systeme solaire externe

Jupiter

Après la ceinture d'astéroïdes, nous entrons dans le domaine des planètes géantes. Pour commencer, à 5,2 unités astronomiques du Soleil, nous rencontrons Jupiter, dont le diamètre équatorial est d'environ 143000 kilomètres, soit 11 fois celui de la Terre. Avec une masse proche de 320 fois celle de notre monde, Jupiter est deux fois plus massive que toutes les autres planètes réunies. Sa densité moyenne est d'environ 1,3 fois la densité de l'eau, ce qui est à comparer avec la densité moyenne de la Terre, soit 5,5 fois celle de l'eau. Cette faible valeur fut interprétée dès les années 1930 comme une prépondérance des deux éléments les plus légers, hydrogène et hélium.

Jupiter est l'un des objets les plus intéressant du ciel nocturne. Même un petit télescope révèle un disque découpé par plusieurs bandes parallèles alternativement claires et sombres. D'autres détails apparaissent : une énorme région ovale et rouge, déjà observée au XVIIe siècle, et de nombreuses petites régions ovales blanches ou brunes. Une autre caractéristique de Jupiter est son fort aplatissement dû à une vitesse de rotation vertigineuse. La planète effectue en effet un tour sur elle-même en moins de 10 heures, ce qui est prodigieux étant donné son gabarit.
Jupiter
Une mosaïque d'images prises lors du survol de Jupiter par la sonde Cassini en 2000. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Les premières informations consistantes sur Jupiter furent récoltées par les sondes Pionner 10 en 1973, Pionner 11 en 1974, puis plus tard Voyager 1 et 2 en 1979. Ces sondes fournirent en particulier une analyse spectrale poussée et confirmèrent que la planète est essentiellement constituée d'hydrogène (82 pour cent de la masse totale) et d'hélium (17 pour cent), avec quelques traces d'autres éléments comme le méthane (CH4) ou l'ammoniac (NH3). Elles révélèrent également l'existence d'un anneau très fin dans le plan de l'équateur de Jupiter, composé de poussières et de petites roches. La planète fut également survolée par les sondes Ulysse en 1992 et Cassini en 2000, mais la moisson la plus importante a été réalisée récemment lors de la mission Galileo.

La sonde Galileo fut lancée en 1989 par la navette Atlantis pour atteindre Jupiter en 1995 et se mettre en orbite autour de la planète. La mission dura jusqu'en 2003 lorsque, presque à court de carburant, la sonde fut déviée de sa trajectoire pour aller se désintégrer dans l'atmosphère de Jupiter. Lors de ses 8 années d'observation, Galileo accumula une quantité fantastique d'informations sur l'atmosphère de Jupiter, sa magnétosphère, son système d'anneaux et ses satellites. De plus, lors de son arrivée à Jupiter, une sonde plus petite se sépara de l'engin principal pour plonger vers la planète et étudier directement l'atmosphère, en particulier les nuages et les vents. Cette sonde réussit à survivre pendant 57 minutes avant d'être écrasée par la pression atmosphérique.
Tache rouge
Une image en fausses couleurs de la grande tache rouge, prise dans l'infrarouge par la sonde Galileo en 1996. Crédit : NASA/JPL

Structure interne et atmosphère

La structure interne de Jupiter a été déterminée grâce à différents types d'observations. La façon dont la planète est déformée par sa rotation a permis de déterminer qu'au centre se trouve un noyau rocheux d'environ 10 000 kilomètres de rayon. Après le noyau apparaît une couche d'hydrogène liquide de 40 000 kilomètres d'épaisseur qui a la particularité d'être métallique. Sous l'effet d'une pression énorme - plus de 3 millions de fois la pression atmosphérique terrestre - les électrons ne sont plus liés aux noyaux et peuvent se déplacer librement. Ils peuvent ainsi transporter la chaleur et l'électricité et engendrer un champ magnétique, en un mot l'hydrogène liquide s'y comporte comme un métal. Au-dessus, se trouve une autre couche de 20 000 kilomètres d'épaisseur composée d'hydrogène moléculaire liquide qui n'est plus métallique. Enfin, vers la surface, on trouve une très mince couche d'hydrogène moléculaire gazeux épaisse d'environ 1000 kilomètres.

