Titan fut découvert en 1655 par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, la première lune à avoir été découverte autour de Saturne.


Présentation de Titan

Titan est principalement composé de glace d'eau et de roches. Son épaisse atmosphère a empêché de déterminer sa surface avant l'arrivée de la mission Cassini-Huygens en 2004, laquelle a permis de découvrir des lacs d'hydrocarbures liquides dans les régions polaires du satellite. Du point de vue géologique, sa surface est jeune ; quelques montagnes ont été découvertes, ainsi que quelques cryovolcans éventuels, mais la surface de Titan demeure plate et lisse et peu decratères d'impact y ont été découverts.

L'atmosphère de Titan est composée à 98,4% de diazote et comporte 1,6% de nuages deméthane et d'éthane. Le climat — qui comprend des vents et de la pluie — crée sur la surface des caractéristiques similaires à celles trouvées sur Terre, telles des dunes et des côtes, et, comme sur la Terre, possède des saisons. Avec ses liquides (à la fois à la surface et sous la surface) et son épaisse atmosphère d'azote, Titan est perçu comme un analogue de la Terre primitive, à une température beaucoup plus basse. Le satellite a donc été cité comme un possible hébergeur de vie extraterrestre microbienne ou, au moins, comme un environnement prébiotique riche en chimie organique complexe. Certains chercheurs ont suggéré qu'un possible océan souterrain pourrait servir d'environnement favorable à la vie.

Dimensions de Titan

Titan mesure 5 150 km de diamètre. En comparaison, la planète Mercure mesure 4 879 km et la Lune 3 474 km, tandis que Mars mesure 6 780 km de diamètre. Avant l'arrivée de Voyager 1 en 1980, on pensait que Titan était légèrement plus grand que Ganymède (5 262 km de diamètre) et donc la plus grande lune du système solaire ; cette surestimation était provoquée par l'atmosphère dense et opaque de Titan, qui s'étend à plusieurs kilomètres au-dessus de sa surface et augmente son diamètre apparent. Titan est donc le deuxième plus grand satellite du système solaire, et le plus grand satellite de Saturne.

Structure interne de Titan

Le diamètre et la masse de Titan (et donc sa masse volumique) sont similaires à ceux des lunes galiléennes Ganymède et Callisto. Sur la base d'une masse volumique de 1,88 g∙cm3, Titan serait composé à moitié de glace d'eau et à moitié de roches (silicates et fer). Ces composés plus lourds sont très peu présents en surface où la glace est le composant principal de la croûte de Titan (phénomène dedifférenciation). Cette glace est majoritairement de la glace d'eau mais elle est probablement mélangée avec de la glace d'ammoniac (NH3) ainsi qu'avec des glaces d'hydrocarbures, principalement du méthane(CH4) et de l'éthane (C2H6).

Titan est très probablement différencié en plusieurs couches, avec un noyau rocheux de 3 400 km de diamètre entouré par plusieurs couches de différentes formes cristallines de glace. L'intérieur du satellite est peut-être toujours chaud et il est possible qu'une couche liquide d'eau et d'ammoniac existe entre la croûte de glace I et les couches de glaces plus internes. Un indice d'un tel océan a été découvert par la sonde Cassini sous la forme d'ondes radio à très basse fréquence dans l'atmosphère de Titan ; on pense que la surface du satellite est un mauvais réflecteur de ce type d'ondes, lesquelles sont plutôt réfléchies par la transition liquide-glace d'un océan interne. Cassini a également noté que les caractéristiques de la surface se sont déplacées jusqu'à 30 km entre octobre 2005 et mai 2007, ce qui suggère que la croûte est séparée de l'intérieur de la lune, une indice supplémentaire quant à l'existence d'un océan interne.

Atmosphère de Titan

Titan est le seul satellite du système solaire possédant une atmosphère suffisamment développée ; les autres satellites n'ont au mieux que des traces de gaz. La taille de l'atmosphère de Titan serait comprise entre 200 km et 880 km (sur Terre, 99,999% de la masse de l'atmosphère réside en-dessous de 100 km d'altitude). Elle est opaque sur de nombreuses longueurs d'onde et interdit d'obtenir un spectre deréflectance complet de la surface depuis l'extérieur.

