La ronde des planètes

Les rayons moyens des orbites des planètes s'échelonnent entre 58 millions de kilomètres pour Mercure (la plus proche du Soleil) à près de 4500 millions de kilomètres pour Neptune (la plus lointaine).

La période de révolution s'allonge logiquement lorsqu'on s'éloigne du Soleil. En effet, l'attraction gravitationnelle du Soleil se manifeste par une force qui attire la planète vers lui. Cette force est d'autant plus grande que l'on est proche du Soleil. Dans le même temps, la planète doit parcourir son orbite assez vite pour contrebalancer cette force et rester sur son orbite. Ainsi, plus la planète est proche du Soleil, plus elle doit tourner vite, c'est-à-dire plus sa période doit être courte (0,24 année pour Mercure et 164 ans pour Neptune ! )

Les excentricités des orbites sont globalement proches de zéro, ce qui traduit des orbites quasi-circulaires. Notez cependant la forte excentricité de Mercure (0,206), ainsi que la valeur relativement élevée de celle de Mars (près de 0,1).

La troisième loi de Kepler

A y regarder de plus près, il existe une relation précise reliant le demi-grand axe (a) et la période orbitale (P), c'est la fameuse troisième loi de Kepler (1618) :

Cette relation est une conséquence de la loi de la gravitation universelle, mais elle a été établie par Kepler de façon empirique bien avant que Newton ne démontre ses fameuses lois.

Cette loi énonce que la constante est toujours la même pour un système donné (Soleil + planète, ou encore Jupiter + ses satellites). En conséquence, cette relation s'avère extrêmement utile et d'une grande simplicité d'application car elle permet, connaissant a de déterminer P (ou inversement).

Il y a planète et planète

La lecture des propriétés physiques des planètes (rayon, masse et densité) permet de distinguer deux classes de planètes :

• Les planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre, Mars. Ces planètes sont petites, peu massives et denses. L'archétype de cette classe est la planète Terre qui en est d'ailleurs le plus gros représentant
• Les planètes géantes : Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune. Ces planètes sont grandes, massives et peu denses. Cette faible densité se traduit par un petit noyau dense, entouré d'une épaisse couche gazeuse, donnant à ces planètes le nom de "géantes gazeuses". Ainsi Jupiter, la plus grosse planète du Système Solaire fait 318 fois la masse de la Terre avec une densité de seulement 1,33.

Encore une fois, Pluton se distingue en ne ressemblant ni aux planètes telluriques, ni aux planètes géantes : pas assez dense, mais trop petite pour être une planète géante. Pluton fait vraiment partie d'une classe à part.

Pirouette !

Dans la table des paramètres orbitaux, T est la période de rotation. Là aussi, une distinction s'établit entre les planètes telluriques et les planètes géantes. Ces dernières ont des périodes de rotation autour de 10-15 heures alors que les planètes telluriques montrent une belle cacophonie de rotations. Notez ainsi la rotation extrêmement lente de Vénus, et de surcroît dans le sens inverse (-243 jours), ce qui est unique dans le Système Solaire.

Une intense cratérisation

Toujours située au voisinage du Soleil (à une distance angulaire de moins de 27°), Mercure se présente comme un très mince croissant, difficilement observable. Mercure a une rotation lente (58 jours alors que sa période orbitale est de 88 jours), ce qui rend encore plus difficile toute observation à partir du sol. En effet, les grands télescopes au sol, avec leurs détecteurs ultra-sensibles, ne se risqueraient pas à pointer un objet si proche de notre étoile. Il aura donc fallu attendre les années 1974-1975 et le survol de la planète par la sonde NASA - Mariner 10, envoyée vers Mercure par la NASA, pour avoir les premières images de la surface.

Ces images révèlent une surface caractérisée par une intense cratérisation. Tout comme la Lune, Mercure présente une surface criblée de cratères de toutes tailles.

Caloris basin

Caloris Basin est la plus importante structure du relief hermien (de Mercure). C'est un bassin de près de 1350 km de diamètre, créé sans doute par un impact géant au tout début de la formation de Mercure. Ce bassin a ensuite été rempli de lave.

Objectif Mercure

A ce jour, deux sondes NASA ont visité la planète Mercure : Mariner 10, la pionnière, dans les années 1974-1975 et Messenger, qui a effectué son premier survol de la planète en 2008. Une des plus grandes surprises de Mariner a été de découvrir que Mercure possédait un champ magnétique similaire à celui de la Terre, bien que beaucoup plus faible. En 1991, des astronomes ont pu, grâce à des observations radar, mettre en évidence des points brillants aux pôles. Est-ce de la glace d'eau ? Comment peut-elle subsister aux températures extrêmes de Mercure ? La glace pourrait subsister au fond des cratères perpétuellement à l'ombre, donc jamais exposés aux rayons du Soleil.

Beaucoup de mystères entourent encore la planète Mercure. C'est pourquoi elle est l'enjeu de deux grosses missions spatiales. La sonde Messenger de la NASA, après son premier survol et les nouvelles images extraordinaires qu'elle a délivrées de la surface, est parvenue à destination en 2011. Sa mission s'est terminée en 2015. Par ailleurs, Bepi Colombo, mise en oeuvre par la mission l'agence spatiale européenne (ESA) et son homologue japonais (JAXA), comportera deux orbiteurs (chargés de l'étude à la fois de la planète et de la magnétosphère générée par son faible champ magnétique). Cette mission sera lancée en 2018.

La rotation la plus lente du Système Solaire

Vénus a la rotation sur elle-même la plus lente du Système Solaire (en sens inverse des autres planètes, ce qui est rare). Ce qui fait que sa période sidérale (225 jours) est plus courte que sa rotation propre (243 jours). La surface, protégée par une atmosphère opaque, a longtemps été inaccessible. Après les pionnières, la soviétique Venera 4 (en 1967) et l'américaine Mariner 5 en 1967, ce sont plus d'une vingtaine de sondes qui visiteront Vénus jusqu'à la dernière en date, Venus Express, entrée en orbite le 11 avril 2006.

L'atmosphère épaisse de Vénus rend invisible à l'oeil sa surface, mais elle est transparente aux ondes radio. Ainsi, la sonde Magellan, grâce à son radar, a permis de révéler la surface de Vénus et d'en établir une cartographie complète entre 1991 et 1994.

Des volcans

La Terre et Vénus sont comparables en densité et en composition chimique, et ont également des surfaces relativement jeunes. Cependant, Vénus n'a pas d'océan. La surface a été modelée par le volcanisme, les impacts et les déformations de la croûte. On n'a pas constaté sur Vénus de volcans en activité. Par contre, de grandes variations de dioxyde de soufre (SO₂) dans l'atmosphère laissent à penser que les volcans sont sans doute encore actifs.

Plus de 1000 volcans de plus de 20 km de large constellent la surface de Vénus. Il y a sans doute près d'un million de volcans de plus d'un kilomètre de large. Le plus gros de la surface de Vénus est couvert de vastes coulées de lave. Ainsi, au nord une région appelé Ishtar Terra est un bassin rempli de lave, grand comme l'Europe.

