être supérieure à 100 degrés Celsius, mais avec une pression atmosphérique supérieure à la nôtre, l'eau pouvait exister sous forme liquide. Le dioxyde de carbone devait également être présent dans l'atmosphère, mais en quantité limitée car pluies et océans pouvaient le dissoudre et l'incorporer dans les roches sédimentaires.

Mais avec le temps, le Soleil produisait de plus en plus d'énergie. Après quelques centaines de millions d'années, la température à la surface de Vénus atteignit les 374 degrés, un seuil au-dessus duquel l'eau ne pouvait plus exister sous forme liquide, et les océans commencèrent à s'évaporer. Avec l'arrivée de grandes quantités de vapeur d'eau dans l'atmosphère, un nouveau phénomène allait entrer en jeu : l'effet de serre.

Lorsque le rayonnement du Soleil atteint une planète comme Vénus ou la Terre, il est principalement concentré dans le domaine visible, où l'atmosphère est transparente. Son énergie atteint donc la surface de la planète sans être inquiétée. Cette énergie est alors absorbée par la planète et automatiquement réémise vers l'extérieur. Mais la planète est beaucoup plus froide que le Soleil et ce nouveau rayonnement est par conséquent concentré dans le domaine infrarouge plutôt que visible. Or la vapeur d'eau ou le dioxyde de carbone ne sont pas transparents en lumière infrarouge. Ces gaz vont donc absorber l'énergie réémise par la planète et s'échauffer : c'est l'effet de serre. Sur Vénus, ce nouveau phénomène provoqua une augmentation de température de l'atmosphère et contribua à accélérer l'évaporation des océans. Ceci amplifia encore l'effet de serre, et ainsi de suite dans un cercle vicieux.

Le coup de grâce pour Vénus se produisit lorsque les océans se furent complètement évaporés. Sans eau liquide pour dissoudre le dioxyde de carbone et de souffre, ces gaz commencèrent également à s'accumuler dans l'atmosphère et à contribuer à l'effet de serre. La température atteint finalement un niveau tel que même le dioxyde de carbone déjà emprisonné dans les roches fut libéré et relâché dans l'atmosphère.

Le résultat de cette évolution est l'enfer que nous observons actuellement, une atmosphère dominée par le dioxyde de carbone, avec une température de 460 degrés. Cette dernière est maintenant stable car le cercle vicieux n'est plus à l'oeuvre. Les rayons ultraviolets du Soleil ont peu à peu dissocié les molécules d'eau en leurs constituants, atomes d'oxygène et d'hydrogène, qui se sont échappés vers le milieu interplanétaire. Comme l'effet de serre était principalement dû à la vapeur d'eau, il est dorénavant stable. Le volcanisme peut encore rejeter de l'eau, mais celle-ci est tout de suite dissociée par les rayons ultraviolets du Soleil et ses constituants se combinent avec le dioxyde de soufre pour former des nuages d'acide sulfurique.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Atmosphères : Terre & Mars

La Terre

La Terre, grâce à une orbite plus éloignée du Soleil, a connu une évolution très différente de Vénus. A l'origine, l'atmosphère terrestre était probablement très semblable, constituée principalement de vapeur d'eau. Comme sur Vénus, le refroidissement de la planète après sa formation conduisit à la naissance d'océans. Mais grâce à une distance supérieure au Soleil, donc une température moindre, ces océans n'étaient pas menacés d'évaporation. Au contraire, avec un Soleil plus faible qu'aujourd'hui, ils étaient en danger de se solidifier en glace et de transformer la Terre en un monde gelé qui ne verrait jamais apparaître la vie.

Heureusement pour nous, l'atmosphère contenait également du dioxyde de carbone, un composé capable de rester sous forme gazeuse à des températures plus faibles que la vapeur d'eau. Ce dioxyde de carbone, présent en quantités bien plus importantes que de nos jours, conduisit à un effet de serre qui permit à la Terre de conserver une température suffisante pour que les océans demeurent sous forme liquide.

Avec le temps, la puissance du Soleil augmenta jusqu'au niveau actuel et assura une température modérée à notre planète. Parallèlement, la plus grande partie du dioxyde de carbone fut petit à petit emportée par les pluies, dissoute dans les océans et capturée dans les roches sédimentaires des fonds océaniques. De nos jours, le dioxyde de carbone restant contribue encore à augmenter la température d'une quarantaine de degrés.

L'atmosphère de la Terre a ensuite été affectée par un nouveau phénomène, l'apparition de la vie, et en particulier la mise en place de la photosynthèse, le processus par lequel certaines cellules transforment le rayonnement solaire en énergie chimique, en consommant du dioxyde de carbone et en émettant de l'oxygène. Ce dernier commença à avoir un impact marqué sur l'atmosphère il y a environ deux milliards d'années. Grâce à lui, un nouveau type d'organisme put apparaître, s'appuyant cette fois sur la respiration, le processus grâce auquel les animaux produisent de l'énergie, en consommant cette fois-ci de l'oxygène et en rejetant du dioxyde de carbone.

Le niveau d'oxygène s'est aujourd'hui établi à environ 21 pour cent, une valeur d'équilibre entre photosynthèse et respiration. Le reste de l'atmosphère est principalement composé d'azote (N2), lui aussi dû à la présence de la vie. Il provient en effet de bactéries capables d'extraire l'oxygène d'un type de roches appelées nitrates, un processus qui libère de l'azote.

Mars

L'évolution passée de Mars est entourée de plus d'incertitude que celle de la Terre. Dans la théorie la plus répandue, l'atmosphère martienne serait née dans des conditions similaires, avec le dégazage de grandes quantités de vapeur d'eau et de dioxyde de carbone. Grâce à l'effet de serre engendré par ces gaz, la température aurait été suffisante pour que l'eau puisse exister sous forme liquide pendant une très longue période, et peut être même voir l'apparition de la vie.

La divergence avec la Terre vient principalement du fait que Mars est un corps plus petit (un dixième de la masse terrestre). En conséquence, après sa formation, la planète rouge contenait une quantité de chaleur interne plus faible et se refroidit donc plus vite. Pour cette raison, l'activité géologique cessa assez tôt dans l'histoire de Mars. Or, sans activité volcanique à grande échelle, la planète n'avait plus les moyens de recycler dans l'atmosphère le dioxyde de carbone emprisonné dans les roches. Avec le temps, l'absorption du gaz n'étant pas affectée, une quantité de plus en plus importante de dioxyde de carbone atmosphérique se retrouva incorporée dans les roches.

La conséquence directe de ce phénomène fut une baisse d'intensité de l'effet de serre, donc une chute de température. Un cercle vicieux se mit en place, le refroidissement provoquant plus de précipitations et une dissolution accélérée du dioxyde de carbone, ce qui entraînait à son tour une baisse de température plus prononcée. L'eau ne pouvant plus exister sous forme liquide se transforma finalement en glace dans une couche appelée le permafrost située sous la surface martienne. Mars finit par présenter le visage que lui connaissons actuellement, avec une faible atmosphère principalement constituée de dioxyde de carbone et une totale absence d'eau sous forme gazeuse ou liquide.

Bien sûr, la description précédente n'est qu'une des théories que les missions spatiales actuelles ont pour but de départager. Il est également possible que la quantité de gaz créée par le dégazage soit restée faible. L'effet de serre n'aurait alors jamais été suffisant pour que de grande étendue d'eau liquide se forment.

Titan

A part Vénus, la Terre, Mars et les planètes géantes, Titan est le dernier corps du système solaire à posséder une atmosphère significative. Celle-ci est principalement constituée d'azote, avec également une proportion de méthane. L'azote provient de la destruction, sous l'effet des rayons ultraviolets du Soleil, de molécules d'ammoniac (NH3), un composé abondant dans les régions externes du système solaire. La présence de méthane est plus mystérieuse. Ce gaz devrait disparaître en à peine une dizaine de millions d'années s'il n'était pas renouvelé en permanence. Une source de méthane à l'intérieur de la planète doit donc exister, et c'est là l'une des sujets d'étude de la mission Cassini-Huygens.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Mercure

En s'éloignant du Soleil, la première planète rencontrée est Mercure, à une distance moyenne de 0,38 unité astronomique de notre étoile. L'orbite de la planète est une ellipse relativement aplatie, si bien que la distance est en fait très variable, entre 0,31 et 0,47 unité astronomique.

La proximité de Mercure avec notre étoile explique que, vue depuis la Terre, la planète ne s'éloigne jamais beaucoup de l'astre du jour. La séparation angulaire maximale n'est que de 28 degrés. Mercure n'est donc visible depuis la Terre que pendant un laps de temps très court, lors du lever ou du coucher de Soleil. De plus, Mercure a un diamètre apparent très faible, ce qui rend pratiquement impossible l'observation du moindre détail à sa surface.
Mercure
Une mosaïque d'images de Mercure prises par la sonde Mariner 10 en mars 1974. Crédit : NASA/JPL/Northwestern University

Il fallut ainsi attendre les années 1960 et l'utilisation d'un radar pour mesurer la période de rotation de la planète. A cette époque, des astronomes envoyèrent ainsi des ondes radio vers Mercure et analysèrent le signal renvoyé. Les ondes réfléchies présentaient un décalage en longueur d'onde lié à l'effet Doppler induit par le mouvement de rotation de la planète, ce qui permit de mesurer sa vitesse. La période de rotation fut ainsi estimée à environ 59 jours terrestres.