L'existence d'une atmosphère fut découverte par Gerard P. Kuiper en 1944 par spectroscopie et estima lapression partielle de méthane de l'ordre de 10 kPa. Les observations des sondes Voyager montrèrent que la pression à la surface du satellite dépassait une fois et demi celle de la Terre. L'atmosphère comporte des couches de brouillard opaques qui bloquent la majorité de la lumière du soleil. La sonde Huygens fut incapable de détecter la direction de celui-ci pendant sa descente et, bien qu'elle réussit à prendre des images de la surface, l'équipe de la sonde a décrit le processus comme « photographier un parking recouvert d'asphalte au crépuscule ».

La température moyenne de l'atmosphère est de 94 K (-179 °C) ; elle atteint un minimum de 72 K (-201 °C) au niveau de la tropopause (à une altitude de 40 km).

Titan est à une distance de 1 222 000 km de Saturne (20,2 rayons saturniens).

Composition de Titan

L'atmosphère de Titan est composée à 98,4% d'azote — la seule atmosphère dense riche en azote du système solaire en dehors de la Terre —, les 1,6% restants étant composés de méthane et de traces d'autres gaz comme des hydrocarbures (dont l'éthane, le diacétylène, leméthylacétylène, l'acétylène, le propane, le cyanoacétylène et le cyanure d'hydrogène), du dioxyde de carbone, du monoxyde de carbone, ducyanogène, de l'argon et de l'hélium.

On pense que les hydrocarbures forment la haute atmosphère, provenant de réactions de dissociation du méthane par la lumière ultraviolette du soleil, produisant un épais smog orangé. Titan n'a aucun champ magnétique et orbite parfois en dehors de la magnétosphère de Saturne, l'exposant directement au vent solaire. Il est possible que certaines molécules soient ionisées et emportées en dehors de la haute atmosphère. En novembre 2007, des scientifiques ont découvert des anions lourds dans l'ionosphère de Titan et on pense qu'ils tombent vers les régions plus basses pour former le brouillard orange qui obscurcit la surface du satellite. Leur structure n'est pas connue, mais il pourrait s'agir de tholins, et ils pourraient former les bases de molécules plus complexes, comme les hydrocarbures aromatiques polycycliques. Ces résidus atmosphériques pourraient avoir formé des couches plus ou moins épaisses et ainsi recouvrir certaines parties de la surface de Titan d'une sorte de goudron. Les traces d'écoulement observées par la mission Cassini-Huygens sont bien plus sombres que le matériau sur lequel elles serpentent. Il est probable qu'elles sont recouvertes de tholins amenés par les pluies d'hydrocarbures liquides qui lessivent les parties apparaissant plus claires.

Origine de Titan

L'énergie solaire aurait dû avoir converti l'intégralité du méthane de l'atmosphère en hydrocarbures en 50 millions d'années, une durée relativement brêve à l'échelle du système solaire. En effet, les molécules de méthane ont tendance à remonter progressivement vers le haut de l'atmosphère où elles sont soumises au rayonnement solaire. Ceci a pour effet de les transformer en molécules plus complexes et donc plus lourdes qui retombent et sédimentent à la surface. Étant donné les conditions de température et de pression à la surface de Titan, aucun moyen physique ou chimique ne permet la retransformation de ces composés organiques en méthane. En l'absence d'une autre source, celui-ci est donc irréversiblement détruit à une vitesse suffisante et la quantité actuelle de méthane dans l'atmosphère de Titan devrait être quasiment nulle.

Il doit donc exister un réservoir de méthane sur ou dans Titan permettant de réalimenter l'atmosphère. Celle-ci comporte plus de mille fois plus de méthane que de monoxyde de carbone, ce qui semble exclure une contribution significative de la part d'impacts cométaires, les comètesétant composées de plus de monoxyde de carbone que de méthane. C'est cette constatation qui est à l'origine de l'hypothèse apparue dans les années 1970 selon laquelle des réserves de méthane liquide seraient présentes à la surface ou sous la surface de Titan.

Il est également improbable que l'atmosphère de Titan date de l'origine du système saturnien, au moment de sa formation : si c'était le cas, elle contiendrait des éléments en abondance similaire à la nébuleuse solaire, y compris de l'hydrogène et du néon. Il n'a pas été exclu que le méthane soit d'origine biologique.

Vents de Titan

La circulation atmosphérique suit la direction de la rotation de Titan, d'ouest en est. Les observations de l'atmosphère effectuées par Cassinien 2004 suggèrent que l'atmosphère tourne plus rapidement que la surface.