Les structures visibles à la surface de Jupiter, en particulier la tache rouge, appartiennent toutes aux 100 premiers kilomètres de la couche gazeuse. Les observations des sondes ont amené les planétologues à proposer une structure à trois couches pour ces 100 kilomètres. En plongeant vers l'intérieur, on rencontre d'abord des nuages de cristaux d'ammoniac (NH3), puis des nuages de sulfure acide d'ammonium (NH4SH) et enfin des nuages de glace d'eau (H2O). Cette structure en couches est à l'origine de l'aspect coloré de la planète car chacune des couches possède une couleur bien particulière, dans l'ordre, le rouge, le blanc et le brun.
Taches blanches
Une mosaïque d'images en fausses couleurs de quelques taches blanches ovales sur Jupiter, prises par la sonde Galileo en 1997. Crédit : NASA/JPL

La couleur d'une région de Jupiter dépend de l'altitude des nuages à son sommet, c'est à dire de la pression qui y règne. Les grandes bandes parallèles à l'équateur doivent leur forme à la grande vitesse de rotation de Jupiter. Elles sont alternativement composées de gaz chaud remontant de l'intérieur, laissant voir les nuages blancs de la couche moyenne, et de gaz plus froid plongeant vers l'intérieur, révélant ainsi les nuages bruns plus profonds. A cette structure en bande se superposent les taches ovales de différentes couleurs qui sont en fait des sortes d'ouragans. Leur couleur dépend également de la profondeur des nuages visibles. Ainsi la tache rouge est une formation qui met en jeu des nuages les nuages les plus élevés et apparaît donc rouge.

En étudiant le rayonnement provenant de Jupiter, les planétologues se sont rendu compte d'un phénomène curieux : la planète émet 1,5 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit. Cette propriété explique pourquoi la température augmente lorsque l'on pénètre dans l'atmosphère et est responsable de la répartition des couches nuageuses. Le phénomène s'explique probablement par le fait que Jupiter est toujours encore en train de libérer l'énergie accumulée lors de sa formation.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Les satellites de Jupiter

Autour de Jupiter orbitent au moins 61 satellites. Les quatre principaux furent découverts par Galilée en 1610 : Io, Europe, Ganymède et Callisto dans l'ordre des distances croissantes. Les deux premiers sont grands comme la Lune, les deux autres comme Mercure. Les deux sondes Voyager en 1979 puis la sonde Galileo entre 1995 et 2003 nous ont envoyé des images saisissantes de ces satellites et ont révélé quatre mondes très différents.
Satellites galiléens
Un montage des quatre satellites galiléens classés par ordre de taille : Ganymède, Callisto, Io and Europe. Crédit : NASA/JPL

Le premier satellite galiléen en s'éloignant de Jupiter est Io, à une distance de 421 600 kilomètres de la planète et avec un diamètre de 3630 kilomètres. Io est le siège d'une forte activité volcanique qui produit une grande quantité de matériaux riches en souffre et donne au satellite son aspect jaune et rouge de pizza. L'activité volcanique est due à des forces de marée provoquées par l'interaction gravitationnelle combinée de Jupiter, d'Europe et de Ganymède. Cette force déforme périodiquement l'intérieur du satellite, le soumet à des forces de friction qui l'échauffent, et la chaleur ainsi engendrée est évacuée vers l'extérieur par l'intermédiaire de volcans. La surface d'Io est ainsi constamment renouvelée lors d'éruptions volcaniques et les cratères d'impact sont très rares.
Io
Une chaîne de caldeiras à la surface d'Io, observée en 1999 par la sonde Galileo. Crédit : NASA/JPL

On rencontre ensuite Europe, à une distance de 670 900 kilomètres de Jupiter et avec un diamètre de 3138 kilomètres. Europe présente une surface très lisse formée de glace d'eau, sans relief notable mais recouverte d'une multitude de crevasses pouvant s'étendre sur des milliers de kilomètres. Ces caractéristiques peuvent s'expliquer si, à une époque reculée, la surface a été fondue par des forces de marée avant de geler en laissant apparaître d'énormes fractures. Il est d'ailleurs possible que les mêmes forces de marée créent encore suffisamment de chaleur pour permettre l'existence d'un océan liquide sous la croûte glacée, d'où l'éventualité d'une forme de vie sous la surface.
Europe
La surface de glace craquelée d'Europe. Les différences de couleurs sont dues à des dépôts de fines particules de glace. Cette image est une mosaïque d'observations de la sonde Galileo entre 1996 et 1997. Crédit : NASA/JPL

Le troisième satellite galiléen est Ganymède, à une distance de 1,070 millions de kilomètres et avec un diamètre de 5268 kilomètres, ce qui en fait le plus grand satellite du système solaire. Ganymède présente une surface bicolore. On trouve d'abords des zones sombres recouvertes de cratères et donc très anciennes, probablement les vestiges de la surface originelle. A ces régions sombres s'ajoutent des zones claires avec peu de cratères mais recouvertes de nombreuses fissures parallèles. Ces zones claires sont probablement constituées de matériaux en provenance de l'intérieur du satellite qui se seraient répandus sur la surface sous l'effet d'une possible tectonique des plaques.
Ganymède
Une région très ancienne recouverte de cratères d'impact à la surface de Ganymède, observée en 1996 par la sonde Galileo. Crédit : NASA/JPL