La particularité de cette valeur est qu'elle correspond exactement aux deux tiers de la période de révolution de Mercure autour du Soleil, soit 88 jours. Il ne s'agit pas d'une pure coïncidence, mais du résultat de l'influence gravitationnelle du Soleil sur la rotation de Mercure, un mécanisme également en jeu dans le cas de la Lune. Remarquons que pour d'hypothétiques habitants de Mercure, la combinaison d'une lente rotation et d'une révolution rapide aurait une conséquence surprenante. En effet, sur la planète même, l'intervalle entre deux passages du Soleil à la verticale d'un point donné est égal au double de la période de révolution autour du Soleil. Autrement dit, une journée dure deux ans !
Mercure
La planète Mercure vue par Mariner 10. En haut à gauche, le cratère Copley d'un diamètre de 30 kilomètres. Crédit : NASA/GSFC

Avec un diamètre de 4900 kilomètres, Mercure est la deuxième plus petite planète du système solaire. Sa masse et sa gravité sont faibles et la planète a donc été incapable de retenir une atmosphère. La sonde Mariner 10, qui survola Mercure à trois reprises en 1974 et 1975, a néanmoins détecté quelques traces de gaz rares comme l'argon, le néon et l'hélium. L'absence d'atmosphère a pour conséquence une très grande différence de température entre le jour et la nuit. Mariner 10 a ainsi montré que la température sur la face exposée au Soleil est d'environ 470 degrés Celsius, alors qu'elle descend à -180 degrés sur la face non éclairée.

Mariner 10 a également profité de ses survols de Mercure pour photographier près de 45 pour cent de la surface de la planète. Ses images ont dévoilé un monde similaire à la Lune recouvert d'une multitude de cratères. Certaines formations sont plus originales, en particulier de très longs escarpements, parfois longs de plus de 500 kilomètres, qui semblent tracer un énorme quadrillage sur la planète. Ces escarpements se sont probablement formés lorsque, après sa naissance, la planète s'est refroidie et a rétréci en craquelant sa surface. Mariner 10 a également révélé la présence d'un énorme cratère, de 1300 kilomètres de diamètre, baptisé le bassin de Caloris, né lors de la collision avec une gigantesque météorite. Cet événement a été si cataclysmique qu'il a créé des ondes sismiques qui se sont propagées et ont donné naissance à un massif de montagnes de l'autre coté de la planète, à l'opposé du cratère.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Vénus

Après Mercure, nous arrivons à Vénus, à une distance d'environ 0,72 unité astronomique du Soleil. Vue depuis la terre, Vénus ne s'éloigne jamais beaucoup du Soleil, avec une séparation angulaire atteignant au maximum 45 degrés. Vénus est l'un des objets les plus intéressants à observer car, du fait de sa révolution autour du Soleil, la planète présente tout comme la Lune un cycle de phases visible à l'aide de simples jumelles. De plus, lorsque sa révolution l'amène relativement près de la Terre, Vénus est l'objet le plus lumineux de ciel après le Soleil et la Lune.
Vénus
Une photographie de Vénus prise en 1990 par la sonde Galileo. L'image a été colorisée pour faire apparaître des détails et indiquer la couleur violette du filtre utilisé. On aperçoit de nombreux détails dans les nuages d'acide sulfurique qui recouvrent la planète. Crédit : NASA

Vénus est très semblable à la Terre du point de vue de la taille, 12 100 kilomètres de diamètre, de la masse et de la composition chimique. La différence la plus apparente concerne son aspect extérieur. En effet, contrairement à notre planète, Vénus présente une atmosphère complètement opaque qui nous empêche d'observer sa surface. Cette barrière fut un obstacle majeur dans l'étude de la planète. Ainsi, la période de rotation resta inconnue jusqu'au début des années 1960, lorsque les astronomes se servirent d'un radar pour la mesurer. Ils découvrirent alors que Vénus se distingue des autres planètes par une rotation en sens inverse de la normale et par une période très longue d'environ 243 jours terrestres.

Vénus commença véritablement à être étudiée avec l'avènement de l'ère spatiale. Elle fut la première planète du système solaire à être survolée par une sonde, en l'occurrence Mariner 2 en 1962. Toute une armada de sondes suivit, d'abord d'autres missions américaines Mariner, qui survolèrent la planète, puis plusieurs sondes soviétiques Venera et l'américaine Pioneer Venus Multiprobe qui plongèrent dans l'atmosphère et se posèrent à la surface. Finalement arrivèrent Pioneer Venus Orbiter, d'autres sondes Venera, ainsi que la mission américaine Magellan, qui se mirent en orbite autour de la planète et purent cartographier sa surface à l'aide de radars.

L'atmosphère

La caractéristique la plus marquante de Vénus est donc probablement son atmosphère. Les sondes spatiales lui ont trouvé une composition très différente de celle de la Terre, avec plus de 95 pour cent de gaz carbonique, un peu d'azote et des traces d'autres gaz. Elles ont également montré que l'atmosphère n'est pas opaque dans son ensemble. En fait, ce sont des nuages concentrés dans une couche relativement fine située entre 45 et 65 kilomètres d'altitude, qui nous empêchent d'observer la surface. Ces nuages sont principalement constitués de gouttelettes d'acide sulfurique, avec un peu d'eau et de la poussière de souffre. Ils se déplacent très rapidement, à 350 kilomètres par heure, et font le tour de la planète en 4 jours terrestre, ce qui est 60 fois plus rapide que la rotation de la planète.

Les conditions atmosphériques à la surface de Vénus sont très hostiles. Les sondes y ont mesuré une pression 90 fois plus forte que sur Terre. La température n'est pas de reste et atteint 480 degrés Celsius. C'est cette température très élevée qui explique pourquoi Vénus est si différente de la Terre. Après leur formation, les planètes étaient toutes deux entourées d'une atmosphère riche en gaz carbonique et en eau. Sur Terre, la vapeur d'eau s'est progressivement condensée pour former les océans et le gaz carbonique atmosphérique a été absorbé par les roches. Sur Vénus par contre, du fait de la proximité du Soleil, la température était trop haute pour que ces deux processus puissent se produire et l'atmosphère a plus ou moins conservé sa composition initiale.

Même si la proximité du Soleil est en partie responsable de la température élevée sur Vénus, elle n'explique pas à elle seule cette valeur de 480 degrés. Celle-ci est liée à un phénomène appelé l'effet de serre qui se produit dans l'atmosphère. Comme son nom l'indique, ce phénomène est de même nature que celui qui provoque le réchauffement de l'air dans une serre de jardin. La lumière qui entre dans une serre de jardin provient du Soleil et son maximum d'intensité se situe dans le visible, plus précisément dans le jaune. Comme le verre est transparent à la lumière visible, le rayonnement solaire n'a aucune difficulté à pénétrer dans la serre. La matière présente à l'intérieur peut alors absorber le rayonnement puis le réémettre. Mais la température de cette matière est inférieure à celle du Soleil et la lumière réémise est produite dans le domaine infrarouge. Or le verre est opaque à l'infrarouge. Le rayonnement réémis par l'intérieur de la serre ne peut donc plus s'échapper vers l'extérieur, l'énergie qu'il transporte est ainsi prise au piège et finalement convertie en chaleur : la serre s'échauffe.

Le phénomène est similaire dans le cas de Vénus, mais c'est le gaz carbonique présent dans l'atmosphère qui joue le rôle du verre. En effet, comme les parois de la serre de jardin, le gaz carbonique est transparent à la lumière visible mais opaque à l'infrarouge. Ainsi, la lumière solaire traverse l'atmosphère de la planète sans problème, mais une fois absorbée par le sol, elle est réémise sous forme infrarouge, se retrouve bloquée par le gaz carbonique et se met à réchauffer l'atmosphère. C'est ce mécanisme qui fit augmenter la température de Vénus peu à peu jusqu'à atteindre la valeur actuelle. Remarquons que l'effet de serre existe aussi sur Terre mais de façon moins marquée car la concentration en gaz carbonique y est beaucoup plus faible.

La surface

La topographie de Vénus nous a été dévoilée principalement par les sondes qui se sont placées en orbite autour de la planète et l'ont explorée à l'aide de radars. Ce fut d'abord Pioneer Venus Orbiter, puis plusieurs sondes Venera, et enfin la mission Magellan qui à méticuleusement cartographié 98 pour cent de la surface de la planète en plusieurs années, avec une résolution de l'ordre de 100 mètres. Les sondes ont révélé que la surface de Vénus est globalement dominée par d'immenses plaines. Cette monotonie est cependant brisée par deux énormes régions de hauts plateaux de la taille d'un continent, baptisées Aphrodite Terra et Ishtar Terra.
Vénus
Le sol de Vénus photographié par la sonde soviétique Venera 13 en 1982. Crédit : NASA/GSFC

Les paysages vénusiens sont quant à eux dominés par des formations volcaniques. De nombreux volcans sont visibles, avec en particulier Maxwell Montes qui culmine à 11 kilomètres d'altitude. On trouve également d'étranges dômes en forme de crêpe, probablement dus à une lave très visqueuse, ainsi que de nombreuses traces d'anciennes coulées de lave. Tout semble en fait montrer que la planète Vénus a été très active du point de vue volcanique jusqu'à une époque très récente, peut-être à peine 10 millions d'années avant notre ère. Les sondes n'ont cependant révélé aucune activité à l'heure actuelle, et n'ont pas non plus détecté de trace d'une tectonique des plaques comme sur Terre.