Volcan Maat Mons

Cette vue générée par ordinateur de la surface de Vénus a été créée à partir des images radar de Magellan. Les hauteurs ont été exagérées d'un facteur 10 environ. La montagne du fond est Maat Mons, un volcan de Vénus qui doit son nom à la déesse égyptienne de la vérité et de la justice. Le volcan s'élève à 8 km d'altitude. Les zones brillantes sont des régions très découpées et les zones sombres, des terrains plus lisses. Les lignes sombres et brillantes qui partent du sommet de Maat Mons sont des coulées de lave de rugosités différentes. La région brillante au premier plan est une coulée de lave étendue et rugueuse qui s'est répandue sur une plaine lisse, probablement basaltique.

Crédit : NASA/Magellan

Trois cratères

Vue oblique de trois cratères vénusiens : Howe (37 km) au centre, Danilova (47 km) à gauche et Aglaonice (62 km) à droite. On a attribué à chaque structure du sol vénusien des noms de femmes, réelles ou mythiques. A l'exception unique du Mont Maxwell (la plus haute montagne), en hommage au savant anglais, car c'est grâce aux ondes électromagnétiques de Sir Maxwell que l'on a pu sonder la surface de Vénus !

Crédit : NASA/Magellan

L'intérieur de Vénus est probablement très similaire à celui de la Terre, avec un noyau d'environ 3000 km de rayon et un manteau rocheux en fusion recouvrant la majorité de la planète.

Vénus n'a pas de satellites, ni de champ magnétique intrinsèque. L'atmosphère très dense freine le processus de cratérisation de la surface : il n'existe pas de cratères plus petits que 1-2 km sur Vénus. La raison est que les météores brûlent dans l'atmosphère avant d'arriver au sol.

Cratères d'impact

Chaque cratère est entouré d'une couche brillante et rugueuse d'éjectas qui sont les débris excavés et éjectés par l'impact. Au centre des cratères, on reconnaît le pic central caractéristique des cratères d'impacts. Ce pic matérialise le rebond élastique de la croûte suite à la collision.

Chaud !

La surface de Vénus est tellement chaude que très peu de chaleur supplémentaire, comme celle apportée par les impacts, suffit pour fondre les roches. Certains cratères de Vénus montrent ainsi que les éjectas retombent partiellement en fusion, comme ici, où l'on voit les éjectas, qui n'ont pas eu le temps de solidifier, s'écouler sur le sol en pente.

Vue de l'espace !

La Terre vue de l'espace

Image prise par les astronautes d'Apollo 17. On voit de la Méditerranée (tout en haut) jusqu'au pôle sud.

Crédit : NASA

Les images de la Terre vue de l'espace, comme cette impressionnante photo prise par les astronautes de Apollo 17, révèlent la beauté et la fragilité de notre planète. L'atmosphère qui nous semble si épaisse de notre perspective apparaît de l'espace comme un film très fin. Les frontières disparaissent, et il apparaît clairement que notre planète existe comme une seule entité.

Ce qui frapperait l'œil d'un extraterrestre, c'est la présence de ces immenses masses océaniques, car en effet, la Terre est la seule planète qui possède de l'eau liquide à sa surface (71% de la surface). L'eau existe à l'état liquide seulement dans une gamme de température de 0 à 100°C. Cette gamme de températures est remarquablement étroite quand on la compare à la gamme complète de températures que l'on trouve dans le Système Solaire. La présence de l'eau à l'état vapeur dans l'atmosphère est responsable en grande partie de la météorologie terrestre.

L'apparition de la vie primitive dans les océans a été rendue possible grâce à la présence d'eau liquide. Une vie extraterrestre pourrait donc exister sur d'autres planètes en concomittance avec la présence de l'eau liquide

Le système Terre-Lune

Terre et Lune

La Terre et son unique satellite naturel, la Lune. Cette image montre une perspective originale du pôle sud, prise par la sonde NEAR en route vers l'astéroïde Eros. La Lune est le satellite naturel de la Terre. La Terre (12 800 km de diamètre) est 4 fois plus grande que la Lune (3 500 km).

Crédit : NASA/NEAR

Le Lune est en rotation synchrone avec la Terre, c'est-à-dire que la Lune fait exactement un tour sur elle-même pendant le temps qu'elle met à faire le tour de la Terre. De ce fait, la Lune nous montre toujours la même face (en réalité on en voit 59%, soit plus de la moitié de sa surface est visible grâce aux petits mouvements de la Lune sur son axe de rotation)

Clair de Terre

Image d'un lever de Terre prise par les astronautes d'Apollo 11, peu de temps après leur entrée en orbite lunaire. Remarquez le contraste saisissant entre les couleurs grises et marrons de la surface sans vie de la Lune et les couleurs vives, bleues et blanches de la Terre.

Crédit : NASA

Un lever de Terre ne peut être observé qu'en orbitant autour de la Lune ou en marchant à sa surface. On ne peut pas simplement rester sur place et attendre que la rotation fasse le travail. Pourquoi ? À cause de la rotation synchrone, la Lune expose toujours la même face à la Terre. Ainsi, un observateur sur la surface visible de la Lune, verrait la Terre telle une lanterne, éternellement suspendue à la même place dans le ciel. Chaque mois, la Terre passerait par un cycle complet de phases.

Pour en savoir plus, dirigez vous vers les éclipses de Lune .

L'atmosphère : amie ou ennemie ?

Depuis les années soixante, les satellites artificiels nous transmettent des images de la Terre qui permettent d'étudier, les mouvement de la banquise, les températures, les phénomènes météo, etc., comme par exemple, ici l'ouragan Mitch. Même, si des phénomènes climatiques peuvent avoir des effets destructeurs, les effets de l'atmosphère sont globalement, et de très loin, protecteurs (contre les radiations, les petites météorites, rétention de la chaleur par effet de serre…)

Cratères sur Terre

Sur Terre, on recense relativement peu de cratères d'impact (environ 200). Le meilleur exemple conservé est celui du Meteor Crater, situé en Arizona aux Etats-Unis d'Amérique (1,2 km de diamètre). En comparaison, la Lune est complètement criblée de cratères. Pourquoi ? La réponse est : l'érosion. C'est ce phénomène seulement présent sur Terre (eau, vent, volcanisme) qui est responsable de la disparition systématique des traces de cratères d'impact.

Activité volcanique

Notre planète bouge !

La surface terrestre est constituée de plaques qui bougent les unes par rapport aux autres, s'entrechoquant pour former des montagnes, ou au contraire, se séparant pour former des mers ou des océans. Ces mouvements sont connus sous le nom de tectonique des plaques et donnent lieu aux tremblements de terre.

Le volcanisme est une autre manisfestation de l'activité interne de la Terre. Les volcans matérialisent la remontée de magma en des points précis.

