Le système solaire Claude Bergemer Mémoire de DU «Structuration de l Univers»
Comment se présente notre système Théories de Kant et de Laplace ; ajouts du XIXe siècle Théories actuelles Les autres systèmes La vie existe-t-elle ailleurs?
Deep Field 1 CFHT
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Le Soleil à différentes longueurs d onde De la plus grande à la plus petite longueur d onde : -Infrarouge -Visible -Ultraviolet - Rayonnement X
Les planètes telluriques Les planètes joviennes Les planètes sont à l échelle dans leur groupe, mais les groupes ne le sont pas entre eux.
Planètes naines et petits corps du système solaire Une planète est un corps qui : - est en orbite autour du Soleil ; - a une masse suffisante pour que sa gravité l emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique ; - a éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche. (Union Astronomique Internationale, 24 août 2006) Objets classiques de la ceinture de Kuiper («cubewanos», en référence à (15760)1992QB1) : (20000) Varuna, (50000) Quaoar ; leurs orbites sont presque circulaires. Plutinos : (134340) Pluton, (90482) Orcus, (28978) Ixion ; ils sont en résonance 2:3 avec Neptune. Objets épars : (136199) Eris, (90377) Sedna ; leurs orbites sont fortement excentriques.
Le système de Kant - A l origine, la matière, sous la forme de ses éléments primitifs, occupe l espace tout en étant au repos. - Les éléments les plus denses attirent à eux les autres (attraction newtonienne) ; ainsi naissent d abord les étoiles, initialement immobiles. - Sous l action de forces intérieures, les étoiles vont se mettre à tourner. Les particules les plus denses tendent à tomber vers le centre, subissant des déviations en raison de la répulsion qu elles exercent les unes sur les autres ; elles prennent des trajectoires tourbillonnaires dans tous les sens, mais après un certain temps ne subsistent que des mouvements circulaires, parallèles et de même sens. - Une partie de la matière est ainsi en rotation, à distance constance du centre par équilibre entre la force centrifuge et la force de chute : c est le disque. - La majeure partie de la matière, contrainte au repos par les chocs, tombe directement vers le centre, où elle forme le Soleil. - Les mêmes causes continuent à agir dans le disque, occasionnant la formation des planètes.
Le système de Laplace - La nébuleuse originelle est un globe de gaz incandescent, en rotation autour d un axe passant par son centre de masse. - La concentration de cette nébuleuse provoque le détachement d anneaux concentriques de son bord externe. Le noyau toujours incandescent de la nébuleuse est le Soleil, qui continue à irradier. - Les anneaux se condensent à leur tour, et les frottements entre molécules, accélérant les unes et retardant les autres, finissent par donner à toutes la même vitesse angulaire. Chaque anneau par la suite se sépare en plusieurs masses qui prennent une forme sphéroïdique ; les planètes sont nées. -Les divers accidents qui n ont pas manqué de se produire au cours de cette formation expliquent l excentricité et l inclinaison des orbites planétaires. - Les satellites se sont formés de la même manière, la planète jouant le rôle d astre central dans chaque microsystème.
Au XIXe siècle -Origine du rayonnement solaire : Non expliquée par Kant et Laplace ; Chute incessante de comètes sur le Soleil (Buffon) ; 0,3 g de matière par mètre carré et par seconde suffisent, mais la masse du Soleil devrait augmenter et la révolution de la Terre devrait s accélérer ; Contraction du Soleil (75 m par an en diamètre) donne un âge de 18 millions d années : les géologues de l époque donnent au moins 500 millions d années à la Terre. Des théories ingénieuses de collisions de masses gazeuses ont été élaborées ; certains ont même imaginé que le Soleil était plus jeune que la Terre. Il a manqué aux savants du XIXe siècle la compréhension des phénomènes radioactifs pour expliquer à la fois la débauche d énergie du Soleil et sa longévité.
Les grandes étapes de la formation du système solaire A. Un nuage de gaz commence à s effondrer sur lui-même. B. Sa vitesse de rotation augmente au fur et à mesure qu il se contracte, et il prend la forme d un disque. C. Le Soleil se forme au centre, alors que les planètes accrètent de plus en plus de matière. D. Les poussières et le gaz sont épuisés, le système solaire est formé.
Naissance de la protoétoile sous la forme d un globule de Bok. Le centre devient de plus en plus dense et de plus en plus chaud, quoique sombre encore. (ci-contre à gauche) La protoétoile entre dans sa phase T Tauri. Elle brille maintenant, mais encore sous l action des forces gravitationnelles ; elle n a pas encore atteint la température et la densité nécessaires au démarrage des réactions nucléaires. (ci-contre à droite)
Les poussières s agglomèrent pour former des planétésimaux. Ceux-ci continuent à grossir en collectant toujours plus de matière. Collision après collision, les plus gros planétésimaux absorbent petit à petit la matière présente autour d eux pour former des planètes.
Une planète gazeuse s est formée par accrétion autour d un noyau solide, laissant un sillon dans le disque.