En plus des formations volcaniques, l'autre caractéristique importante est la présence de très nombreux cratères, tous de diamètre supérieur à plusieurs kilomètres, preuve que l'atmosphère très dense à réduit en miettes toutes les météorites de faible taille. Enfin, l'aspect de la surface a été révélé par quelques photographies prises par les sondes Venera qui se sont posées en douceur sur le sol. Ces images montrent des paysages désertiques et rocheux, apparaissant oranges à cause de l'atmosphère.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

L'atmosphère et la magnétosphère

Après Vénus, nous arrivons à notre propre planète : la Terre. Avec un diamètre de 12 800 kilomètres, légèrement supérieur à celui de Vénus, la Terre est la plus grande planète du système solaire interne. Elle orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 150 millions de kilomètre en une année. Cette distance sert de définition pour une autre grandeur, l'unité astronomique, utilisée pour mesurer les distances dans le système solaire. Le plan de l'orbite de la Terre autour du Soleil est appelé le plan de l'écliptique et sert également de référence dans le système solaire.
Terre
Une image de la Terre prise par la sonde Galileo lors de son premier survol de notre planète en 1990. Crédit : NASA

La Terre tourne sur elle-même en un peu moins de 24 heures, ce qui donne lieu à l'alternance des jours et des nuits. Son axe de rotation est incliné de 23 degrés par rapport à la direction perpendiculaire au plan de l'écliptique. Cet axe garde une direction plus ou moins fixe par rapport aux étoiles, mais au cours de l'orbite terrestre, sa direction par rapport au Soleil change. C'est cette particularité qui donne lieu aux saisons. Ainsi, à la fin du mois de juin, l'hémisphère nord de notre planète est légèrement penchée vers le Soleil et reçoit plus de rayonnement : les journées sont plus longues et les températures plus chaudes, l'été commence dans l'hémisphère nord. Au contraire, à la fin du mois de décembre, c'est l'hémisphère sud qui est penchée vers le Soleil. Dans l'hémisphère nord, les journées sont plus courtes et les températures plus basses, c'est l'hiver qui commence. Dans les périodes de transition, aucune des hémisphères n'est privilégiée, les températures sont moyennes, tout comme la longueur des journées, c'est soit le printemps, soit l'automne.

L'atmosphère

L'une des caractéristiques qui distingue notre planète est la composition de son atmosphère. Cette dernière contient 78 pour cent d'azote, 21 pour cent d'oxygène, le reste étant constitué de gaz rares comme l'argon, de gaz carbonique, de vapeur d'eau et de traces d'autres constituants, sans oublier de nombreuses particules en suspension. En guise de comparaison, les planètes Vénus et Mars ont une atmosphère dominée par le gaz carbonique, avec un peu d'azote et pratiquement pas d'oxygène. La grande quantité d'oxygène présente est une conséquence directe du phénomène terrestre le plus remarquable : la vie. C'est en effet le développement d'organismes vivants qui a lentement transformé notre atmosphère en y injectant de l'oxygène.
Aurore
Une aurore australe photographiée depuis la navette spatiale lors du maximum solaire de 1991. Crédit : NASA

Les limites de l'atmosphère ne sont pas bien définies. La densité décroît avec l'altitude mais l'atmosphère est encore détectable à des milliers de kilomètres d'altitude. Les variations de température avec l'altitude ont permis de définir plusieurs couches dans l'atmosphère. A partir du sol, la température décroît jusqu'à atteindre un minimum de -55 degrés Celsius à une hauteur d'environ 10 kilomètres. Cette couche s'appelle la troposphère et contient les trois quarts de la masse totale de l'atmosphère. C'est là que se produisent tous les phénomènes météorologiques comme les nuages ou la pluie. Au-dessus de la troposphère, la température remonte jusqu'à atteindre zéro degré Celsius vers une altitude de 50 kilomètres : c'est la stratosphère. On y trouve en particulier les molécules d'ozone qui joue un rôle essentiel en absorbant les rayons ultraviolets du Soleil, les empêchant ainsi d'atteindre le sol. C'est d'ailleurs cette absorption qui produit l'augmentation de température de la couche.

Ensuite la température recommence à descendre jusqu'à 85 kilomètres, c'est la mésosphère, puis à remonter, c'est la thermosphère, la couche dans laquelle les petits corps du système solaire se consument en donnant lieu à des météores ou étoiles filantes. Au-delà de 500 kilomètres environ, on parle de l'exosphère. A ce niveau, les principaux constituants sont l'hydrogène et l'hélium. Ceux-ci ne sont plus guère liés à la Terre et peuvent donc échapper à sa gravité et fuir vers le milieu interplanétaire.

Le magnétisme

Un autre élément tout aussi important dans le voisinage de la Terre est le champ magnétique. Comme nous pouvons le vérifier tous les jours à l'aide d'une boussole, la Terre est pourvue d'un champ magnétique. Celui-ci trouve probablement son origine dans les courants électriques qui circulent dans la partie liquide du noyau de fer de notre planète. L'axe du champ magnétique n'est pas aligné sur l'axe de rotation, mais incliné d'environ 11 degrés. Ceci explique que le pôle nord magnétique se trouve au Canada, relativement loin du pôle nord géographique défini par l'axe de rotation.

L'action du champ magnétique donne naissance à une région appelée la magnétosphère, dans laquelle le mouvement des particules est dicté par le champ magnétique terrestre. La forme de la magnétosphère est définie par l'interaction des particules du vent solaire avec notre champ magnétique et dépend donc de l'activité de notre étoile. Dans la direction du Soleil, la magnétosphère s'étend en moyenne jusqu'à 60 000 kilomètres, mais dans la direction opposée, elle s'étire en formant une queue qui peut s'étendre jusqu'à des millions de kilomètres.
Magnétosphère
Une vue d'artiste de l'interaction entre le vent solaire et la magnétosphère terrestre (échelle non respectée). Crédit : ESA

Lorsque les particules du vent solaire atteignent notre planète, la plupart sont déviées par le champ magnétique et contournent la magnétosphère. Les quelques particules qui réussissent à pénétrer sont piégées et se mettent à tourner en spirale autour des lignes de champ et à voyager alternativement d'un pôle magnétique à l'autre. Ce mouvement donne naissance à deux zones riches en particule, les ceintures de rayonnement de Van Allen, du nom de leur découvreur. Chacune de ces zones à la forme d'un anneau qui entoure la Terre. La première se trouve à environ 5000 kilomètres d'altitude et contient surtout des protons énergétiques, la seconde se trouve à 25 000 kilomètres et contient des électrons et des protons d'énergie moindre. Notons que les ceintures de Van Allen constituent la première grande découverte faite par les satellites artificiels.

De temps à autre, en particulier après une éruption solaire, des électrons et des protons énergétiques réussissent à pénétrer dans la haute atmosphère au niveau des régions polaires. Elles ionisent alors les atomes et les molécules présentes et donnent lieu à un phénomène lumineux appelé aurore boréale ou australe selon le pôle en question.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Structure interne et tectonique des plaques

La structure interne

L'observation des tremblements de terre et des ondes sismiques qu'ils produisent nous permet d'étudier la structure interne de notre planète. En observant en différents points du globe les vibrations créées par un tremblement de terre, il est possible de reconstruire la trajectoire que les ondes sismiques ont parcouru dans le globe. Comme cette trajectoire dépend de la nature des matériaux rencontrés, elle nous permet de remonter à la structure interne de notre planète. Un autre moyen d'étude est l'analyse des roches éjectées par les volcans, qui nous révèle quant à elle la composition chimique des couches profondes.

Ce type d'étude a révélé que notre planète est constituée de trois couches qui diffèrent essentiellement par leur composition chimique. La première couche en s'enfonçant dans le globe est l'écorce. Son épaisseur est d'une dizaine de kilomètres sous les océans et d'une quarantaine sous les continents. Cette couche est composée de roches sédimentaires, de granite et de basalte, ces constituants ayant été plus ou moins mélangés sous l'effet de l'activité géologique intense de la Terre. En dessous se trouve le manteau, une couche solide d'environ 3000 kilomètres de profondeur, formée de silicates riches en fer et en magnésium. Enfin, au centre se trouve au noyau essentiellement composé de fer et d'un peu de nickel. Ce noyau est en fait composé de deux couches : le noyau externe, liquide, et le noyau interne, solide. Au centre, la température est d'environ 5000 degrés Celsius et la pression plusieurs millions de fois celle de la surface.