Un jour martien

Ce film de la rotation complète de Mars a été réalisé avec des images de Hubble. Le jour martien (23h37mn) est sensiblement égal à celui de la Terre. Mars est autant incliné que la Terre, ce qui permet des saisons comme sur Terre, mais qui sont plus marquées à cause de l'excentricité de Mars. La couleur caractéristique de la « planète rouge » est due à l'oxydation des minéraux de fer (la rouille). Mars a deux calottes polaires bien visibles depuis la Terre à partir d'un télescope. Chaque calotte polaire a une composante permanente constituée de glace d'eau au pôle nord et d'une mixture de glace de CO₂ et H₂O au pôle sud. Cette composante permanente grossit au fur et à mesure de l'arrivée de l'hiver martien (la température chute à –140°C).

On a aussi une composante saisonnière constitué de glace de CO₂ qui apparaît avec la venue de l'hiver et qui provient du gel de l'atmosphère.

Les conditions actuelles sur Mars ne permettent pas la présence d'eau liquide à la surface et donc de la vie. En effet la surface de Mars est complètement stérilisée (rayons UV, ...). Cependant le fait de voir des lits asséchés sur Mars nous enseigne que l'eau a coulé dans le passé, et donc que la vie a pu exister.

Le relief martien

L'ombre de Phobos

L'ombre de Phobos sur la surface de Mars

Crédit : NASA/MGS

La surface de Mars comporte relativement peu de cratères.

Olympus Mons

Le volcan le plus haut du Système Solaire (25 000 m d'altitude)

Crédit : NASA/MGS

Olympus Mons est un gigantesque volcan qui fait 25 km de haut et 700 km de diamètre. C'est le plus grand volcan du Système Solaire. Olympus Mons et les volcans de la région de Tharsis sont des volcans similaires aux volcans hawaiiens. Sur Terre, le plus grand d'entre eux fait 9 km de haut à partir du plancher océanique et 120 km de diamètre. Remarquez les cratères d'impact au sommet du volcan.

Climat

Les hivers, et globalement la température moyenne sur Mars, sont plus froids que sur Terre et la température peut chuter jusqu'à -140°C. En effet, Mars étant située 1,5 fois plus loin du Soleil, elle reçoit 57% d'énergie en moins. De plus, l'atmosphère peu dense empêche un effet de serre conséquent (augmentation de seulement 3°C contre 33°C pour la Terre). Toutefois, la température peut atteindre environ 20°C en plein été aux basses latitudes.

Mars Atlas

Voici quelques figures montrant l'atlas de Mars, avec ses vallées (Valle Marineris) ou probalement l'eau a coulé dans le passé, ses plaines et ses montagnes (Tharsis Montes).

Cratères : un peu, beaucoup, passionnément

Prenons comme exemple le système Terre-Lune. La Lune, notre plus proche voisine a une surface complètement criblée de cratères, alors que la surface de la Terre semble relativement indemne. Pourtant les deux astres sont soumis au même environnement météoritique, au même flux d'impacteurs. La Terre aurait-elle été épargnée par rapport à la Lune par un quelconque mécanisme protecteur ?

La réponse est NON

La Terre a bel et bien subi autant d'impacts que la Lune, et ce n'est pas l'atmosphère (absente sur la Lune) qui aurait pu arrêter les plus gros bolides cosmiques. Donc si la Terre n'a pas été exempte d'impacts, où sont alors les cicatrices ? Sur Terre on ne dénombre qu'environ 200 cratères d'impacts dont la plupart sont méconnaissables, alors que la surface de la Lune arbore des milliers de cratères. L'explication c'est l'EROSION. C'est ce phénomène qui a effacé les traces d'impacts sur Terre alors qu'il est absent sur la Lune. Les acteurs de l'érosion sur Terre sont par ordre d'importance :

1. l'eau (les précipitations)
2. le vent
3. le volcanisme et la tectonique des plaques, sur des échelles de temps plus longues

Ainsi donc l'érosion est responsable des disparités de cratérisation des surfaces planétaires. Mais a-t-on résolu pour autant l'origine profonde de ces disparités ? En effet, pourquoi l'action du volcanisme (qui est le mécanisme d'érosion à prendre en considération sur des échelles de temps géologiques) est-il si différent d'une planète à l'autre ? C'est l'objet de la partie suivante.

Comment l'intérieur de la planète est-il chauffé ?

Trois principales sources d'énergie contribuent à chauffer l'intérieur d'une planète : l'accrétion, la différenciation et la radioactivité. Une quatrième source appelée effet de marée, n'est pas importante pour les planètes telluriques, mais joue un rôle majeur pour les satellites galiléens (les satellites de Jupiter), en particulier pour Io.

• L'accrétion est la première source d'énergie interne pour les planètes telluriques. L'accrétion est le phénomène par lequel un embryon planétaire grossit en agglomérant les planétésimaux alentour par collision. L'énergie cinétique des impacteurs () est transformée en énergie thermique qui s'ajoute à l'énergie interne de la planète. Les multiples impacts violents qui ont prévalu dans les premiers temps de la formation des planètes ont déposé une telle quantité d'énergie que la planète entière était en fusion (état liquide).
• Cet état liquide généralisé a permis au processus de différenciation d'entrer en jeu. Sous l'effet de la gravitation, les matériaux les plus denses (les métaux) coulent dans le noyau de la planète alors que les roches les plus légères restent à la surface. La différenciation produit de la chaleur en transformant l'énergie gravitationnelle en énergie thermique
• La troisième source d'énergie provient de la décroissance radioactive d'éléments comme l'uranium, le potassium, l'aluminium, etc. Quand les noyaux radioactifs se désintègrent, des particules sub-atomiques sont éjectées à très grande vitesse, chauffant les atomes voisins par collision. La radioactivité transfère ainsi une partie de la masse-énergie () de l'élément radioactif en énergie thermique pour l'intérieur de la planète.

Comment l'intérieur de la planète se refroidit

La chaleur emmagasinée dans la planète s'échappe continuellement de l'intérieur. Cette évacuation se fait de l'intérieur chaud vers la surface plus froide au travers de quatre processus principaux : la conduction, la convection, le volcanisme et la tectonique des plaques.

Température d'équilibre

Le Soleil est la source d'énergie principale reçue par les planètes. La température d'équilibre à la surface des planètes dépend de leur distance au Soleil. Plus on est près du Soleil plus il fait chaud (Mercure) et plus on est loin plus il fait froid (Mars). Le mécanisme physique qui permet ce chauffage est l'absorption par la surface du rayonnement solaire émis dans le domaine Ultra-Violet (UV) et visible.

En fonction des propriétés de la surface (composition, relief, océans, calotte polaire, ...) et de la latitude, le sol absorbera plus ou moins efficacement ce rayonnement, tandis que l'énergie solaire non-absorbée sera réfléchie par la surface vers l'espace. Le coefficient de réflexion, caractérisant la part d'énergie réfléchie, est appelé albédo. Il dépend aussi de la composition chimique de l'atmosphère et de la couverture nuageuse.