A une distance de 1,883 millions de kilomètres de Jupiter, on rencontre finalement Callisto, avec un diamètre de 4806 kilomètres. Contrairement aux autres satellites galiléens, la surface de Callisto est sombre, uniforme et complètement recouverte de cratères d'impact. Callisto, du fait de son éloignement de Jupiter, est soumis à des forces de marée plus faibles que les autres satellites galiléens et sa surface d'origine n'a donc pas été renouvelée par des processus internes.
Callisto
Une région de Callisto où apparaissent, de façon imprévue, très peu de cratères de petite taille. Cette image a été prise par la sonde Galileo en 1996. Crédit : NASA/JPL

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Saturne

Après Jupiter, nous arrivons à Saturne qui orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 9,5 unités astronomiques. Deuxième planète par la taille avec un diamètre de 121000 kilomètres, elle est surtout connue pour ces magnifiques anneaux. Tout comme Jupiter, elle tourne très vite sur elle-même, en une dizaine d'heures, et est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium, comme le prouve sa très faible densité de seulement 0,69 fois celle de l'eau.

La planète a été étudiée en détail par 3 sondes : Pioneer 11 en 1979, Voyager 1 en 1980 et Voyager 2 en 1981. Celles-ci ont révélé la complexité des anneaux et ont apporté des images à haute résolution de la surface visible de Saturne. Cette dernière s'est révélée beaucoup moins colorée que celle de Jupiter, avec néanmoins des bandes jaunâtres parallèles à l'équateur et quelques taches blanches.
Saturne
Une image de Saturne prise par la sonde Cassini en novembre 2003 depuis une distance de 111 millions de kilomètres. Crédit : NASA/ESA

Saturne a une structure interne semblable à Jupiter. Un aplatissement plus fort de la planète suggère que son noyau rocheux est plus volumineux. Le champ magnétique plus faible indique quant à lui que la couche d'hydrogène métallique doit être moins épaisse. La partie supérieure de l'atmosphère est également similaire à celle de Jupiter, avec les trois même couches (NH3, NH4SH et H2O) et une structure en bandes parallèles à l'équateur. Le manque de couleur et de contraste est dû à la plus faible gravité de Saturne, qui fait que les trois couches se répartissent sur plusieurs centaines de kilomètres, au lieu de plusieurs dizaines pour Jupiter. Les couches profondes sont ainsi masquées par des centaines de kilomètres de brume.

Comme sa voisine, Saturne émet plus d'énergie qu'elle n'en reçoit, en l'occurrence 2,5 fois plus. Cela n'est probablement pas dû à de l'énergie accumulée durant la phase de formation, mais plutôt à des chutes d'hélium vers l'intérieur de la planète, similaires à nos chutes de pluie. Ces mouvements transforment de l'énergie gravitationnelle en chaleur et peuvent également expliquer la faible concentration en hélium dans les couches externes.

Les anneaux

Les anneaux de Saturne furent observés pour la première fois par Galilée en 1610, qui les prit pour deux satellites de la planète. Christian Huygens les décrivit comme un anneau unique en 1655. Ils ne furent identifiés comme plusieurs anneaux que quelques années plus tard, en particulier par Cassini en 1675 qui identifia la discontinuité qui porte son nom.
Anneaux de Saturne
Une vue des anneaux de Saturne prise par la sonde Cassini neuf jours avant son entrée en orbite à une distance de 6,4 millions de kilomètres. Les anneaux sont principalement formés de glace d'eau et les variations de couleur sont probablement dues à différents degrés de contamination par d'autres éléments, par exemple des roches. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Les anneaux ont un diamètre externe de l'ordre de 600 000 kilomètres et une épaisseur d'à peine 2 kilomètres. Les photographies prises par les sondes montrent que les anneaux relativement larges que l'on peut voir depuis la Terre sont en fait formés d'une multitude d'anneaux très fins et très proches. Ces anneaux très fins sont eux-mêmes composés d'une myriade de petits corps solides indépendants, en orbite autour de la planète et tournant d'autant plus vite qu'ils sont proches de Saturne. Ces corps sont essentiellement constitués de glace ou bien de roche recouvertes de glace. Leur taille varie entre le millimètre et plusieurs dizaines de mètres.