La tectonique des plaques

L'une des caractéristiques qui fait de la Terre une planète très spéciale est la présence d'une tectonique des plaques. La croûte et la partie externe du manteau forment une couche de quelques dizaines de kilomètres, appelée la lithosphère, qui se distingue par sa rigidité. En dessous se trouve l'asthénosphère, une couche moins rigide sur laquelle la lithosphère peut lentement se déplacer. La lithosphère n'est pas faite d'un seul bloc, mais divisée en plusieurs plaques qui peuvent légèrement se déplacer les unes par rapport aux autres en glissant sur l'asthénosphère.
Himalaya
Les monts Everest (à droite) et Makalu (à gauche), vus depuis la station spatiale internationale, au coeur de l'un des résultats les plus spectaculaires de la tectonique des plaques, le massif de l'Himalaya. Crédit : NASA

Ces plaques se déplacent sous l'effet de la convection dans le manteau. En effet, l'énergie produite par la désintégration de noyaux radioactifs au centre de la Terre est transportée vers l'extérieur par un phénomène de convection, les roches chaudes remontant vers la surface, les roches refroidies plongeant vers les profondeurs. Ces mouvements de matière dans l'asthénosphère provoquent le déplacement des plaques de la lithosphère, que l'on désigne sous le nom de tectonique des plaques. Ainsi par exemple, la plaque qui porte l'Amérique de sud se sépare de celle qui porte l'Afrique à une vitesse d'environ trois centimètres par an.

La tectonique des plaques est responsable de la plupart des formations géologiques présentes sur Terre. Ainsi, lors de la collision de deux plaques, une chaîne de montagnes peut naître. C'est par exemple la collision des plaques portant l'Inde et la Chine qui a donné naissance à l'Himalaya. Il arrive également qu'une plaque plonge sous une autre - on parle de subduction - en menant au même résultat, comme dans le cas des Andes.

L'une des conséquences les plus importantes de la tectonique des plaques est le renouvellement de la surface terrestre. Au milieu de l'océan atlantique se trouve une énorme crête appelée le rift océanique. A cet endroit, deux plaques se séparent et permettent à des roches fondues du manteau de remonter à la surface. Le phénomène opposé se produit dans les zones de subduction où une plaque redescend vers les profondeurs. Ainsi par le jeu de ces deux phénomènes, de la matière du manteau remonte en permanence à la surface avant de replonger après des centaines de millions d'années. La conséquence est un renouvellement permanent de la surface de la Terre, sans équivalent dans le système solaire. Ceci explique en particulier que même si la Terre a été soumise à un intense bombardement météoritique dans sa jeunesse, toute trace a été effacée et les cratères météoritiques sont maintenant très rares à la surface de notre planète.

Une conséquence de l'activité de notre planète est l'injection de gaz carbonique dans l'atmosphère. En effet, le gaz carbonique atmosphérique se dissout facilement dans les eaux de pluie et est rapidement injecté dans le sol sous forme de carbonates ou bien dissout dans les océans. S'il restait emprisonné dans les roches ou les océans, l'effet de serre sur notre planète diminuerait et la température se mettrait à chuter, comme ce fut le cas sur Mars. L'injection dans l'atmosphère du gaz emprisonné dans les laves volcaniques permet au niveau de gaz carbonique d'être stable et assure une température modérée de l'atmosphère.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Le réchauffement planétaire

La température moyenne de la Terre dans son ensemble n'est pas stable mais varie avec le temps, comme le prouve l'analyse des couches géologiques. Notre planète était par exemple plus froide d'une dizaine de degrés il y a 20 000 ans, lors de l'apogée de la dernière époque glaciaire. Ces variations sont néanmoins très lentes, la température n'a ainsi fluctué que de 0,2 degré entre l'an mille et la fin du XIXe siècle.

Le fait qui inquiète la communauté internationale à l'heure actuelle est l'accélération du phénomène, qui se produit dorénavant à une cadence inégalée par le passé. Ainsi, depuis la fin du XIXe siècle, en une centaine d'années à peine, la température moyenne du globe a augmenté de 0.6 degré. Pire, les simulations par ordinateur semblent indiquer que le réchauffement va s'accélérer et la température moyenne pourrait en conséquence augmenter de 1,4 à 5,8 degrés d'ici la fin du XXIe siècle. C'est ce phénomène que l'on appelle le réchauffement planétaire.

L'effet de serre

Les variations de température de l'atmosphère sont généralement liées à différents facteurs comme les fluctuations de l'activité du Soleil ou de la vitesse de rotation de la Terre. Mais la majorité des scientifiques pensent que la cause majeure du réchauffement actuel de la planète est un phénomène différent, appelé l'effet de serre. Il s'agit d'un processus par lequel une grande partie de l'énergie du Soleil qui atteint la Terre est emmagasinée par l'atmosphère de notre planète, plutôt que réfléchie et renvoyée vers l'espace.

Comme nous l'avons vu, d'après la loi de Wien, la nature du rayonnement qu'émet un corps dépend de sa température. Le Soleil, avec une température de surface de 6000 degrés émet principalement dans le domaine visible et son énergie traverse facilement notre atmosphère. Mais, comme la température de la Terre est beaucoup plus basse que celle du Soleil, notre planète réémet cette énergie sous forme de rayonnement infrarouge. Or, certains gaz de l'atmosphère comme le dioxyde de carbone, le méthane et le protoxyde d'azote, bien que transparents dans le domaine visible, sont opaques à la lumière infrarouge. Ils bloquent donc le rayonnement réémis, absorbent son énergie et, ce faisant, se réchauffent. Une grande partie de l'énergie solaire est ainsi absorbée par l'atmosphère terrestre, un phénomène que l'on retrouve également à une échelle plus spectaculaire sur la planète Vénus.

La cause la plus probable de l'accélération de l'effet de serre et du réchauffement planétaire depuis la fin du XIXe siècle actuel est l'impact de l'homme sur son environnement. D'énormes quantités de gaz à effet de serre sont en effet relâchées dans l'atmosphère par diverses activités modernes comme l'utilisation de combustibles fossiles dans l'industrie et les transports ou certaines pratiques agricoles comme le déboisement et l'élevage de bovins. On estime ainsi par exemple que la concentration du dioxyde de carbone dans l'atmosphère a augmenté de 30 pour cent depuis le début de l'ère industrielle, ce qui contribue de manière non négligeable à l'effet de serre.
Aletsch
Sur les 150 dernières années, les glaciers alpins, comme celui d'Aletsch en Suisse, auraient perdu en moyenne la moitié de leur volume. Crédit : O. Esslinger

Les effets du réchauffement

Les effets du réchauffement se font déjà voir avec, par exemple, le retrait de certains glaciers, une montée d'une dizaine de centimètres du niveau des océans par expansion thermique de l'eau, ainsi que la réduction d'épaisseur de la calotte polaire arctique. L'accélération du phénomène au cours du XXIe siècle devrait conduire à des effets plus marqués, en particulier une augmentation plus nette du niveau moyen des océans et des variations extrêmes dans les conditions météorologiques, avec à la clé vagues de chaleur et périodes de fortes précipitations.

Les effets se feront bientôt sentir sur les populations humaines avec plus d'inondations, plus de périodes de sécheresse, des problèmes d'approvisionnement en eau potable, le développement de maladies comme la malaria, la disparition de certaines zones côtières ou d'îles à basse altitude. A plus long terme, on peut envisager des phénomènes comme la fonte de la calotte glaciaire qui recouvre le Groenland, ce qui résulterait en une montée de 6 mètres du niveau des océans, avec disparition de la plupart des régions côtières du monde.

Face à cette menace sur notre planète, la communauté internationale reste pour l'instant assez timide. Le protocole de Kyoto, négocié en 1997, avait pour but de forcer les pays industrialisés à commencer à réduire leurs émissions de gaz à effet de serre. Avec la décision récente de la Russie de ratifier le traité, celui-ci a maintenant de bonnes chances d'entrer en vigueur. Mais sans la participation des Etats-Unis, de loin le plus grand producteur de gaz à effet de serre, l'effet du protocole sera forcément limité. Comme le traité n'était de toute façon guère ambitieux, il est peu probable qu'il ralentisse le réchauffement planétaire de manière significative, et le pire est donc à craindre.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

La Lune

La Lune possède un diamètre de 3480 kilomètres, soit environ le quart de celui de la Terre. Elle tourne autour de notre planète à une distance moyenne de 384000 kilomètres, sur une orbite légèrement inclinée par rapport au plan de l'écliptique.
Lune
Une mosaïque d'images de la Lune prises par la sonde Galileo en 1992. Crédit : NASA/JPL

La Lune tourne sur elle-même en un peu plus de 27 jours. Un phénomène remarquable est le fait que cette période de rotation soit exactement égale à la période de révolution sidérale de la Lune, c'est-à-dire le temps mis par notre satellite pour effectuer un tour complet autour de la Terre et se retrouver à la même position dans notre ciel. L'égalité entre ces deux valeurs est la raison pour laquelle nous observons toujours la même face de la Lune.

L'égalité entre les périodes de rotation et de révolution sidérale trouve son origine dans le fait que la Lune n'est pas parfaitement sphérique mais légèrement allongée. La force de gravitation de la Terre est en conséquence capable d'influencer la rotation la Lune sur elle-même et a pu par le passé forcer l'axe d'élongation lunaire à s'aligner dans la direction Terre-Lune. Depuis que ce résultat a été atteint, l'élongation de la Lune est bloquée dans notre direction et le satellite nous présente donc toujours la même face.