Effet de serre

La surface de la planète absorbe l'énergie solaire dans le domaine UV-visible, puis elle se refroidit en émettant un rayonnement Infrarouge (IR). Ce rayonnement IR se dirige vers l'espace en traversant l'atmosphère de la planète, avec laquelle elle peut interagir. Les gaz à effet de serre tels que l'eau (H₂O), le dioxyde de carbone ou gaz carbonique (CO₂), et le méthane (CH₄) présents dans une atmosphère absorbent le rayonnement IR et le re-émettent dans toutes les directions, et notamment vers la surface, favorisant ainsi une accumulation de l'énergie thermique, et par conséquent une augmentation de la chaleur.

Ainsi, la température moyenne à la surface peut être supérieure à la température d'équilibre de la planète (cas de Vénus et de la Terre). L'effet de serre est notablement présent lorsque l'on a une atmosphère relativement transparente dans le domaine UV-visible et opaque dans l'infrarouge. On notera que la présence de nuages peut aussi augmenter l'effet de serre (par exemple les nuages d'acide sulfurique sur Vénus). L'effet de serre augmente la température à la surface de Vénus, la Terre et Mars, respectivement de 500, 35 et 5°C.

En savoir plus

L'inertie thermique du sol, la période de rotation et l'atmosphère sont les paramètres principaux qui contrôlent le contraste de température entre le jour et la nuit d'une planète. Lorsqu'une planète a une période de rotation lente (comme Mercure et la Lune), la température du jour est beaucoup plus élevée que celle de la nuit, tandis qu'une rotation rapide permettrait une plus grande homogénéité de température entre le jour et la nuit. L'inertie thermique du sol joue un rôle équivalent à la période de rotation (comme pour Mars). En effet, plus elle est faible (c'est-à-dire que la température varie rapidement), plus il y a de contraste jour-nuit. Inversement plus l'inertie thermique est forte, moins il y a de contraste jour-nuit. En règle générale, pour les planètes sans atmosphère, la variation de température diurne est un compromis entre la période de rotation et l'inertie thermique : elle varie de 150, 300 et 600°C pour respectivement Mars, la Lune et Mercure. La basse atmosphère peut aussi intervenir dans le cas où les échanges thermiques sont importants, c'est le cas sur Vénus et la Terre (variation diurne d'environ 10°C). Dans ce cas, le pouvoir radiatif élevé et la convection vont permettre d'homogénéiser les basses couches de l'atmosphère.

Composition et vent

La composition actuelle des atmosphères des planètes telluriques est très diverse. Mercure et la Lune n'ont presque pas d'atmosphère (pression < 10^-15 bars). Vénus et Mars ont une composition atmosphérique proche, avec principalement du CO₂ et quelques pourcents d'azote (N₂). Cependant, la pression au sol de Vénus est environ 100 fois supérieure à celle de la Terre, et celle de Mars environ 100 fois inférieure. L'atmosphère de la Terre est, quand à elle, composée principalement d'un mélange d'azote (N₂ ) et d'oxygène (O₂) que l'on appelle l'air.

Sur Vénus, l'activité volcanique importante rejette une grande quantité de composés soufrés dans l'atmosphère, donnant naissance à des nuages d'acide sulfurique (H₂SO₄) qui nous empêchent de voir la surface. Une faible quantité de vapeur d'eau est encore présente dans l'atmosphère. Les vents près de la surface y sont quasiment nuls, mais augmentent considérablement avec l'altitude, avec des vitesses pouvant atteindre 300 km/h.

Sur la Terre, la vapeur d'eau est présente en quantité variable ( < 4%) en fonction des régions sèches ou humides qui dépendent fortement du climat. En s'élevant dans l'atmosphère, la vapeur d'eau se refroidit et se condense pour former des nuages (composés de goutelettes d'eau ou de cristaux de glace). La circulation des masses atmosphériques induit des vents de quelques km/h, mais pouvant atteindre des centaines de km/h lors de fortes tempêtes.

Sur Mars, on trouve aussi un peu d'oxygène, de monoxyde de carbone (CO) et des traces de vapeur d'eau dans l'atmosphère, mais les faibles pressions atmosphériques empêchent d'obtenir de l'eau liquide en surface. Néanmoins, de la glace d'eau et de dioxyde de carbone se forment en hiver sur les calottes polaires à cause des faibles températures. Pendant l'été martien, de fortes tempêtes peuvent soulever les poussières rendant la surface invisible. Des vents de quelques centaines de km/h sont fréquents en altitude.

Saisons

Les saisons existent lorsqu'il y a une variation de l'ensoleillement durant l'année, qui est due à l'obliquité de l'axe de rotation de la planète sur le plan de l'écliptique (voir le tableau). C'est le cas pour la Terre et Mars pour lesquelles cet angle atteint environ 23°-25°. Par contre, sur Vénus, il n'y a pratiquement pas de saisons, puisque son obliquité n'est que de 3°. Pour en savoir plus sur les saisons sur la Terre consultez le cours sur les saisons.

Introduction

Pendant la formation des atmosphères secondaires (environ 10-100 millions d'années après la formation de la planète), leur composition et leur température ont été modifiées par de nombreux facteurs tels que : la chimie, l'activité biologique (Terre), l'échappement atmosphérique, l'échange entre atmosphère/surface/océan (e.g. cycle du carbone) et l'effet de serre. Chacun de ces facteurs est complexe et nous ne détaillerons dans cette partie que l'échappement atmosphérique d'origine thermique et le cycle du carbone.

Echappement atmosphérique

C'est la gravité des planètes qui retient leur atmosphère. Si un corps ou une molécule acquiert une vitesse supérieure à une certaine vitesse appelée vitesse de libération il quitte définitivement la planète. Chaque planète a une vitesse de libération (V_lib) différente qui dépend de sa gravité (g) et de son rayon (R) : . Les vitesses de libération pour Vénus, la Terre et Mars sont respectivement de 10, 11 et 5 km/s (ou encore 36 000, 39 600 ou 18 000 km/h resp.).

A cause de l'agitation thermique, une molécule de masse molaire m, dans une atmosphère de température T, a une vitesse thermique (Vt) proportionnelle à . Si la vitesse thermique est supérieure à la vitesse de libération il y a échappement de l'atmosphère. En pratique, ce sont principalement les atomes légers présents dans la très haute atmosphère peu dense (exosphère, P~10^-11 bar) qui peuvent atteindre des vitesses thermiques suffisantes pour s'échapper sans qu'il y ait de collisions avec d'autres atomes. Sur la Terre et Mars, l'hydrogène (H) présent dans l'exosphère s'échappe ainsi quotidiennement. Sur Vénus, il existe d'autres processus d'échappement non thermiques complexes qui peuvent être beaucoup plus efficaces, comme par exemple le criblage de l'atmosphère par des particules énergétiques. En effet, contrairement à la Terre, Vénus n'a pas de bouclier magnétique (plus connu sous le nom de magnétosphère) pour la protéger.