Hypothèses actuelles Formation des planètes gazeuses Par instabilité gravitationnelle : -Formation ressemblant à celle d une étoile ; -Un disque massif s effondre et se fragmente en corps de masse comparable à Jupiter. Cœur solide : - Noyau de silicates et de glace formé par accrétion ; -Quand le noyau atteint 10 à 15 masses terrestres, l accrétion devient exponentielle et la protoplanète devient une géante gazeuse. Modèle de Nice Quelques millions d années après la formation Jupiter et Saturne, en raison de leur configuration, échappent à la migration vers le Soleil. Après 10 millions d années Les quatre géantes sont plus serrées qu aujourd hui : entre 5,5 et 15 UA, au lieu de 5,2 à 19UA. De 10 à 700 millions d années Les géantes dévient de nombreuses comètes ; Uranus, Neptune et Saturne les envoient vers l intérieur, et donc sont elles-mêmes déplacées vers l extérieur. C est l inverse pour Jupiter. A partir de 700 millions d années Saturne et Jupiter sont en résonance, et envoient massivement vers le centre les comètes et astéroïdes que leur transmettent Neptune et Uranus : ce serait la raison du «bombardement massif tardif». Plus tard, le bombardement cesse et le système prend sa forme actuelle.
La découverte des systèmes extrasolaires 1963 : Van de Kamp annonce la présence d une planète autour de l étoile de Barnard, puis d une deuxième en 1969. Malheureusement, il s agit d une erreur, mais la course est lancée 2000 : le télescope spatial Hubble observe 35000 étoiles de l amas 47 Tucanae ; il ne détecte aucune planète. 1984 : découverte d un disque «de débris» autour de beta Pictoris. 1992 : Aleksander Wolszczan, observant avec le grand radiotélescope d Arecibo, détecte deux planètes autour du pulsar PSR 1257+12. En 1994, il en trouve une troisième. En toute justice, c est lui qui devrait être reconnu comme le premier découvreur d exoplanètes! 1995 : Michel Mayor et Didier Queloz, observant au télescope de 1,93 m de l OHP, détectent au spectrographe Elodie une planète autour de l étoile 51 Pegasi, qui est un astre semblable au Soleil. 2006 : Hubble se tourne cette fois vers le centre de la Galaxie, et examine 180000 étoiles. Cette campagne, nommée SWEEPS, identifie 16 étoiles hébergeant des planètes. 2008 : au mois de Mai, on recense 287 planètes hors de notre propre système ; de tailles diverses, elles évoluent autour de toutes sortes d astres : étoiles de tous types, étoiles doubles, naines brunes, pulsars
Découverte de 51 Pegasi b Michel Mayor et Didier Queloz, avec l aide d Elodie mais pas celle-ci! celle-là découvrent 51 Pegasi b.
Des planètes gazeuses si proches de leur étoile? La majorité des planètes détectées se range dans la catégorie des «Jupiter chauds», c est-à-dire d astres d une masse comparable à celle de Jupiter, mais situés si près de leur étoile que la température qui y règne est très élevée. Il n est pas surprenant que nous détections préférentiellement ce genre d astres. La méthode des vitesses radiales privilégie la découverte d astres suffisamment massifs pour provoquer un déplacement détectable de l étoile, et à courte période (donc proches de l étoile en vertu de la troisième loi de Kepler) pour que le mouvement apparaisse en un délai assez court.
Des super-terre? Lorsqu on peut observer le passage d une planète devant son étoile, (méthode des transits) on a beaucoup plus de chances de déceler une petite planète. On détecte actuellement des astres d environ cinq masses terrestres. On a même décelé, grâce à l effet de lentille gravitationnelle, des exoplanètes très lointaines (26000 années-lumière avec Hubble programme SWEEPS : Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search).
La vie existe-t-elle sur les exoplanètes? Si l on s en tient aux observations actuelles, notre système semble bien particulier. On n a pas encore observé ailleurs la séquence «planètes telluriques-planètes gazeuses» que nous connaissons ici. Et si l on trouve un système de composition voisine du nôtre, cela suffit-il pour que la vie y ait prospéré? Après tout, et quelles qu aient pu être les conditions initiales, il n y a que sur la Terre que la vie se soit développée de manière explosive. Certains pensent que la présence de la Lune, très grosse par rapport à la Terre, aurait stabilisé celle-ci, favorisant ainsi l éclosion de la vie. Si tel est bien le cas, n oublions pas que la formation de la Lune est d origine catastrophique, et que si le phénomène a pu se produire ailleurs, il n est certainement pas banal. Rien ne permet d affirmer qu il n existe pas de vie hors de notre système ; mais il semble bien que les conditions pour que cette vie se développe soient assez draconiennes. Elle a pu apparaître partout ; mais l exemple de Mars dans notre propre système montre qu il s en faut de beaucoup qu elle ait pu partout se maintenir.
FIN
BIBLIOGRAPHIE Ouvrages : Les hypothèses cosmogoniques Examen des théories scientifiques modernes sur l origine des mondes, suivi de la traduction de la Théorie du Ciel, de Kant. Charles Wolf, 1886 Sur l origine du monde Théories cosmogoniques des anciens et des modernes Hervé Faye, 1881 Planètes extrasolaires Fabienne Casoli et Thérèse Encrenaz, 2005 Mondes Lointains A la recherche d autres systèmes solaires Claude Bertout, 2003 Astronomie Astrophysique 4e édition Agnès Acker, 2005 Articles : Wikipedia http://fr.wikipedia.org : le Soleil ; Kant ; Laplace Biographies. Comment le système solaire s est mis en place : les travaux d Aurélien Crida et d Alessandro Morbidelli (le modèle de Nice) Ciel & Espace, n 449 d Octobre 2007 Formation des planètes gazeuses : les travaux de Sébastien Charnoz www.aim.univ-paris7.fr/charnoz/homepage/systeme_solaire/ Les premiers pas d une planète : une planète précoce autour de HL Tauri Ciel & Espace, n 457 de juin 2008 Moisson de planètes extrasolaires Futura Sciences, 17 juin 2008 www.futurasciences.com