Remarquons qu'en réalité nous pouvons observer légèrement plus que la moitié de la surface. En effet, l'orbite de la Lune n'est pas parfaitement circulaire et son axe de rotation n'est pas exactement perpendiculaire à cette orbite. La Lune oscille donc légèrement par rapport à son point d'équilibre, un phénomène connu sous le nom de libration. Ceci nous permet sur le long terme d'observer jusqu'à 59 pour cent de la surface lunaire sans quitter la Terre.

Du fait de sa révolution autour de notre planète, la Lune change constamment de position par rapport à la direction Soleil-Terre. La direction de sa partie illuminée par rapport à l'axe Terre-Lune varie donc, ce qui explique qu'au cours d'un mois lunaire, l'aspect de la Lune change et passe par une série de phases. Ainsi, par exemple, lorsque la Lune se trouve directement entre le Soleil et la Terre, la partie éclairée du satellite nous est invisible et l'on parle de nouvelle Lune. Au contraire, lorsque la Lune se trouve dans la direction opposée au Soleil, nous pouvons observer la partie éclairée dans sa totalité et la Lune est qualifiée de pleine.

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Les éclipses

Une éclipse de Soleil ou de Lune se produit lorsque la Terre et ces deux astres sont alignés le long d'une même direction. Le phénomène est relativement rare car l'orbite de la Lune est légèrement inclinée par rapport au plan de l'écliptique et notre satellite peut par exemple passer entre le Soleil et la Terre sans pour autant être parfaitement aligné avec eux.

Eclipse de Soleil

Une éclipse de Soleil se produit lorsque la Lune se trouve exactement entre la Terre et le Soleil. Pour un observateur sur Terre, trois cas de figure sont alors possibles. Dans le cas le plus favorable, celui d'une éclipse totale, le disque lunaire est bien centré et cache complètement la surface du Soleil. L'obscurité s'abat alors en plein milieu de la journée et peut durer plusieurs minutes. Comme la surface du Soleil est cachée, sa chromosphère et sa couronne sont visibles et donnent lieu à un spectacle magnifique. Dans un deuxième cas, le disque lunaire n'est pas centré sur celui de Soleil. Seule une partie de la surface de notre étoile est alors cachée et l'on parle d'une éclipse partielle, un phénomène beaucoup moins spectaculaire. Enfin, le dernier cas se produit lorsque les distances relatives des trois corps sont telles que le disque lunaire est plus petit que celui du Soleil. Dans ce cas, seule la partie centrale du Soleil est cachée et l'on parle d'une éclipse annulaire, car un anneau de lumière semble entourer le disque de la Lune.
Eclipse de Soleil
Une éclipse de Soleil se produit lorsque la Lune passe entre la Terre et le Soleil (échelle non respectée). Crédit : O. Esslinger

Eclipse de Lune

Une éclipse de Lune se produit lorsque la Terre passe exactement entre le Soleil et notre satellite. La lumière solaire est alors bloquée par la Terre et la Lune n'est plus complètement éclairée. Même dans le meilleur cas, celui d'une éclipse totale avec un alignement parfait, la Lune ne disparaît pas du ciel. En effet, les rayons du Soleil qui passent aux abords de la Terre sont déviés par l'atmosphère et une fraction d'entre eux vient faiblement éclairer la Lune. Notons encore qu'en passant dans notre atmosphère, la lumière du Soleil subit un phénomène de diffusion qui affecte surtout sa partie bleue et moins sa partie rouge. La lumière qui atteint notre satellite est donc plutôt rouge, ce qui explique l'aspect rougeâtre des éclipses de Lune.
Eclipse de Lune
Une éclipse de Lune se produit lorsque la Terre passe entre le Soleil et la Lune (échelle non respectée). Crédit : O. Esslinger

Il se produit entre quatre et sept éclipses par an. On compte en moyenne autant d'éclipses de Soleil que d'éclipses de Lune. Les éclipses de Lune semblent plus courantes car, lorsqu'elles se produisent, elles sont observables par la moitié des habitants de la Terre, alors que les éclipse de Soleil ne peuvent être observées que sur une bande très étroite de la surface terrestre. Ainsi, les habitants d'une région donnée du globe observeront beaucoup moins d'éclipses de Soleil que d'éclipses de Lune sur le long terme.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

L'exploration de la Lune

La Lune a au cours des dernières décennies été visitée par de nombreuses sondes spatiales. La toute première, Lunik 1, fut soviétique et frôla notre satellite à une distance de 6000 kilomètres en 1959. Elle fut suivie par de nombreuses autres sondes Lunik, Luna, Zond ou Ranger dans les années 1960. En particulier, la sonde Lunik 3 fut la première, en 1959, à nous envoyer des images de la face cachée de la Lune. Le premier engin à se poser en douceur sur la surface fut Luna 9 en 1966, suivi rapidement par d'autres sondes Luna et par les sondes américaines Surveyor. La première sonde à se placer en orbite fut Luna 10, en 1966, rapidement imitée par les sondes américaines Lunar Orbiter qui cartographièrent notre satellite.
Edwin Aldrin
L'homme sur la Lune, 20 juillet 1969. Une photo d'Edwin Aldrin prise par Neil Armstrong, que l'on peut apercevoir en réflexion dans la visière. Crédit : GSFC/NASA

Le point culminant de l'exploration lunaire fut bien sûr l'arrivée de l'homme, le 20 juillet 1969, lors de la mission Apollo 11. En tout, six missions habitées se posèrent sur la surface de la Lune entre 1969 et 1972. Ces missions avaient avant tout un caractère symbolique et politique en cette époque de guerre froide, mais elles furent également l'occasion de nombreuses expériences, en particulier sur l'atmosphère lunaire, son champ magnétique, sa structure interne ou le vent solaire. Elles permirent également la collecte de roches lunaires qui furent ramenées sur Terre pour analyse. Notons que d'autres roches furent également retournées sur Terre par des sondes automatiques soviétiques, en particulier Luna 24 qui fut la dernière sonde lunaire des années 1970.

L'avant-dernière visite de la Lune remonte à 1994 avec la mission Clementine. Cette sonde, une collaboration entre la NASA et des institutions militaires, passa deux mois en orbite autour de notre satellite. Elle prit en particulier des images de la surface lunaire dans 4 longueurs d'onde et effectua des mesures altimétriques par laser. Ces observations permirent d'établir une carte minéralogique de la surface lunaire ainsi qu'une carte topographique. Un problème d'ordinateur empêcha malheureusement Clementine d'accomplir la seconde partie de sa mission, le survol de l'astéroïde Geographos.

La dernière visite date de 1998 avec la mission Lunar Prospector. Cette sonde orbita la Lune pendant environ 18 mois, avec pour but d'étudier la composition de la surface, de mesurer le champ magnétique et d'analyser les variations du champ gravitationnel de la Lune. L'un des résultats les plus importants est la détection de fortes concentrations d'hydrogène aux deux pôles, signe de la présence de quantités significatives de glace dans certains cratères dont l'intérieur n'est jamais éclairé et réchauffé par le Soleil. La mission se termina lorsque la sonde fut forcée, de façon délibérée, à s'écraser à l'intérieur d'un cratère près du pôle sud. Les scientifiques espéraient ainsi provoquer l'apparition de vapeur d'eau à partir de possibles couches de glaces, mais les observations depuis la Terre ne détectèrent rien.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

La surface lunaire

L'atmosphère de la Lune est très ténue, avec seulement quelques traces de gaz rares comme l'argon, le néon ou l'hélium. La gravité de notre satellite est en effet trop faible pour retenir une atmosphère significative et le vent solaire a depuis longtemps balayé les quelques traces résiduelles. Cette absence d'atmosphère est responsable d'une très grande amplitude thermique : la température passe de -170 degrés Celsius sur la face nocturne à 120 degrés sur la face exposée au Soleil.

Le champ magnétique de la Lune est très faible et fortement variable suivant la région considérée. L'analyse des roches lunaires a cependant révélé que la Lune a dans le passé connu un champ plus fort, à une époque où le noyau de fer de notre satellite était liquide et en rotation. Ce champ a cependant presque entièrement disparu car le noyau s'est finalement refroidit et solidifié.

Cratères et mers lunaires

La surface de la Lune nous est bien connue aujourd'hui. Les sondes en orbite l'ont cartographiée de façon très précise et une analyse détaillé de ses roches a été effectuée, soit sur place par quelques sondes, soit sur Terre grâce aux échantillons retournés. Les deux éléments qui caractérisent la surface lunaire sont la présence d'une multitude de cratères de toutes tailles et celle d'immenses étendues sombres, appelées les mers lunaires.
Harrison Schmitt
L'astronaute et géologue Harrison Schmitt lors de la mission Apollo 17 en 1972. Crédit : NASA

Depuis la Terre, plusieurs dizaines de milliers de cratères d'un diamètre supérieur au kilomètre sont visibles. Les sondes ont quant à elles révélé des millions de cratères de plus petite taille. L'origine des cratères a très longtemps suscité un débat entre adeptes d'une origine volcanique et partisans d'une origine météoritique, mais c'est finalement cette dernière option qui a été retenue dans la majorité des cas. Des cratères de toutes tailles sont présents car aucune atmosphère n'empêche les petites météorites d'atteindre le sol. De plus, la surface lunaire n'est soumise ni à l'érosion, ni à la tectonique des plaques, et ces cratères ont donc l'éternité (ou presque) devant eux.