• La Terre a pu conserver une atmosphère, contrairement à la Lune, grâce à sa plus grande gravité.
• Vénus, la Terre et Mars ont une atmosphère composée principalement de carbone, d'azote et d'oxygène parce que leur masse moléculaire (>12 g/mol) est plus lourde que celle de l'hydrogène (H) ou de l'hélium (He) (<4 g/mol).
• Malgré la taille comparable de Mars et Mercure, cette dernière a perdu son atmosphère à cause de sa température bien plus chaude.

Cycle du Carbone

Le gaz carbonique (CO₂) présent dans l'atmosphère se dissout dans l'eau de pluie et se dépose sur le sol sous forme d'acide carbonique (H₂CO₃). Les minéraux contenant des silicates (tel que la wollastonite : CaSiO₃) réagissent avec le CO₂ dissous pour former des roches carbonatées (telle que la calcite : CaCO₃) et du quartz (SiO₂). Par ailleurs, le ruissellement des pluies peut aussi éroder les roches continentales carbonatées et transporter l'ion bicarbonate (HCO₃^-) dans les océans pour se combiner avec du calcium (Ca) et former à nouveau de la calcite. Aujourd'hui ce sont principalement certains organismes marins qui fabriquent ainsi leur squelette minéralisé et leur coquille, cependant des réactions chimiques abiotiques plus lentes le permettent aussi. Avec le temps, le calcaire se dépose dans les fonds marins et s'y accumule sous forme de sédiments. Le déplacement des plaques tectoniques enfouit ces roches carbonatées par le mécanisme de subduction. La pression et la température intense de ce mécanisme permettent de combiner le calcaire et le quartz en minéraux silicatés (tels que la wollastonique). Cette transformation produit à nouveau du gaz carbonique qui se mélange au magma et qui est réinjecté dans l'atmosphère par l'activité volcanique. Après ce cycle du carbone, on retrouve le gaz carbonique présent initialement dans l'atmosphère.

Sur Terre, le temps de résidence du CO₂ atmosphérique n'est que de quelques années. Dans l'océan il est de quelques siècles (en surface) à quelques centaines de milliers d'années (fonds marins), et dans le sous-sol (lithosphère) de quelques 100 millions d'années, à cause de la tectonique qui est un phénomène géologique lent. S'il n'y avait pas de recyclage, le CO₂ atmosphérique disparaîtrait en 400 000 ans. En revanche, il faudrait seulement 20 millions d'années pour injecter 1 bar de CO₂ dans l'atmosphère par volcanisme. Le cycle du carbone est un mécanisme qui permet de moduler/réguler la composition atmosphérique en gaz carbonique et la température d'une atmosphère (Effet de serre).

Cycle du carbone

Le gaz carbonique suit un cycle qui conduit à l'accumulation du carbone tantôt dans l'atmosphère, tantôt dans le sous-sol.

Crédit : ASM/Alain Doressoundiram et Gilles Bessou

Introduction

Il y a 4,5 milliards d'années le Soleil jeune était moins lumineux de 30% environ. Depuis cette époque, l'albédo des planètes a probablement varié à cause d'une couverture nuageuse différente, de la présence de calotte polaire ou de l'activité volcanique éjectant une quantité importante de poussières dans l'atmosphère. Les variations de l'albédo, du flux solaire et de l'effet de serre ont certainement modifié les températures de surface. D'autres facteurs comme la variation temporelle de l'inclinaison et de l'excentricité de la planète (sur Terre de 40 000 à 100 000 ans – cycle de Milankovitch) modifie l'illumination des planètes par le Soleil, et ont conduit à des changements climatiques importants (âges glaciaires).

La proximité entre Vénus, la Terre et Mars nous font penser que leur composition initiale était semblable. Actuellement, Vénus et Mars ont une composition proche (CO₂, N₂), mais ont une énorme différence de pression et de température. La Terre, elle, a une composition différente (N₂, O₂).

Quelle a pu être l'évolution de la composition de leur atmosphère, ainsi que de leur surface (océans, calotte polaire) et de leur température, pouvant expliquer de telles différences ? Pourquoi l'eau est-elle abondante sur Terre, alors que Vénus est pratiquement sèche et Mars aride ? Les paragraphes suivants permettront de comprendre la succession des évènements qui semblent expliquer les différentes atmosphères actuelles.

Mercure

Mercure n’a probablement pas eu une atmosphère primitive comme les autres planètes telluriques à cause de sa proximité avec le Soleil. De plus, sa faible masse et les températures élevées autorisent une vitesse de libération faible. Ainsi son atmosphère secondaire formée par le dégazage des roches s’est rapidement échappée au cours du temps, aidée aussi par l’intense flux du rayonnement UV solaire.

Il faut noter que la cratérisation intense de la surface nous indique que l'atmosphère a disparu avant la fin du bombardement tardif de planétésimaux (environs 700 millions d'années après sa formation). Par conséquent, il est difficile d’établir une chronologie plus détaillée des processus physiques qui ont permis l’échappement de son atmosphère, puisque les traces potentielles d'érosion ont dû être effacées avec le bombardement tardif.

Evolution de l'atmosphère de Mercure.

Crédit : ASM/Raphael Moreno et Gilles Bessou

Vénus

Vénus a probablement possédé autant d'eau que sur la Terre. Avec une température probablement inférieure à 100°C (le Soleil jeune était moins intense), l'eau se trouvait sous forme liquide formant des océans. Cependant, Vénus étant plus proche du Soleil, sa température était nécessairement plus chaude que celle de la Terre, permettant progressivement une évaporation plus importante des océans. Une grande quantité de vapeur d'eau augmente l'efficacité de l'effet de serre et par conséquent la température, qui à son tour fait croître à nouveau l'évaporation. Lorsque la température dépasse celle du point critique de l'eau (374°C), l'eau se retrouve à l'état gazeux sous forme de vapeur d'eau et il n'y a plus de pluie qui permet de soustraire le gaz carbonique. Le cycle du carbone est stoppé, ce qui entraîne une augmentation irrémédiable de la quantité de CO₂ par le volcanisme et par conséquent de la température de l'atmosphère. On désigne cette situation par "emballement de l'effet de serre".

D'autre part, les fortes températures de la basse atmosphère permettent à la vapeur d'eau de s'élever par convection dans la haute atmosphère. Dans cette région, des réactions photochimiques avec le rayonnement UV solaire permettent de photodissocier (ou briser) la molécule d'eau (H₂O) pour séparer l'hydrogène (H) et l'oxygène (O). L'hydrogène étant léger s'échappe de l'atmosphère. L'oxygène peut aussi être éliminé soit par des processus d'échappement non-thermiques, soit par l'oxydation des sols, qui sont perpétuellement régénérés par l'activité volcanique. Au final, on obtient une atmosphère sèche, ce qui explique bien l'absence de vapeur d'eau sur Vénus.

La rupture du cycle du carbone, augmente le gaz carbonique dans l'atmosphère. Une partie du gaz carbonique est tout de même soustraite par des transformations chimiques (sans eau) avec les roches silicatées de surface, produisant des roches carbonatées. L'équilibre est atteint pour des pressions de gaz carbonique et des températures observées de 90 bar et 430°C.