Les planétologues pensent que les anneaux sont le résultat de l'explosion d'un satellite qui s'est trop rapproché de Saturne. Imaginez en effet qu'un corps de grande taille vienne s'aventurer trop près de la planète. Tous les points de ce corps ne se trouvent pas à la même distance de Saturne, ils vont donc être soumis à des forces de gravité légèrement différentes. L'écart est en particulier très important entre la face tournée vers la planète et la face opposée. Le résultat global est que le corps est soumis à une force qui tend à l'étirer et même à le déchirer - on parle d'une force de marée car c'est le même phénomène qui explique les déformations de la Terre donnant lieu aux marées. L'éclatement se produit lorsque la force de marée devient supérieure aux forces de cohésion du corps, ce qui se produit quand la planète atteint une distance minimale appelée la limite de Roche. Remarquons que les forces de marée interviennent encore de nos jours en empêchant les débris de s'agglomérer pour former un nouveau corps.
Anneaux de Saturne
Un gros plan des anneaux de Saturne pris par la sonde Cassini lors de sa mise en orbite autour de la planète en juillet 2004. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Saturne est entourée d'une vingtaine de satellites dont certains interagissent avec les anneaux. Ainsi, le satellite Mimas est à l'origine de la plus grande discontinuité dans les anneaux, la division de Cassini. Si des corps se trouvaient dans cette division, leur période orbitale serait exactement la moitié de celle de Mimas. Il y aurait donc un effet de résonance similaire à celui qui affecte les astéroïdes et Jupiter, et l'orbite de ces corps serait modifiée. D'autres satellites, qualifiés de bergers, ont l'effet inverse. En agissant de concert, ils tendent à confiner certains des petits corps dans des orbites bien définies.

La sonde Cassini-Huygens

Notre connaissance de Saturne et de ses satellites devrait faire un bond en avant avec la mission Cassini-Huygens, une collaboration entre la NASA et l'ESA. Le lancement de la sonde s'est produit en octobre 1997 et l'arrivée à Saturne s'est déroulée avec succès en juillet 2004. Cette mission est le plus bel exemple de billard interplanétaire à ce jour puisqu'elle a fait appel à quatre reprises à l'assistance d'une planète, deux fois Vénus, une fois la Terre, puis enfin Jupiter en l'an 2000.

Cette mission met en jeu deux éléments : un orbiteur, qui tournera autour de Saturne pendant quatre ans, et une sonde, qui plongera dans l'atmosphère de Titan. L'orbiteur, dénommé Cassini, pourra pendant cette longue période étudier l'atmosphère de Saturne, en particulier ses puissants vents, le système d'anneaux et la magnétosphère. Il procédera également à des survols rapprochés des différents satellites de glace, tout spécialement Titan, dont il pourra observer l'atmosphère et la surface. La sonde, baptisée Huygens, sera lancée vers Titan en janvier 2005. Elle étudiera la composition de l'atmosphère du satellite pendant sa chute qui durera deux heures et demi, et touchera finalement la surface, dont elle pourra également analyser un échantillon. Les noms des deux sondes sont dédiés à deux astronomes du XVIIe siècle, le Hollandais Christian Huygens, qui découvrit Titan et fut le premier à comprendre que Saturne était entouré d'anneaux, et l'Italien Jean-Dominique Cassini, qui découvrit la première division dans les anneaux.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Titan

Le plus grand satellite de Saturne, Titan, fut découvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens en 1655. Son diamètre est de 5150 kilomètres, ce qui en fait le deuxième plus gros satellite du système solaire, juste après Ganymède, et le place même devant Mercure et Pluton. Sa révolution autour de Saturne et sa rotation ont une période identique, d'une valeur de 15 jours et 23 heures terrestres. Titan présente donc toujours la même face à Saturne, comme notre propre Lune.
Titan
Une image de Titan prise par la sonde Cassini en juillet 2004. Le satellite présente son aspect familier orange en lumière visible, mais un filtre ultraviolet a également été utilisé pour faire apparaître de minces couches de brume stratosphériques (ici en pourpre). Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Les premières images rapprochées de Titan furent obtenues par la sonde Voyager 1 en 1980. Elles révélèrent une atmosphère orangée, uniforme et impénétrable, en raison de couches stratosphériques opaques à la lumière visible. L'analyse spectrale a montré que cette atmosphère est principalement composée d'azote (comme la Terre), avec quelques pour cent de méthane et d'argon. On trouve également des traces d'autres composés comme par exemple l'éthane, le cyanure d'hydrogène ou le monoxyde de carbone, sous forme de gaz ou d'aérosols (minuscules particules solides) Ces composés se forment probablement à partir du méthane de la haute atmosphère et pourraient donner lieu à des brouillards épais et à des précipitations. Notons encore que la surface de Titan présente une température de -178 degrés Celsius et une pression de 1,5 bars.
Titan
Une image en fausses couleurs de Titan, à partir d'observations de la sonde Cassini en octobre 2004. Les observations ont été faites dans le domaine infrarouge, à quelques longueurs d'ondes très précises pour lesquelles l'atmosphère est transparente. Le petit cadre indique la région ou l'atterrisseur Huygens s'est posé. Crédit : NASA/JPL/University of Arizona