Ionosphère de Titan

L'ionosphère de Titan est plus complexe que celle de la Terre. La partie principale se situe à 1 200 km d'altitude, mais une couche additionnelle de particules chargées existe à 63 km d'altitude. L'atmosphère de Titan est donc en quelque sorte donc séparée en deux chambres résonnantes aux ondes radio distinctes. Titan émet des ondes à très basse fréquence dont l'origine n'est pas connue, car il ne semble pas y avoir d'activité orageuse intense.

Surface de Titan

La surface de Titan a été décrite comme « complexe, produite par des fluides et géologiquement jeune ». La sonde Cassini a utilisé un altimètre radar et un radar à synthèse d'ouverture pour cartographier certaines zones de Titan pendant ses survols. Les premières images révélèrent une géologie diversifiées, avec des régions lisses et d'autres irrégulières. Certaines zones semblent d'origine volcanique, probablement liées à un dégorgement d'eau mélangée à de l'ammoniac. Certaines zones semblent créées par des particules poussées par le vent. Globalement, la surface est relativement plate, les quelques objets ressemblant à des cratères d'impact semblent avoir été remplis, peut-être par des pluies d'hydrocarbures ou des volcans. L'altimétrie radar suggère que les variations d'altitude sont faibles, typiquement de l'ordre de 150 m. Certaines zones atteignent cependant jusqu'à 500 m de dénivelé et Titan possède des montagnes, certaines hautes de plusieurs centaines de mètres, jusqu'à plus d'un kilomètre.

La surface de Titan est marquée par de grandes régions de terrain clair ou foncé. Parmi celles-ci, Xanadu, une zone équatoriale réfléchissante de la taille de l'Australie. Elle fut identifiée dans des images prises dans l'infrarouge par le télescope spatial Hubble en 1994 puis observée par la suite par la sonde Cassini. Cette région est remplie de collines et parcourue de vallées et de gouffres. Elle est traversée par endroit par des lignes sombres sinueuses ressemblant à des crêtes ou des crevasses. Elle pourraient être d'origine tectonique et indiquer que Xanadu est une zone géologiquement jeune. Il pourrait également s'agir de canaux d'origine liquide, suggérant au contraire un terrain ancien érodé par des ruisseaux. Des zones sombres de taille similaires existent ailleurs sur la lune et ont été observées depuis l'espace et le sol ; il a été supposé qu'il s'agit de lacs de méthane et d'éthane, mais les observations de Cassini semblent indiquer que ce n'est pas le cas.

Le module Huygens toucha terre à l'est de la région nommée Adiri et photographia des collines pâles traversées de « rivières » sombres se dirigeant vers une plaine également sombre. Ces collines seraient composées de glace d'eau. Des composés organiques sombres, créés dans la haute atmosphère de Titan par le rayonnement ultraviolet du soleil, pourraient pleuvoir sur ces montagnes. Ils seraient ensuite lessivés par la pluie de méthane et déposés sur les plaines.

Après son atterrissage, Huygens photographia une plaine sombre couverte de petits rochers et cailloux, composés de glace d'eau. Des signes d'érosion sont visibles à la base des rochers, indiquant une possible activité fluviale. La surface est plus sombre que prévue et est composée d'un mélange d'eau et de glace d'hydrocarbures. Le « sol » visible dans les images prises par la sonde pourrait s'être formé par précipitation d'hydrocarbures.

Il est possible que des régions de la surface de Titan soient recouvertes d'une couche de tholins, mais ce point n'est pas confirmé.

Liquides sur Titan

Les conditions de température et de pression à la surface de Titan permettent au méthane et à l'éthaned'exister sous forme liquide. La présence de méthane liquide à la surface permettrait d'expliquer la grande quantité de méthane dans l'atmosphère. Cette hypothèse a vu le jour lorsque les planétologues se sont rendu compte du phénomène de destruction du méthane atmosphérique, au cours des années 1970. L'hypothèse d'un océan global d'hydrocarbures a même été envisagée mais les premières observations de la surface de Titan en infrarouge et en ondes radio depuis la Terre ont réfuté cette possibilité. Les sondesVoyager ont montré que l'atmosphère de titan était compatible avec l'existence de liquides, mais une preuve directe ne fut pas obtenue avant 1995, lorsque des données d'Hubble et d'autres observations suggérèrent l'existence de méthane liquide sur Titan, soit sous forme de poches disjointes ou de mers de la taille d'océans.