Evolution de l'atmosphère de Vénus.

Crédit : ASM/Raphael Moreno et Gilles Bessou

Terre

Après la formation de la Terre, le faible flux solaire aurait dû geler l'eau, mais l'absence de glaciers il y a 4 milliards d'années semble indiquer que la température était bien plus clémente et qu'il y avait des océans. A cette époque, suite au dégazage, le gaz carbonique était beaucoup plus abondant qu'aujourd'hui permettant ainsi un effet de serre bien plus important. Cet effet a permis de maintenir une température moyenne proche de celle d'aujourd'hui (~ 15°C). Au fur et à mesure, l'intensité du Soleil a augmenté et le niveau de gaz carbonique a diminué à cause du cycle du carbone qui a transformé la plupart du gaz carbonique en roches carbonatées. A l'heure actuelle, on trouve uniquement des traces de gaz carbonique dans l'air. Par ailleurs, le développement intense de la vie sur Terre (il y a environ 2 milliards d'années) a favorisé l'augmentation de l'oxygène dans l'atmosphère grâce à la photosynthèse des plantes. Le cycle du carbone et le développement de la vie explique que notre atmosphère actuelle est composée principalement d'azote et d'oxygène.

Sur Terre, il y a un équilibre stable entre l'effet de serre et le cycle du carbone qui permet de réguler les températures moyennes entre 5 et 20°C évitant ainsi un effet de serre divergent comme sur Vénus. Lorsque la température augmente, l'humidité augmente à cause des pluies plus fréquentes, ce qui altère plus les sols et diminue la quantité de gaz carbonique. Par conséquent, l'effet de serre diminue et la température baisse. Inversement, si la température diminue fortement jusqu'à la congélation de l'eau ( 0°C), il s'arrête de pleuvoir et le cycle du carbone s'interrompt. Le volcanisme, lui, persiste et provoque l'augmentation de la quantité de gaz carbonique. Cette fois-ci, l'effet de serre augmente et la température avec, permettant la fonte des glaces et des calottes polaires, puis l'évaporation des océans jusqu'à réanimer le cycle de l'eau (évaporation et pluies) et par conséquent celui du carbone. Un autre paramètre important pouvant altérer cet équilibre est l'activité de l'homme (aérosols, agriculture, combustion, etc), responsable de l'augmentation artificielle du niveau de gaz carbonique et d'autres gaz à effet de serre (CH₄, polluants, etc). L'activité humaine doit absolument être maîtrisée pour éviter d'atteindre la zone dangereuse du régime d'emballement de l'effet de serre comme sur Vénus, qui serait un point de non-retour.

Mars

Les traces de lits de rivières à la surface de Mars sur des terrains géologiques anciens (Tharsis) prouvent que l'eau a coulé à la surface de Mars pendant les premiers 500 millions d'années. Un océan d'environ 150 mètres de profondeur a pu exister. La température était donc supérieure à 0°C et la pression supérieure à quelques bars, ce qui implique une forte concentration de gaz à effet de serre (CO₂, H₂O) et surtout un climat chaud et humide. Dans ces conditions, le cycle du carbone a transformé la majeure partie du gaz carbonique en roches carbonatées, comme sur Terre.

Par la suite, le bombardement tardif de planétésimaux (environs 700 millions d'années après la formation) et la relative faible gravité de la planète a probablement éliminé une partie de l'atmosphère soufflée par des impacts. D'autre part, la datation des terrains géologiques a permis de constater que les rivières ont disparu au bout d'environ 1 à 2 milliards d'années, ce qui coïncide avec la baisse de l'activité volcanique. Mars est une petite planète qui s'est refroidie plus rapidement que la Terre et Vénus, arrêtant ainsi volcanisme et activité tectonique et empêchant la régénération du gaz carbonique atmosphérique. Il faut noter que la variation temporelle (de 100 000 ans à 1 million d'années) de l'inclinaison et de l'excentricité de la planète a accentué la formation de calottes polaires et le refroidissement à la surface.

L'arrêt du cycle du carbone, l'érosion de l'atmosphère et les changements climatiques ont contribué à des degrés différents à diminuer la quantité de gaz à effet de serre jusqu'aux pressions actuelles (7 mbar), refroidissant ainsi l'atmosphère jusqu'aux températures actuelles (-50°C). Une partie de l'eau s'est congelée sur les calottes polaires, et une autre a disparu en s'infiltrant dans les sous-sols sous forme de pergélisol. Une dernière partie s'est échappée de l'atmosphère à la suite de la photodissociation de l'eau (comme sur Vénus).

Fossiles du Système Solaire

Petits objets rocheux de taille n'excédant pas quelques centaines de kilomètres de diamètre, les astéroïdes ont souvent été appelés, au milieu du siècle, "les vermines du ciel". Les petites traînées qu'ils laissaient sur les plaques photographiques étaient considérées comme des nuisances. Les astéroïdes occupent principalement la région de transition, entre les planètes telluriques et les planètes géantes, c'est-à-dire entre 2,1 et 3,3 UA. Quoique les astéroïdes aient subi une substantielle évolution collisionnelle depuis leur formation, la plupart d'entre eux n'ont pas eu à souffrir d'une grande évolution géologique, thermique ou orbitale. Et c'est là que réside le principal intérêt de l'étude des astéroïdes. De par leur petitesse, ces objets ont très vite évacué la chaleur originelle de la nébuleuse protosolaire figeant ainsi la composition initiale de cette dernière. Ainsi l'étude des petits corps nous renseigne sur les conditions initiales qui ont prévalu à la naissance du Système Solaire. En particulier, les météorites, qui sont des fragments d'astéroïdes, sont les preuves fossiles des événements qui ont affecté les premiers temps de la formation du Système Solaire.

Par Toutatis !

Les astéroïdes sont aussi importants parce qu'ils sont la source de la plupart des météorites. De plus, certains astéroïdes, les géocroiseurs, ou en anglais Earth Crossing Asteroids (ECA) présentent un danger pour la Terre car leurs orbites croisent celle de notre planète. On sait que la Terre, comme tous les corps du Système Solaire, a eu un passé violent. Pour preuve, la constellation de cratères dont est ornée la surface lunaire. De telles cicatrices sur Terre ont été masquées et érodées par l'activité terrestre. Il est rituel quand on parle de ce sujet, d'évoquer la chute d'un astéroïde ou d'une comète, il y a 65 millions d'années, à la frontière du Crétacé et du Tertiaire et qui fut peut-être responsable de l'extinction des dinosaures. Le cratère d'impact, retrouvé près de la côte de la péninsule du Yucatán près du village de Chicxulub (golfe du Mexique) a un diamètre estimé d'au moins 180 km.

Une mine d'or ?