Il est possible d'étudier la surface de Titan en l'observant dans certaines longueurs d'onde du domaine infrarouge où l'atmosphère est transparente. C'est par cette méthode que le télescope spatial a pu obtenir des premières images en 1994, et mettre en évidence une région brillante d'une taille d'environ 4000 kilomètres baptisée Xanadu. Mais c'est bien sur avec l'arrivée de la sonde Cassini en 2004 qu'une étude approfondie a commencé. Survol après survol, la sonde est en train de construire une image de plus en plus précise de la surface de Titan. Elle a ainsi confirmé l'existence d'une région plus brillante, mais aussi révélé des structures nouvelles, en particulier des stries d'origine inconnue.
Titan
Une mosaïque d'images de la surface de Titan prises par la sonde Huygens lors de sa chute finale. Crédit : ESA/NASA/JPL/University of Arizona

L'autre moyen d'étudier la surface de Titan est de s'y poser. C'est l'exploit accompli le 14 janvier 2005 par la sonde Huygens de l'ESA, après un long voyage de sept ans en compagnie de Cassini. Lors de son arrivée, Huygens a dévoilé des paysages extraordinaires, façonnés par le méthane, qui joue sur Titan un rôle équivalent à celui de l'eau sur Terre. Les images de la sonde ont mis en évidence des zones sombres basses, peut-être des lacs desséchés, et des régions de plateaux plus claires, parcourues par des chenaux de drainage. Le contact direct avec le sol a quant à lui révélé un matériau de la consistance du sable, recouvert par une fine croûte plus dure.

Les satellites de Saturne

La planète Saturne est entourée d'au moins 34 satellites. Le plus intéressant est Titan, avec un diamètre de 5150 kilomètres. On trouve également six satellites de diamètres intermédiaires, entre 400 et 1500 kilomètres : Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa et Japet, dans l'ordre des distances croissantes à Saturne. Il a aussi d'autres satellites plus petits qui sont généralement soit des astéroïdes capturés, soit des résidus d'impacts ou de collisions.
Satellites de Saturne
Un montage des principaux satellites de Saturne d'après des images des sondes Voyager. Crédit : NASA/JPL/Caltech

Les satellites Mimas et Téthys sont tous deux très cratérisés. En particulier, on observe sur Mimas un énorme cratère d'impact dont le diamètre est le tiers du diamètre de la planète. Encelade, au contraire, présente de grandes régions recouvertes de glace très pure et pratiquement dépourvues de cratères, ce qui indique une activité géologique récente, probablement il y a moins de 100 millions d'années. Cette activité est vraisemblablement due à des forces de marée engendrées par les interactions gravitationnelles entre Encelade, Dioné et Saturne, une situation similaire à celle d'Io autour de Jupiter.
Mimas
Une image de Mimas obtenue par la sonde Cassini en août 2005. Mimas possède un diamètre de 398 kilomètres et son aspect "Guerre des étoiles" vient d'un cratère extraordinaire de 130 kilomètres de diamètre appelé Herschel. Crédit : NASA/JPL/Space Science Institute

Dioné, Rhéa et Japet ont en commun d'avoir des hémisphères très dissimilaires. Les satellites Dioné et Rhéa ont tous les deux un hémisphère semé de cratères et un hémisphère plus lisse recouvert de traînées brillantes d'origine encore inconnue. La différence est encore plus marquée pour Japet qui possède un hémisphère très sombre et un hémisphère très réfléchissant. Dans ce dernier cas, les planétologues pensent que l'hémisphère sombre est du à la proximité d'un autre satellite, Phoebé. Cet ancien astéroïde capturé par Saturne est composé de matière très sombre qui s'échappe peu à peu vers l'extérieur et vient en particulier recouvrir l'un des hémisphères de Japet.
Japet

Uranus

La planète Uranus fut découverte par hasard par William Herschel en 1781. Elle se trouve à 19 unités astronomiques du Soleil. Son diamètre est de 51800 kilomètres, ce qui en fait la troisième plus grosse planète du système solaire. Uranus est principalement constituée d'hydrogène et l'hélium, avec également un peu de méthane et des traces d'autres composés. Uranus apparaît uniformément vert bleu, sans aucun détail visible. Sa couleur provient de la présence de méthane dans la haute atmosphère.
Uranus
Une image d'Uranus par la sonde Voyager 2 en janvier 1986. Crédit : JPL/NASA

La rotation de la planète est relativement rapide, avec une période légèrement supérieure à 17 heures. Cette rotation se distingue de celle des autres corps du système solaire par le fait que l'axe de la planète est presque dans le plan de l'orbite au lieu d'être perpendiculaire. Cette position étrange est probablement le résultat d'une collision passée avec un objet très massif.
Uranus
Un magnifique croissant d'Uranus photographié par la sonde Voyager 2 en 1986 à une distance de 800 000 kilomètres. Crédit : JPL/NASA

La planète possède au moins 24 satellites, les deux plus grands étant Titania et Obéron. Elle est entourée par de nombreux anneaux très fins formés de boules de glace sombres et peu réfléchissantes, d'une taille de l'ordre du mètre.