L'observation rapprochée des mers a montré que ce nom était totalement impropre puisqu'il s'agit simplement de grandes étendues de roche sombre. Leur taille est impressionnante, la plus grande mer atteignant un diamètre de plus de 1100 kilomètres. L'origine des mers est à rechercher dans l'histoire de la Lune. Notre satellite est né il y a 4,6 milliards d'années comme les autres corps du système solaire. Pendant les 800 premiers millions d'années, il fut soumis à un intense bombardement météoritique qui couvrit de cratères la surface solide tout juste formée. En particulier, les plus grands impacts donnèrent naissance à d'immenses plaines. Il y a 3,8 milliards d'années, la plupart des petits corps du système solaire avaient été capturés par des planètes et l'intensité du bombardement diminua, laissant la place à quelques impacts sporadiques.

Pendant les 800 millions d'années qui suivirent, la Lune fut le siège d'une grande activité interne. La chaleur dégagée par la désintégration de noyaux radioactifs contenus dans les roches provoqua la fusion des roches présentes sous la surface. Celles-ci remontèrent alors sous forme de lave et vinrent remplir les immenses plaines. C'est ainsi que se formèrent les mers, dont la couleur sombre est due à la nature de leurs roches. Pendant les trois derniers milliards d'années, l'activité interne ou météoritique a été très faible, comme en témoigne la surface des mers qui est très peu cratérisée. Notons que la face cachée est presque totalement dépourvue de mers. Ceci est dû au fait que la croûte y est plus épaisse et a pu empêcher la lave de remonter vers la surface.

Structure interne

Les sismographes placés à la surface de la lune ont détecté quelques secousses internes très faibles. La plupart sont probablement dues à des déformations du globe lunaire sous l'action de la gravité de notre planète. D'autres sont causées par des impacts météoritiques. Certaines ont été créées artificiellement lors de missions américaines en laissant chuter sur la surface des étages de fusée. L'analyse de toutes ces secousses a permis d'estimer la structure interne de la Lune. Elle a montré que notre satellite est couvert d'une écorce épaisse de 60 kilomètres sur la face visible et de 100 kilomètres sur la face cachée. En dessous se trouve un manteau épais de plus de 1100 kilomètres. Enfin, au centre se trouve un petit noyau d'environ 700 kilomètres de diamètre.

Roches lunaires

Une analyse très précise des roches lunaires a été rendue possible par le retour sur Terre de près de 400 kilogrammes d'échantillons. On trouve à la surface deux composants différents : des roches et des poussières. Les roches sont de taille très diverse et se classent en deux catégories principales. Les mers sont ainsi formées de basalte, une roche sombre similaire à la lave terrestre, alors que les autres régions contiennent de l'anorthose, une roche claire formée de silicates et contenant beaucoup de calcium et d'aluminium.

A la surface, on trouve une couche de poussière épaisse de plusieurs centimètres. Cette poussière, principalement constituée de débris de roches, apparaît grisâtre ou brunâtre selon l'éclairage. Elle se forme sous l'effet de l'incessant bombardement de micrométéorites ou de particules du vent solaire, ainsi que des fortes variations de température qui font éclater les roches. Directement sous la couche de poussière, on trouve une strate de roches brisées, avec une épaisseur d'une dizaine de mètres. Pour éviter d'appeler ce matériau de la terre, on l'appelle le régolite.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

L'origine de la Lune

De façon assez étonnante, le problème de l'origine de la Lune n'a pas encore été résolu de façon définitive. Trois différents scénarios ont longtemps dominé le débat. Le premier scénario était celui de la fission. Juste après sa formation, la Terre était une masse liquide en rotation relativement rapide. Du fait de la force centrifuge, notre planète aurait éjecté une fraction de sa masse qui se serait finalement agglomérée pour donner naissance à la Lune. Le deuxième scénario était celui de la création simultanée : la Terre et la Lune se seraient formées simultanément à partir de la même source de poussières. Enfin, le troisième scénario était celui de la capture, selon lequel la Lune se serait formée dans une région différente du système solaire mais aurait été capturée à un certain moment par le champ de gravité de la Terre.
Couple Terre-Lune
Le couple Terre-Lune vu par la sonde Galileo on 1990 depuis une distance de 6 millions de kilomètres. Crédit : JPL/NASA

En fait, aucune de ces anciennes théories n'est véritablement satisfaisante. L'analyse des roches lunaires a montré que leur composition chimique est différente de celle des roches terrestres, en particulier en ce qui concerne la proportion de fer. La Lune ne peut donc pas être uniquement formée de matière arrachée à la Terre et elle n'a pas non plus pu tout simplement naître dans la même région que la Terre. De plus, le premier scénario exige une vitesse de rotation excessivement grande et le deuxième est incapable d'expliquer pourquoi la Lune possède un noyau beaucoup plus petit que la Terre. Enfin, le troisième scénario n'est pas satisfaisant car il est extrêmement difficile d'imaginer comment la Terre aurait pu capturer un objet aussi massif que la Lune et l'amener dans une orbite stable. De plus, l'analyse de la proportion de différents noyaux atomiques montre une très forte similarité entre la Terre et la Lune, ce qui est très difficile à s'expliquer si les deux corps ont été crées de façon indépendante.

Plusieurs planétologues proposèrent ainsi en 1975 un quatrième scénario plus compliqué de l'origine de la Lune. Selon eux, très tôt dans l'histoire du système solaire, une collision se serait produite entre la Terre et un autre objet de la taille de Mars. Cette collision aurait entraîné l'éjection d'une énorme quantité de matière qui se serait agglomérée pour donner naissance à la Lune.

Cette dernière théorie peut expliquer toutes les différences ou similarités entre la Terre et la Lune, et c'est donc la théorie la mieux acceptée aujourd'hui. A l'époque de l'impact, la plus grande partie du fer de la Terre s'était déjà rassemblée dans le noyau. La matière éjectée provenait principalement du manteau, plus pauvre en fer, ce qui explique que la Lune contient une faible proportion de cet élément. La similarité dans la proportion de différents noyaux atomiques est due au fait que les deux corps ont une origine commune. Enfin, la nature très aléatoire d'un impact explique pourquoi la Terre est la seule planète interne du système solaire à posséder un satellite de si grande taille.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Mars

Après la Terre, nous trouvons Mars, à une distance moyenne de 1,50 unités astronomiques du Soleil. Contrairement aux autres planètes, Mars a une période de rotation très proche de celle de la Terre, l'alternance entre le jour et la nuit se fait donc au même rythme que sur notre planète. L'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au plan de l'orbite a également une valeur similaire, ce qui conduit la planète à être soumise à un cycle de saisons semblable à celui de la Terre, légèrement plus lent car l'année martienne est plus longue que la nôtre.

Vue de la Terre, la planète apparaît généralement rougeâtre, avec quelques zones foncées et des régions polaires blanchâtres. Avec l'alternance des saisons, son aspect change beaucoup. En été, les zones polaires rapetissent et les zones foncées s'étendent. En hiver, la couverture blanche sur les pôles est très marquée et les zones foncées se font plus discrètes. Ces zones foncées sont des régions de roches plus sombres et leur changement d'aspect est probablement dû à une couche de poussière d'épaisseur variable avec les saisons. L'aspect rouge de la planète est quant à lui dû à la présence d'oxyde de fer.
Mars
Mosaïque de Mars construite à partir de 102 images prises lors des missions Viking. L'image est centrée sur la région Valles Marineris, un système de canyons long de 3000 kilomètres et d'une profondeur maximale de 8 kilomètres. On aperçoit à gauche les volcans du Tharsis, tous d'une altitude d'environ 25 kilomètres. Crédit : NASA/GSFC

L'exploration de Mars par des sondes spatiales commença en 1965 avec un survol par Mariner 4. Deux autres sondes Mariner firent de même, puis ce fut Mariner 9 qui se mit en orbite autour la planète et prit des images pendant presque un an. En 1976, ce furent les deux sondes Viking qui étudièrent Mars pendant plusieurs années. Chacune était composée d'une sonde en orbite qui prenait des images de la surface et étudiait l'atmosphère, et d'une sonde qui se posait sur la surface, effectuait des mesures météorologiques et sismologiques et analysait quelques échantillons du sol, en particulier pour détecter de possibles traces de vie. A côté de ces immenses succès, Mars donna également lieu à de grandes déceptions, en particulier avec l'échec de la sonde Mars Observer en 1993 et de l'atterrisseur Beagle 2 en 2003.

L'atmosphère

La planète Mars a un diamètre de 6800 kilomètres. Elle possède une atmosphère très ténue avec une pression inférieure à 1 pour cent de la valeur terrestre. L'atmosphère est constituée de gaz carbonique à plus de 95 pour cent, d'un peu d'azote, d'argon et d'oxygène, et de traces d'autres gaz. Il y a également un peu de vapeur d'eau, en quantité suffisante pour donner naissance à des nuages de glace ou à du brouillard. Les images prises depuis la surface montrent que le ciel apparaît orange, ce qui est vraisemblablement dû à de fines particules de poussière présentes dans l'atmosphère.