Un troisième et dernier intérêt que l'on peut trouver à l'étude des astéroïdes est d'aspect économique. Les ressources sur Terre ne sont pas inépuisables, et on peut envisager, dans un futur proche pouvoir exploiter les ressources minières des astéroïdes. On estime qu'un kilomètre cube d'astéroïde de type M, c'est-à-dire métallique, contient 7 milliards de tonnes de fer, 1 milliard de tonne de nickel, et suffisamment de cobalt pour satisfaire la consommation mondiale pendant 3000 ans. Les astéroïdes peuvent constituer d'avantageuses bases spatiales de pré-colonisation du Système Solaire. En effet, grâce à leurs ressources minières, ils peuvent pourvoir les colons en matériaux de construction, ainsi que leurs besoins en eau, oxygène, carbone et azote. De plus, de part leur faible masse et donc faible gravité, l'énergie requise pour quitter l'astéroïde-hôte est beaucoup plus faible que celle nécessaire pour quitter la Terre.

Combien sont-ils ?

En 2009, on recense environ 500 000 astéroïdes, dont 200 000 sont numérotés et seulement plus d'une centaine ont une dimension supérieure à 100 km. Un astéroïde obtient son numéro et son nom quand un nombre suffisant d'observations a été effectué pour déterminer ses éléments orbitaux avec précision. Le rythme annuel des découvertes est actuellement de plusieurs milliers, ceci grâce aux programmes automatiques de recherche. Il y a certainement encore des centaines de milliers d'autres astéroïdes qui sont trop petits, trop sombres ou trop distants de la Terre pour être détectés. Le plus gros astéroïde du Système Solaire, Cérès, a un diamètre de 940 km et une masse de 1,18 10²¹ kg. A lui seul, il représente environ un tiers de la masse totale de la ceinture principale (voir définition plus loin). Puis viennent par ordre de taille, Vesta (576 km), Pallas (538 km) et Hygiéa (429 km). Ensuite, les tailles décroissent très vite car seulement 30 astéroïdes ont un diamètre supérieur à 200 km, 200 astéroïdes ont un diamètre supérieur à 100 km et on estime à un million le nombre d'astéroïdes de taille kilométrique.

Des géocroiseurs à la Ceinture Principale d'Astéroïdes

La grande majorité des astéroïdes occupe une "ceinture" située entre Mars et Jupiter, et connue sous le nom de ceinture principale, qui s'étend entre 2,1 et 3,3 UA du Soleil. Un petit nombre ont leur demi-grand axe plus grand ou plus petit, ou une excentricité telle qu'ils n'appartiennent pas à cette région (figure ci-contre). Faisons un petit tour du Système Solaire des astéroïdes en commençant par les plus proches de notre étoile.

Nous rencontrons tout d'abord le groupe des Aten (les groupes d'astéroïdes sont souvent dénommés d'après le nom du premier membre découvert, en l'occurrence ici, 2062 Aten), qui a un demi-grand axe a < 1,00 UA donc tourne autour du Soleil en moins d'une année terrestre. Il est à noter que ces objets croisent l'orbite de la Terre (distance à l'aphélie Q ≥ 0,983). Ensuite, nous avons encore deux autres groupes d'astéroïdes, le groupe des Apollo (a > 1,00 UA et distance au périhélie q ≤ 1,02) et le groupe des Amor (a > 1,00 UA et 1,02 < q ≤ 1,30). Les objets Amor ne croisent donc, actuellement, que l'orbite de Mars. L'ensemble des Objets Aten-Apollo-Amor sont souvent dénommés OAAA, ou NEAs, (acronyme des mots anglais Near Earth Asteroids) ou encore géocroiseurs. Ce sont ces objets qui présentent un danger de collision potentiel avec la Terre et qui sont étroitement surveillés. Plus loin du Soleil, nous trouvons le groupe de Hungaria entre 1,82 et 2,00 UA, bien en dehors de l'orbite de Mars (1,52 UA). A cause de l'excentricité de son orbite, Mars a « nettoyé » la région entre 1,38 et 1,66 UA. Enfin, nous atteignons la région très peuplée de la ceinture principale d'astéroïdes (CPA). Cette région est clairement entrecoupée d'espaces vides d'astéroïdes : les lacunes de Kirkwood. Nous reparlerons de ces lacunes et de leur signification un peu plus loin.

Des troyens aux objets trans-neptuniens

A la frontière de la ceinture principale d'astéroïdes, on trouve le groupe de Cybeles (3,2 UA), et plus détaché se trouve le groupe de Hildas à 4 UA du Soleil. Ensuite, sur la même orbite que Jupiter, aux points de Lagrange L4 et L5, une population d'objets suit et précède la planète géante d'un angle de 60° avec le Soleil : les Troyens. Plusieurs centaines d'astéroïdes de ce type sont connus ; parmi les plus gros sont 624 Hektor (222 km), 588 Achilles (147 km) et 617 Patroclus (149 km). Il existe aussi un petit nombre d'astéroïdes (appelés Centaures) dans la partie externe du Système Solaire : 2060 Chiron se situe entre Saturne et Uranus ; l'orbite de 5335 Damocles commence près de Mars, et va jusqu'au delà d'Uranus ; 5145 Pholus orbite de Jupiter jusqu'à Neptune. Il y en a probablement beaucoup d'autres, mais de telles orbites croisant celles des planètes géantes sont instables, et hautement susceptibles d'être perturbées dans le futur. La composition de ces objets est probablement plus proche de celle des comètes que de celle des astéroïdes ordinaires. En particulier, Chiron est désormais considéré comme une comète. D'ailleurs, astéroïdes et comètes, loin de former deux populations bien distinctes ont des liens très étroits.

Pour conclure ce panorama des astéroïdes, il faut signaler la présence de deux autres populations d'astéroïdes situées encore plus loin du Soleil. La première est la ceinture d'Edgeworth-Kuiper (ou objets trans-neptuniens) située au delà de l'orbite de Neptune entre 30 et 100 UA environ. Son existence a été prédite conjointement par Edgeworth (1949) et Kuiper (1951) pour expliquer l'origine des comètes à courte période. La première observation d'un objet trans-neptunien a été faite beaucoup plus tardivement (pour des raisons techniques évidentes, dues à la faible magnitude de ces objets) par Jewitt et Luu en 1992. Il s'agit de 1992 QB₁ qui a un demi-grand axe de 44,2 UA. A une distance aussi lointaine, on pense que ces objets pourraient constituer un réservoir de comètes, avec une composition de glaces et de roches. L'étude de ces corps est l'objet de la mission NASA New Horizons, lancée en 2006, et qui a atteint la ceinture de Kuiper après 2015.

Aux confins du Système Solaire se trouve un vaste nuage de comètes, que l'on pense être de forme sphérique : le nuage de Oort. Composé probablement de 10¹² objets, il s'étend au-delà de l'orbite de Pluton entre 30 000 UA et une année-lumière ou plus. C'est très probablement le réservoir des comètes à longue période. Il n'a encore jamais été observé directement.

La ceinture principale d'astéroïdes (CPA) : planète avortée ou détruite ?