Neptune

Neptune fut découverte en 1846 par Johann Gottfried Galle à la position précise calculée par Urbain Le Verrier grâce aux lois de la mécanique céleste. Elle se trouve à 30 unités astronomiques du Soleil. Son diamètre est de 49 500 kilomètres, légèrement inférieur à celui d'Uranus. La planète est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium. Elle contient un noyau énorme de roche liquide, d'eau, d'ammoniac et de méthane qui représente les deux tiers du diamètre. Le tiers externe est composé d'hydrogène, d'hélium, d'eau et de méthane.
Neptune
Neptune photographiée en 1989 par la sonde Voyager 2 à une distance de plusieurs millions de kilomètres. On aperçoit des nuages blancs de haute altitude ainsi qu'une tache sombre due à une sorte d'ouragan. Crédit : JPL/NASA

Neptune apparaît bleue du fait de la présence de méthane. Son atmosphère est plus active que celle d'Uranus. On y voit de longs nuages blancs composés de cristaux de glace de méthane et des grandes taches bleues due à des ouragans similaires à ceux Jupiter.

Neptune au moins possède 13 satellites, dont l'un est extrêmement intéressant : Triton. Ce satellite d'un diamètre de 2700 kilomètres est entouré d'une atmosphère ténue riche en azote. La sonde Voyager 2 y a mesuré en 1989 la plus basse température jamais observée sur un corps du système solaire : -236 degrés Celsius. Sa surface recouverte de glace d'azote est très complexe, avec quelques formations qui ressemblent à des geysers et qui peuvent rejeter de l'azote jusqu'à une altitude de 8 kilomètres.
Triton
Une mosaïque d'images du satellite Triton obtenues par la sonde Voyager 2 lors de son survol en août 1989. Crédit : NASA/JPL

Triton tourne autour de Neptune sur une orbite rétrograde, ce qui est très inhabituel. Les observations montrent également que le satellite se rapproche inexorablement de Neptune sous l'effet des forces de marées. Il devrait dans quelques dizaines de millions d'années exploser et donner naissance à un magnifique anneau autour de la planète. Notons encore que Neptune est entourée de 4 anneaux très fins composés de poussières. Ces anneaux sont irréguliers et présentent des parties plus denses qui leur donnent l'aspect d'arcs.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Pluton

Pluton, la dernière planète du système solaire, fut découverte en 1930 par Clyde Tombaugh. Son orbite est très excentrique et sa distance au Soleil varie donc beaucoup, entre 30 et 49 unités astronomiques. Ainsi, pendant certaines périodes, Pluton est plus proche du Soleil que Neptune, ce qui fut par exemple le cas entre 1979 et 1999. L'orbite est également très inclinée, de 17 degrés par rapport au plan de l'écliptique.
Pluton et Charon
Pluton (à gauche) et Charon observés en 1994 par le télescope spatial. La séparation du couple est de 19 600 kilomètres. Crédit : GSFC/NASA

Du fait de son éloignement, Pluton est très difficile à étudier. Elle n'a en particulier jamais été survolée par une sonde. Il fallut ainsi attendre 1978 pour que l'on découvre que la planète possède un énorme satellite, Charon, à une distance de 19 600 kilomètres. Une propriété remarquable du couple réside dans le fait que les périodes de rotation des deux corps sont identiques et de plus égales à la période d'orbite mutuelle (un peu plus de 6 jours terrestres). Il s'agit là d'un phénomène tout à fait exceptionnel, les deux corps se présentent toujours la même face et apparaissent réciproquement fixes dans le ciel de l'autre. Ce ne fut ensuite qu’en 2005 que deux satellites plus petits, S/2005 P1 et P2, furent découverts par le télescope spatial.
Pluton
Le système de satellites de Pluton observé par le télescope spatial en février 2006. Les deux satellites S/2005 P1 et P2 furent découverts en mai 2005 par ce même télescope. Crédit : NASA/ESA/H. Weaver (JHU/APL)/A. Stern (SwRI)/HST Pluto Companion Search Team