La température à la surface de Mars est très variable, entre un minimum d'environ -140 degrés Celsius la nuit et un maximum diurne de 0 degré l'hiver et de 20 degrés l'été. L'atmosphère de Mars est parfois animée de formidables tempêtes qui englobent toute la planète et peuvent durer plusieurs mois. La surface est alors entièrement cachée par les poussières soulevées par le vent. Cela s'est par exemple produit au début de la mission Mariner 9, la sonde ayant alors été dans l'impossibilité d'observer la surface pendant plusieurs semaines.

La surface

Les différentes sondes ont révélé une surface fascinante et riche en formations de types différents : volcans éteints, cratères, canyons et lits de rivières asséchés. Ces diverses formations ne sont pas réparties uniformément sur la planète, mais plutôt regroupés dans un hémisphère donné.

L'hémisphère nord de Mars est dominé par des formations d'origine volcanique. On y trouve en particulier deux régions où se concentrent de nombreux volcans : le dôme du Tharsis, avec 3 volcans dont la hauteur dépasse 20 kilomètres, et, de l'autre coté de la planète, Elysium Planitia. Près du dôme du Tharsis se trouve Olympus Mons, le plus grand volcan du système solaire qui culmine à 26 kilomètres d'altitude avec une base de 600 kilomètres de diamètre.

Les volcans martiens sont du même type que les volcans de Hawaii, avec des flancs en pente très douce. Ils sont dus à la présence d'un point chaud dans le manteau, qui éjecte de la lave vers l'extérieur à travers la croûte. Leur taille démesurée est probablement liée à l'absence de tectonique des plaques. Sur Terre, du fait de la tectonique, la croûte se déplace par rapport au point chaud, produisant une succession de petits volcans. Sur Mars, la croûte est fixée et l'accumulation de lave en un même point forme petit à petit des volcans énormes. A partir d'une étude du nombre de cratères dans ces régions volcaniques, il a été possible de les dater de façon approximative : le dôme du Tharsis par exemple est relativement jeune, avec seulement quelques centaines de millions d'années.

L'hémisphère sud est très différent, dominé par des cratères d'impact vieux de plusieurs milliards d'années. Contrairement aux cratères lunaires dont l'aspect ne change pas avec le temps, les cratères martiens sont soumis à une érosion d'origine atmosphérique qui altère leur forme, arrondit leurs bords et recouvre leur intérieur d'une épaisse couche de poussières.
Panorama de Mars
Un panorama de la surface martienne pris lors de la mission Pathfinder en 1997. Crédit : NASA/GSFC

L'une des formations les plus remarquables de la surface martienne se trouve près de l'équateur : il s'agit d'un gigantesque canyon, baptisé Valles Marineris en l'honneur de la sonde Mariner, qui s'étend sur plus de 3000 kilomètres avec une profondeur qui peut atteindre 8 kilomètres. Il est lui-même entouré de tout un système de canyons de taille plus modeste. Les planétologues pensent que ces formations sont le résultat de l'effondrement d'énormes plateaux.

Le dernier type de structure mis en évidence sur Mars, en particulier dans le voisinage du Valles Marineris, est constitué de petites vallées qui présentent de nombreux méandres et ressemblent à des lits de rivière asséchés, ce qui laisse penser que de l'eau liquide a dû couler sur la surface de Mars par le passé.

Finissons ce rapide survol de la planète Mars, en remarquant que la planète possède deux petits satellites, Phobos et Deimos, avec une dimension de l'ordre de 10 kilomètres. Ces satellites apparaissent très irréguliers et sont recouverts de cratères. Du fait de la proximité de la ceinture d'astéroïdes et de leur aspect irrégulier, les astronomes les soupçonnent fortement d'être des astéroïdes capturés par Mars.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

L'eau sur Mars

De nos jours, l'eau sous forme liquide ne peut plus exister sur Mars car la pression atmosphérique est trop faible et tout liquide s'évaporerait instantanément. A une époque reculée, que l'étude des cratères d'impact place il y a environ 4 milliards d'années, l'atmosphère de Mars était probablement similaire à celle de la Terre et permettait l'existence d'eau liquide.

L'absence de tectonique des plaques

Les planétologues pensent que la divergence entre les deux planètes est liée à la tectonique des plaques. Pour toutes les planètes telluriques, l'origine de l'atmosphère est la libération, par l'intermédiaire des éruptions volcaniques, des gaz contenus dans les roches après la phase de formation. Il s'agit principalement du gaz carbonique (CO2), de l'azote (N2) et de la vapeur d'eau (H2O). Le gaz carbonique va par l'intermédiaire de l'effet de serre réchauffer la planète et permettre à l'eau liquide d'exister.
Reull Vallis
Une image du bassin de Hellas sur Mars, prise par l'instrument HRSC de la sonde européenne Mars Express. On aperçoit un canal appelé Reull Vallis, probablement le fruit d'un écoulement d'eau il y a des milliards d'années. Crédit : ESA/DLR/FU Berlin/G. Neukum

Mais un autre phénomène se produit qui peut tout remettre en cause : les chutes de pluie. Comme l'eau de pluie dissout facilement le gaz carbonique présent dans l'atmosphère, elle peut l'entraîner avec elle et rapidement le réinjecter dans le sol. L'eau peut ainsi être à l'origine de sa propre perte. En effet, le niveau de gaz carbonique atmosphérique va alors baisser, ce qui entraîne une chute de la température car l'effet de serre perd en intensité, et l'atmosphère devient finalement trop froide pour permettre l'existence d'eau sous forme liquide.

Dans le cas de la Terre, la tectonique des plaques et le volcanisme actif réintroduisent en permanence le gaz carbonique dans l'atmosphère, assurant ainsi l'équilibre et la stabilité que nous connaissons. Pour Mars par contre, l'absence de tectonique des plaques empêche le recyclage du gaz carbonique. L'activité volcanique originelle a probablement produit une atmosphère qui subsista pendant quelques dizaines de millions d'année et permit à l'eau liquide de former rivières et vallées, mais l'absence de tectonique des plaques a limité la durée de cette période.

L'état actuel de l'eau sur Mars

De nos jours, l'eau existe encore sur Mars, mais pas sous forme liquide. Il existe d'abord dans le sous-sol martien une couche de glace d'eau solide appelée le permafrost. Les sondes nous ont par exemple envoyé des images de la surface montrant des résidus de glissements de terrain et les signes d'anciens flots liquides assez importants. Ces formations ont dû apparaître lorsque cette glace a été réchauffée localement, soit par des volcans, soit par des impacts de météorites, puis a fondu et s'est précipité vers la surface en entraînant l'effondrement des couches supérieures.

Il y a également de l'eau sous forme de glace dans les régions polaires. Nous avons vu que ces dernières sont recouvertes par des calottes blanches dont la taille varie avec les saisons. En fait, ces calottes d'une épaisseur de l'ordre du mètre sont constituées de deux couches différentes : une calotte de glace d'eau et une calotte de glace de gaz carbonique (ou neige carbonique). Même en été, la température de Mars est trop basse pour que l'eau fonde et il y a donc une première calotte permanente constituée de glace d'eau. A cela s'ajoute la deuxième calotte constituée de neige carbonique dont l'épaisseur varie avec les saisons. En été, le gaz carbonique est sous forme gazeuse et ne participe pas à la couverture des pôles. En hiver, le gaz se solidifie et recouvre la première calotte. C'est là l'origine des variations que les astronomes observent depuis longtemps.

Les découvertes récentes

L'étude de l'eau sur Mars a connu une accélération foudroyante récemment grâce à la sonde européenne Mars Express, mise en orbite le 25 décembre 2003, et aux deux rovers américains Spirit et Opportunity, arrivés respectivement le 3 et le 25 janvier 2004. Un mois après sa mise en orbite, Mars Express, grâce à son détecteur infrarouge OMEGA, fut en mesure de confirmer directement la présence de glace d'eau dans la calotte polaire sud et de mesurer précisément sa concentration, 15 pour cent de la glace totale. Un peu plus tard, elle découvrit également l'existence d'une zone de permafrost autour de la calotte polaire, pouvant s'étendre sur des centaines de kilomètres carrés.
Affleurement rocheux sur Mars
Une image prise par le rover américain Opportunity d'un affleurement rocheux sur Mars. Crédit : NASA/JPL

Les deux rovers américains ont pu entreprendre la recherche de traces d'eau sur la surface elle-même. Le succès le plus spectaculaire fut celui d'Opportunity, qui arriva par une chance extraordinaire dans un petit cratère qui présentait des affleurements rocheux et fournissait donc un accès direct au sous-sol martien. Opportunity fut rapidement en mesure de trouver des indices très concluants sur la présence passée d'eau par des indices chimiques et physiques. Grâce à son spectromètre, le rover réussit d'abord à détecter la présence de sulfates, éléments qui indiquent généralement qu'une roche s'est formée dans de l'eau ou du moins a été altérée par une longue exposition à l'eau. Le rover détecta également des traces de brome et de chlore, des éléments qui apparaissent quand des sédiments s'accumulent lors de l'évaporation d'une eau stagnante.