La mission Cassini confirma cette dernière hypothèse, mais pas immédiatement. Lorsque la sonde arriva dans le système de Saturne en 2004, on espérait que des lacs d'hydocarbures seraient détectables par la réflection du soleil à leur surface, mais aucune réflexion spéculaire ne fut observée au début. Au pôle sud, une zone sombre nommée Ontario Lacus fut le premier lac potentiel identifié, probablement créé par les nuages qui se concentrent dans cet endroit. Une côte possible fut également observée au pôle par imagerie radar. À la suite du survol du 22 juillet 2006, Cassini imagea les latitudes nord du satellite et mit en évidence de grandes zones lisses (et donc sombres au radar) qui constellaient la surface près du pôle. Sur la base de ces observations, l'existence de lacs remplis de méthane fut confirmée à la surface de Titan en janvier 2007. L'équipe de Cassini–Huygens conclut que les régions imagées étaient selon toute vraisemblance des lacs d'hydrocarbures, les premières étendues de liquide stables découvertes en dehors de la Terre. Certaines semblent posséder des canaux associés avec du liquide et gisent dans des dépressions topographiques.

Cratères sur Titan

Cassini découvrit peu de cratères d'impact à la surface de Titan, suggérant une surface jeune. Parmi les cratères découverts, Menrva, un bassin de 440 km de diamètre à plusieurs anneaux, Sinlap, un cratère à fond plat de 80 km de diamètre et Ksa, un cratère de 30 km de large possédant un pic central et un plancher sombre. Cassini mit également en évidence des « cratériformes », des objets circulaires à la surface de Titan qui pourraient être liés à un impact, mais ne possèdent pas certaines caractéristiques qui rendraient leur identification certaine. Par exemple, un anneau de matériau clair de 90 km de diamètre nommé Guabonito : cette zone pourraient être un cratère rempli de sédiments sombres. D'autres zones similaires ont été observées dans les régions sombres Shangri-la et Aaru. D'autres objets circulaires furent également observés par Cassini dans la région claire nommée Xanadu lors du survol du 30 avril 2006.

Des modèles de trajectoires et d'angles d'impact réalisés avant Cassini suggèrent que lors d'un impact avec la croûte d'eau glacée, une petite partie des éjectas reste à l'état liquide dans le cratère. Elle pourrait demeurer liquide pendant plusieurs siècles, une durée suffisante pour la synthèse de molécules précurseurs à l'apparition de la vie. L'atmosphère de Titan pourrait également jouer un rôle de bouclier en divisant par deux le nombre de cratères à sa surface.

Cryovolcanisme et montagnes sur Titan

Titan est sujette au cryovolcanisme. De l'argon-40 a été détecté dans l'atmosphère et indique des volcans recrachent des panaches d'une « lave » d'eau et d'ammoniac. Cassini a détecté des émissions de méthane provenant d'un cryovolcan et on pense désormais que le volcanisme est une source significative du méthane de l'atmosphère. L'un des premiers objets imagés par Cassini, Ganesa Macula, ressemble à certains volcans de Vénus et est suspectée d'être d'origine cryovolcanique.

La pression nécessaire pour alimenter les cryovolcans pourrait être causée par la couche externe de glace de Titan. La glace, surplombant une couche de sulfate d'ammonium liquide, pourrait flotter vers le haut et ce système instable pourrait produire des épanchements brutaux. Des grains de glace et de la cendre de sulfate d'ammonium feraient surface de cette façon.

Une chaîne de montagnes mesurant 150 km de long, 30 km de large et 1,5 km de haut a été découverte par Cassini en 2006. Cette chaîne est située dans l'hémisphère sud et serait composée de matériau glacé recouvert d'une glace de méthane. Le mouvement des plaques tectoniques, peut-être influencé par un bassin d'impact proche, pourrait avoir ouvert une brèche à travers lequel le matériau est remonté.

Dunes sur Titan

Sur les premières images de la surface de Titan prises depuis la Terre au début des années 2000, de grandes régions sombres étaient mises en évidence à cheval sur l'équateur. Avant l'arrivée de Cassini, on pensait que ces régions étaient des mers de matière organique, comme du goudron ou des hydrocarbures liquides. Les images radar prises par Cassini ont révélé que certaines de ces régions sont de grandes plaines recouvertes de dunes, certaines mesurant jusqu'à 330 mètres de haut. Des dunes de ce types seraient formées par des vents modérément variables qui soufflent dans une direction moyenne ou alternent entre deux directions distinctes. Dans le cas de Titan, des vents zonaux constants se combineraient avec des vents de marées variables. Les vents de marée résultent des forces de marée de Saturne sur l'atmosphère de Titan, lesquelles sont 400 fois plus importantes que celles de la Lune sur la Terre et tendent à conduire le vent vers l'équateur. Ces motifs de vent conduisent les dunes à se former sur de longues lignes parallèles alignées d'ouest en est. Ces dunes se brisent autour des montagnes, où la direction du vent se modifie. Selon Athena Coustenis de l'observatoire de Paris-Meudon, ces dunes seraient au contraire formées de poussières dont la densité est bien moindre que sur Terre, où les grains de sable sont formés de silice. Des vents réguliers de faible puissance suffiraient donc à mettre les sables titaniens en mouvement.