Grâce à un phénomène très rare, le passage de la Terre dans le plan de l'orbite du système entre 1985 et 1990, les astronomes ont pu observer toute une série d'éclipses mutuelles des deux corps principaux. Ils ont pu en déduire les dimensions de ces derniers : 2300 kilomètres de diamètre pour Pluton et 1200 pour Charon. Notons que la séparation entre les deux corps ne représente ainsi qu'à peu près 8 fois le diamètre de Pluton.
Pluton
Reconstitution de la surface de Pluton à partir de données du télescope Hubble obtenues en 1994. Il ne s'agit pas de photographies directes, mais d'images générées par un traitement numérique des observations du télescope. On observe des contrastes très marqués à l'échelle de la planète, probablement dus à la distribution de la glace sur la surface. Crédit : NASA/ESA/A. Stern/M. Buie

Les observations spectroscopiques ont révélé que la surface de Pluton est recouverte de glace et composée principalement d'azote avec un peu de méthane. Une atmosphère très ténue est présente avec une pression 100 000 fois plus faible que la pression terrestre. La température moyenne est quant à elle de -220 degrés Celsius.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Les comètes

Les premiers pas dans l'étude des comètes furent accomplis par l'astronome anglais Edmond Halley. Notant une certaine similarité entre les apparitions cométaires qui se produisirent en 1531, 1607 et 1682, il émit l'hypothèse que ces divers passages étaient le fait d'un seul et même corps céleste. Il utilisa les lois récemment établies par Isaac Newton pour calculer l'orbite de cet objet et fut en mesure de prédire son retour en 1758, ce qui se produisit en effet. La comète de Halley révélait ainsi sa vraie nature : un corps se déplaçant sur une orbite très aplatie, qui passe le gros de son temps aux confins du système solaire, mais qui revient périodiquement visiter le Soleil et n'est visible qu'à ce moment là.
Neat
Une image de la comète Neat prise en 2004 depuis l'observatoire de Kitt Peak. On aperçoit clairement le noyau, la chevelure et la partie la plus proche de la queue. Crédit : WIYN/NOAO/AURA/NSF

Les comètes sont des petits corps de quelques kilomètres de diamètre, composés pour les trois quarts de glaces, principalement de la glace d'eau, et pour le reste de poussières riches en carbone. Du fait de leur orbite, ces objets passent le plus clair de leur temps dans des régions éloignées du Soleil, au-delà de Neptune et de Pluton. Ils sont donc très froids et sous forme solide.

C'est lors du passage périodique près du Soleil que se produisent les phénomènes qui les font resplendir. En effet, à quelques unités astronomiques de notre étoile, sous l'effet du rayonnement solaire, les glaces à la surface du noyau cométaire s'échauffent et se vaporisent, entraînant avec elles les particules de poussières. Apparaît alors autour du noyau, une enveloppe diffuse de gaz et de poussière, appelée la chevelure de la comète, dont la taille peut atteindre jusqu'à 100 000 kilomètres et qui continue à grandir à l'approche du Soleil. Cette enveloppe est très lumineuse du fait de la fluorescence de ses gaz ainsi que de la réflexion de la lumière solaire par les poussières.
Tempel 1
Le noyau de la comète Tempel 1, photographié le 4 juillet 2005 par la sonde Deep Impact, 67 secondes après l'impact du projectile de 370 kilos lancé par la sonde. L'objectif de la collision était de permettre l'analyse de la matière à l'intérieur de la comète plutôt qu'à sa surface. La composition interne de la comète n'a probablement guère changé depuis sa naissance, et devrait donc nous aider à mieux comprendre les conditions de la naissance du système solaire il y a 4,6 milliards d'années. Crédit : NASA/JPL-Caltech/UMD

Lorsque la comète se rapproche du Soleil, un phénomène encore plus impressionnant se produit. Le vent solaire et la pression de radiation de notre étoile étirent encore cette chevelure et lui donnent une forme très allongée et une longueur prodigieuse, des millions de kilomètres, voire parfois une unité astronomique. Ainsi apparaît ce que l'on appelle la queue de la comète, peut être le phénomène astronomique le plus impressionnant à l'oeil nu. Autour de cette queue se trouve une énorme enveloppe invisible d'hydrogène qui provient de réactions chimiques entre photons solaires et molécules d'eau ayant échappé au noyau.