C'est une question qui a longtemps accupé les esprits des scientifiques depuis les premières années de la découverte des astéroïdes. En effet, faisant écho à la fameuse loi de Titius-Bode, on s'attendait à trouver entre Mars et Jupiter (2,8 AU) une seule et unique planète au lieu des myriades de petits corps que l'on connaît aujourd'hui. La CPA serait-elle le résultat d'une planète ayant explosé en milliers de débris ? En fait, on pense plutôt aujourd'hui que la CPA est la conséquence d'une planète n'ayant jamais pu se former. Pourquoi ? Parce que la formation précoce de Jupiter a eu pour conséquence d'exciter (d'accélérer les vitesses) les planétésimaux présents entre Mars et Jupiter, empêchant ainsi tout phénomène d'accrétion. Rappelons que la formation des planètes s'est faite par accrétion (voir la figure formation), c'est-à-dire collisions constructives (coalescence), entre planétésimaux. Or, à cause de la présence de Jupiter, les collisions dans la CPA actuelle sont destructives.

Le nuage de Oort

Le premier réservoir entoure notre Système Solaire et se situe entre 50 000 et 100 000 UA. C'est le nuage de Oort d'où proviennent les nouvelles comètes dont les trajectoires présentent des inclinaisons quelconques par rapport au plan de l'écliptique et ont de longues périodes (Périodes ~50-5000 ans) comme la comète de Halley (77 ans) ou Hale-Bopp (4 000 ans). Les comètes de ce réservoir se seraient formées à l'intérieur du Système Solaire en même temps qu'il se formait lui-même. Les perturbations gravitationnelles des planètes géantes nouvellement créées auraient par la suite éjecté ces comètes du Système Solaire formant ainsi le nuage de Oort. On estime qu'environ 1000 milliards de comètes pourraient être présentes dans ce réservoir. Du fait de leur grand éloignement par rapport au Soleil, on pense que les nouvelles comètes provenant du nuage de Oort ont une composition qui reflète celle des régions externes de la nébuleuse primitive. L'étude des comètes permet donc de mieux comprendre la composition et les conditions physico-chimiques de la nébuleuse primitive. N. B. : à ce jour, le nuage de Oort n'a jamais été observé directement.

La ceinture de Kuiper

La ceinture de Kuiper est le deuxième réservoir de comètes. On peut la représenter comme un tore, entourant le plan de notre Système Solaire, et qui se serait formée en même temps que celui-ci au-delà de Neptune (de 30 UA jusqu'à une distance inconnue). On pense que les comètes de la famille de Jupiter proviennent principalement de ce réservoir. Elles ont comme caractéristiques d'avoir des périodes orbitales courtes (entre 3 et 15 ans) et des inclinaisons faibles. Depuis 1992, environ 1300 objets de la ceinture de Kuiper ont été détectés (2009), confirmant ainsi l'existence de ce réservoir cométaire.

La comète SL9

En 1993, la comète Shoemaker-Levy 9 (SL9) est découverte ; elle appartient à la famille de Jupiter. Des observations plus précises montrent alors que la comète s'est fragmentée en une vingtaine de morceaux. A son dernier passage au voisinage de Jupiter (juillet 1992), elle aurait atteint la limite de roche et les forces de marée de la planète ont été suffisamment fortes pour détruire sa cohésion et la briser en une vingtaine de morceaux. On calcule que cette comète entrera en collision avec Jupiter vers le 25 juillet 1994.

Pendant une semaine environ, les différents morceaux de SL9 tombent successivement sur Jupiter, entraînant des explosions d'intensités différentes. La fréquence de collisions d'une comète telle que SL9 sur Jupiter est de l'odre de une tous les 500 à 6000 ans selon différentes études. On peut donc aisément considérer la chute de la comète SL9 sur Jupiter comme l'IMPACT DU XX SIECLE ! Par ailleurs, la comète Brooks 2 en 1886 est passée à environ 70 000 km de la surface de Jupiter. Cette comète s'est brisée en 2 morceaux mais n'est pas tombée sur Jupiter comme la comète SL9.

Image de la comète Shoemaker-Levy 9 prise le 17 mai 1994 par la caméra du HST. La largeur de l'image correspond à environ un million de km soit 3 trois la distance Terre-Lune.

Crédit : H.A. Weaver, T. E. Smith (Space Telescope Science Institute) et NASA

Famille Kreutz

Le groupe de comètes dont le périhélie est inférieur à 0,01 UA appartient à la famille Kreutz. Ces comètes passent tellement près du Soleil au périhélie qu'elles peuvent tomber sur le Soleil dont le rayon est d'environ 0.0023 UA. On estime à environ 50 000 comètes appartenant à la famille de Kreutz.

Le diamètre de ces comètes (difficile à mesurer) semble être assez petit (environ quelques dizaines de mètres). La comète Ikeya-Seki est un exemple d'une comète brillante de cette famille. Cependant il est assez difficile d'observer ces comètes à cause de leur proximité du Soleil. Le satellite SOHO qui étudie le Soleil, a des instruments assez adaptés pour observer ces comètes.

Image de la comète C/1998 K10 avec le satellite SOHO juste avant de plonger dans le Soleil.

Crédit : NASA/SOHO

La comète Linear S4

La comète Linear S4 était une nouvelle comète provenant du nuage de Oort. A son dernier passage en juillet 2000, son périhélie était à environ 0,76 UA du Soleil. Cette comète d'environ 500 m de diamètre a eu une augmentation de son activé entre le 18 et le 23 juillet 2000, impliquant une fragmentation progressive de son noyau en une vingtaine de petits morceaux de 50 à 120 m de diamètre.

On pense que l'augmentation de l'activité cométaire juste avant le périhélie due à la proximité du Soleil et la rotation du noyau sont à l'origine de la destruction de la comète Linear S4. Cependant, les raisons exactes de cette désintégration sont encore mal comprises. Malgré tout, il apparaît clairement que les comètes peuvent être de nature très "friable".

Image de la comète Linear S4 prise le 5 août 2000 à partir du HST, environ 2 semaines après le début de la fragmentation de la comète. Cette image montre une multitude de petits fragments cométaires à la place d'un seul noyau.

Crédit : H.A. Weaver - NASA/HST

17P Holmes

Une autre comète de la famille de Jupiter s'est parée d'une célébrité récente. Il s'agit de 17P Holmes, découverte par l'astronome du même nom en 1892. Cette comète est maintenant très connue pour son activité évènementielle d'octobre 2007, où sa luminosité a brutalement augmenté de 15 ordres de grandeur (soit 1 million de milliards de fois !), passant de la magnitude 17 à 2,8. Elle est ainsi devenue visible à l'oeil nu, prenant l'apparence d'une étoile jaune brillante. L'origine de cet éclat provient vraisemblablement d'un dégazage soudain lié à son passage au plus près du Soleil en mai 2007, peut-être lié à son fractionnement. La taille visible de la chevelure cométaire a ainsi augmenté considérablement pour atteindre la dimension apparente de Jupiter.