La deuxième ligne d'indices s'appuie sur trois aspects physiques des roches de l'affleurement : l'existence de nombreuses microcavités, la présence de sphérules et la direction particulière de certaines rides à la surface des roches. Les microcavités observées sont d'habitude la conséquence de cristaux qui se développent sur des roches en présence d'eau salée, et qui disparaissent ensuite par érosion ou dissolution, pour ne finalement laisser que des microcavités. Les sphérules martiennes, des petites particules en forme de sphère, pourraient résulter de différents processus, mais c'est leur répartition dans les couches de l'affleurement qui semble indiquer une origine liquide. Enfin, le dernier indice physique est la présence de rides dans la roche qui forment un angle avec la direction des couches principales. Plusieurs origines sont également possibles, mais la forme des rides suggère que les roches se sont formées en présence d'eau, par exemple au bord d'une ancienne mer.

Le rover Spirit s'est quant à lui posé de l'autre côté de la planète, près du cratère Gusev. Son succès dans la recherche d'anciennes traces d'eau a été plus limité, mais il a quand même réussi à détecter des fractures dans une roche volcanique et des dépôts probablement laissés là par le passage d'une quantité limitée d'eau.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Les astéroïdes

Les astéroïdes

Le système solaire n'est pas uniquement constitué de planètes et de satellites. Il contient également une multitude de corps de dimension plus réduite, astéroïdes et comètes, ainsi que des petites particules appelées météoroïdes. Ce qui distingue les deux premiers groupes n'est pas la taille, mais plutôt la distance au Soleil et la composition. Les astéroïdes se trouvent à l'intérieur de l'orbite de Jupiter et sont formés de roches, alors que les comètes se trouvent généralement dans des régions beaucoup plus reculées et sont constituées de glaces et de poussières.
Ida et Dactyl
L'astéroïde Ida et son satellite Dactyl, photographiés en 1994 par la sonde Galileo d'une distance de 10870 kilomètres. Ida (à gauche) est membre de la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter. Ida a une dimension de 56 kilomètres et Dactyl de 1.5 kilomètre. Crédit : JPL/NASA

Pour l'instant, alors que nous venons de dépasser Mars, intéressons-nous aux astéroïdes. En 1801, l'astronome sicilien Guiseppe Piazzi découvrit un astre inconnu qui se déplaçait dans le ciel et devait donc faire partie du système solaire. Il fut rapidement établi que ce corps, aujourd'hui connu sous le nom de Ceres, orbitait à une distance de 2,9 unités astronomiques du Soleil, entre Mars et Jupiter. Cette découverte fut rapidement suivie d'autres : Pallas en 1802, Juno en 1804 et Vesta en 1807. A partir de la deuxième partie du XIXe siècle, le nombre d'observations d'objets de ce type augmenta très rapidement. On en connaît maintenant des milliers et les planétologues estiment qu'il en existe 100 000 suffisamment brillants pour être un jour observé depuis la Terre.

Dans l'immense majorité des cas, l'orbite des astéroïdes se trouve comprise entre celles de Mars et de Jupiter, plus précisément entre 2 et 3,5 unités astronomiques, dans ce que l'on a baptisé la ceinture d'astéroïdes. La taille de ces objets varie entre plusieurs centaines de kilomètres pour quelques spécimens rares comme Ceres et une valeur de l'ordre du mètre - sous ce seuil on parlera plutôt de météoroïdes. Ce sont des corps de forme irrégulière, constitués de roches et de métaux, comme les planètes telluriques.

L'origine des astéroïdes : la résonance

La première hypothèse quant à l'origine des astéroïdes fut l'explosion d'une planète située entre Mars et Jupiter, dont ces petits corps serait les résidus. Cette idée a cependant été abandonnée, en particulier parce que la masse totale des astéroïdes ne permettrait de reconstruire qu'une planète très petite, avec un diamètre moitié de celui de la Lune.

Aujourd'hui les planétologues préfèrent la théorie selon laquelle les astéroïdes sont des corps qui n'ont pas réussi à s'agglomérer pour former une planète à cause de l'influence de Jupiter. Un indice en faveur de cette théorie est la présence de trous dans la distribution des orbites de la ceinture d'astéroïdes. En effet les orbites dont la période de révolution serait égale à une fraction simple de celle de Jupiter, par exemple la moitié ou le tiers, sont vides.

Imaginez un corps en orbite autour de Soleil avec une période moitié de celle de Jupiter. A chaque fois que la planète fait deux tours, elle se retrouve entre le Soleil et Jupiter dans une configuration complètement identique. L'attraction gravitationnelle de la planète géante va donc agir avec la même force et surtout dans la même direction. C'est cette répétition et cette accumulation d'effets identiques qui finit par avoir une influence conséquente sur l'objet : une déviation de sa trajectoire et un changement de période. Un tel phénomène ne peut se produire que s'il y a accumulation régulière pendant une très longue période, donc si la période de l'objet et celle de Jupiter sont de façon précise dans un rapport simple. C'est ce phénomène, appelé la résonance, qui explique les trous dans la distribution actuelle des orbites d'astéroïdes.

C'est le phénomène de résonance qui est probablement responsable de l'absence d'une quatrième planète tellurique entre Mars et Jupiter. En effet, les planètes se sont formées il y a 4,6 milliards d'années, par l'agglomération de poussières en petits corps appelés planétésimaux, qui se sont eux-mêmes regroupés pour former des astres massifs. Au niveau de la future ceinture d'astéroïdes, une grande partie des planétésimaux était en résonance avec Jupiter, la planète la plus massive du système solaire, et a donc fini par être expulsés de cette zone. Ceci explique qu'il n'y a pas de quatrième planète tellurique, mais uniquement une multitude de petits corps dont la masse totale est relativement faible.

Si la grande majorité des astéroïdes habite la ceinture entre Mars et Jupiter, il y a quelques exceptions notables. Certains visitent parfois les régions situées à l'intérieur de l'orbite de Mars (le groupe d'astéroïdes Amor) ou de celle de la Terre (le groupe Apollo). Certains résident en permanence à l'intérieur de l'orbite terrestre (le groupe Aten). A l'opposé, il existe des astéroïdes qui passent le clair de leur temps au-delà de Saturne, comme par exemple Chiron. On trouve également des astéroïdes, appelés les planètes troyennes, qui suivent la même orbite que Jupiter, mais en avance ou en retard de 60 degrés par rapport à la planète - on parle de points de Lagrange. Une cinquantaine de planètes troyennes a été observée mais il y en a probablement beaucoup plus.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Les météoroïdes

En plus des astéroïdes, le système solaire est peuplé d'innombrables corps de dimensions plus réduites, de moins d'un mètre de diamètre pour se fixer les idées, appelés météoroïdes. Étant donné leur faible dimension, ces corps sont totalement invisibles depuis la Terre. Leur existence n'est mise en évidence que lorsque l'un d'eux pénètre dans l'atmosphère terrestre, s'échauffe à une altitude d'une centaine de kilomètres du fait de la friction et finit par se consumer. Ce phénomène donne lieu à une traînée lumineuse appelée météore ou étoile filante, l'une des attractions du ciel nocturne.

Lorsque le météoroïde n'est pas complètement consumé par son passage dans l'atmosphère, un résidu appelé météorite peut atteindre la surface terrestre. Lorsque ce résidu est de taille conséquente, ce qui heureusement rare, l'impact sur la surface est très violent et donne lieu à un cratère. Bien que très nombreux sur des astres comme Mercure ou la Lune, les cratères météoritiques sont très rares sur Terre du fait de l'érosion et de la tectonique des plaques. L'exemple le plus connu est probablement le Barringer Meteor Crater en Arizona, de plus d'un kilomètre de diamètre et crée il y a environ 49 000 ans par un météoroïde d'une cinquantaine de mètres de diamètre.

La plupart des météorites sont constituées de débris d'astéroïdes ou de comètes, mais certaines ont une origine plus étonnante. Des météorites possédant une composition identique aux roches ramenées de la Lune ont été découvertes, qui proviennent donc en toute vraisemblance de notre satellite. Plus étonnant encore, une dizaine de météorites trouvées en Antarctique présentent une composition chimique similaire à celle que les planétologues s'attendent à trouver dans les roches martiennes et contiennent des traces des gaz de l'atmosphère de la planète rouge. Il s'agit probablement de roches martiennes éjectées il y a 180 millions d'années lors d'une terrible éruption volcanique.
ALH 84001
La météorite ALH 84001, qui a pour particularité d'être originaire de la planète Mars. Cette météorite devint fameuse en 1996 lorsqu'une équipe américaine annonça y avoir découvert de possibles traces fossiles de vie. Crédit : NASA

La plupart des météoroïdes sont composées de roches, certaines sont constituées de fer ou, plus rarement, d'un mélange des deux. Ils subissent généralement au cours de leur existence des collisions et des fusions qui modifient leur structure et leur composition chimique. Certaines rares météorites trouvées à la surface de la Terre, appelées chondrites carbonées, ne présentent cependant aucune trace de modification quelconque. L'exemple le plus célèbre est le météoroïde d'Allende qui explosa au-dessus du Mexique en 1969 et dissémina près de 5 tonnes de roches sur plusieurs centaines de kilomètres carrés. Ce type de météorite représente une source d'information très précieuse sur la composition du système solaire lors de sa formation.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006