Notons que la plupart du temps, il y a en fait deux queues, l'une droite, l'autre courbée. Ces deux queues sont formées d'éléments différents. La première queue est formée des poussières qui sont repoussées par la pression de radiation des photons solaires. Ce processus est relativement lent, l'éjection est par conséquent affecté par le mouvement de la comète et la queue s'en trouve courbée. La deuxième queue est formée des ions balayés par le vent solaire. Dans ce cas, le processus est violent et rapide car les ions sont très légers, la queue est donc droite et pointe dans la direction opposée au Soleil.
Wild 2
Le noyau de la comète Wild 2 photographié d'une distance de 500 kilomètres lors du survol par la sonde américaine Stardust le 2 janvier 2004. Cette sonde a profité du survol pour collecter des particules microscopiques de la comète afin de les ramener sur Terre pour analyse en 2006. Les données ainsi recueillies devraient nous aider à mieux comprendre les comètes et l'histoire de la formation du système solaire. Crédit : NASA/JPL

La comète la plus connue est bien sûr celle de Halley, qui nous rend visite tous les 76 ans et dont l'apparition fut déjà notée en 240 avant notre ère. Son dernier passage date de 1986. Elle fut survolée à l'époque par 5 sondes spatiales qui nous ont renvoyé une multitude de données sur le noyau, la chevelure et la queue. Le passage le plus rapproché, à 600 kilomètres du noyau, fut réalisé par la sonde européenne Giotto. Cette dernière réussit à prendre des images du noyau, révélant un corps très sombre en forme de patate, de dimension 16 par 8 kilomètres. La sonde put aussi mettre en évidence des zones d'émission de jets de poussières sur la face éclairée par le Soleil.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Les réservoirs de comètes

Les astronomes savent depuis longtemps qu'il existe deux classes différentes de comètes. D'abord les comètes à courte période, inférieure à 200 ans, comme celle de Halley. Leur trajectoire a pour propriété de se trouver dans le plan de l'écliptique comme celles des planètes. Ensuite, les comètes à longue période, plus de 200 ans, en particulier celles qui n'ont jamais été observées qu'une seule fois et dont on estime la période à plusieurs millions d'années. Leurs orbites sont gigantesques et distribuées aléatoirement dans le ciel, sans direction particulière. Cette répartition en deux groupes a conduit les astronomes à postuler l'existence de deux réservoirs de comètes distincts : la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort, du nom des deux astronomes qui les ont imaginés dans les années 1950, Gerard Kuiper et Jan Oort.
2001 KX76
Une photographie d'un membre de la ceinture de Kuiper, appelé 2001 KX76, prise par le télescope de 2,2 mètres de l'ESO à La Silla au Chili. Le diamètre de l'objet a été estimé à 1200 kilomètres, ce qui est supérieur à celui de Céres, le plus grand corps de la ceinture d'astéroïdes. Crédit : WFI/MPG/ESO

Les comètes à courte période proviennent de la ceinture de Kuiper, une région située dans le plan du système solaire, au-delà de l'orbite de Neptune. Cette ceinture commence probablement vers 30 unités astronomiques et s'étend jusqu'à des centaines d'unités astronomiques. On estime qu'elle contient plus de 200 millions de petits corps glacés susceptibles de devenir des comètes. Certains astronomes pensent même que Triton, Pluton et Charon sont des objets de cette ceinture, qui se distinguent simplement par leur taille exceptionnelle et leur orbite. Ce sont les perturbations gravitationnelles engendrées par les planètes géantes qui de temps en temps modifient l'orbite d'un de ces corps et déclenchent une chute vers le Soleil.

Pour les comètes à longue période, le réservoir est le nuage d'Oort. Celui-ci s'étend sur des distances entre 30 000 et 100 000 unités astronomiques et doit contenir des centaines de milliards d'objets. Dans ces régions éloignées, les noyaux de comètes se trouvent à une fraction non négligeable de la distance qui nous sépare des étoiles les plus proches. Ces dernières vont donc provoquer des perturbations gravitationnelles qui peuvent induire un noyau du nuage à se précipiter vers l'intérieur du système solaire. Le nuage d'Oort est probablement formé d'objets éjectés aux premières heures du système solaire par des phénomènes comme la résonance avec les planètes géantes. Les corps de la ceinture de Kuiper, par contre, se sont probablement formés sur place.

L'une des percées récentes dans l'étude du système solaire est la découverte de corps de petite taille situés au-delà de Neptune et possédant des orbites circulaires, ce qui les distingue des comètes observées habituellement. Des images du ciel obtenues avec de très longues poses ont ainsi commencé à révéler à partir de 1992 des corps situés à plus de 30 unités astronomiques, la majorité avec un diamètre de plusieurs centaines de kilomètres. Ces observations confirmèrent l'existence de la ceinture de Kuiper qui n'était jusqu'alors qu'une hypothèse. Les observations depuis le sol ne pouvaient révéler que des objets suffisamment lumineux donc massifs. C'est le télescope spatial Hubble qui en 1994 observa pour la première fois des objets de la ceinture de dimension plus faible, d'à peine quelques kilomètres parfois.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006