Le sable sur Titan pourrait s'être formé lorsque du méthane liquide s'est écoulé et a érodé le substrat de glace, peut-être sous la forme de crues. Il pourrait également provenir de solides organiques produit lors de réactions photochimiques dans l'atmosphère du satellite.


Orbite de Titan

Titan orbite autour de Saturne en 15 jours et 22 heures. Comme la Lune et de nombreux autres satellites des géantes gazeuses, sa période orbitale est identique à sa période de rotation : Titan est donc enrotation synchrone avec Saturne. Son excentricité orbitale atteint 0,0288 et son inclinaison 0,348° par rapport à l'équateur de Saturne. Titan est situé à 1,2 millions de km de Saturne (20 rayons saturniens), le 20e satellite confirmé en partant du centre de la planète, le sixième des sept satellites de la planète suffisamment grands pour posséder une forme sphérique (seul Japet est plus externe).

Les orbites de Titan et Hypérion — un petit satellite irrégulier — sont en résonance 3:4 : Titan effectue quatre orbites autour de Saturne quand Hypérion en complète trois. Sur la base des modèles de formation du système saturnien, Hypérion se serait probablement formé dans cet îlot de stabilité orbitale, Titan ayant absorbé ou éjecté les objets situés en dehors.

Climat de Titan

La température à la surface de Titan est d'environ 94 K (−179 °C). À cette température, la glace d'eau ne se sublime pas et l'atmosphère est presque entièrement dénuée de vapeur d'eau. Le brouillard de l'atmosphère contribue à un contre-effet de serre en réfléchissant la lumière du soleil : la surface de Titan est nettement plus froide que sa haute atmosphère. Les nuages de Titan, probablement composés de méthane, d'éthane ou autres composés organiques simples, sont épars et variables et ponctuent l'ensemble du brouillard. Ce méthane atmosphérique crée quant à lui un effet de serre, sans lequel la surface de Titan serait encore plus froide. Les données de la sonde Huygens indiquent qu'il pleut périodiquement du méthane liquide ainsi que d'autres composés organiques depuis l'atmosphère jusqu'à la surface de la lune. En octobre 2007, des observateurs ont noté une augmentation de l'opacité apparente des nuages au-dessus de la région équatoriale de Xanadu, suggérant une « bruine de méthane », bien qu'il n'y ait aucune preuve directe de pluie.

Découverte de Titan

Titan fut découvert par l'astronome hollandais Christiaan Huygens, le 25 mars 1655. Huygens était inspiré par les découvertes des quatre satellites de Jupiter par Galilée en 1610 à l'aide d'un télescope. Huygens contribua lui-même à certaines avancées dans le domaine des télescopes. Il découvrit Titan lorsqu'en cherchant à étudier les anneaux de Saturne (dont la nature n'était alors pas connue), il observa un point lumineux. Huygens publia sa découverte la même année dans l'ouvrage De Saturni Luna Observatio Nova.

Huygens nomma sa découverte simplement Saturni Luna (ou Luna Saturni), du latin pour « lune de Saturne ». Lorsque que Jean-Dominique Cassini découvrit quatre autres satellites de Saturne entre 1673 et 1686, les astronomes prirent l'habitude d'appeler les cinq corps de Saturne I à Saturne V, Titan recevant le plus souvent la quatrième position. Titan fut officiellement numéroté « Saturne IV » lorsque la numérotation fut gelée après 1789.

Ce n'est qu'en 1847 que John Herschel, fils de William Herschel (découvreur de Mimas et Encelade en1789), proposa que les désignations numériques soient remplacées par les noms de Titans, frères et sœurs de Cronos (équivalent de Saturne dans la mythologie grecque).

Actu-One a écrit:

Je croit que c'est a cause de la ceinture d'orion que les hommes ne peuvent s'y rendre,ils en mouraient rapidement,enfin la science a progresser et pourtant personne n'est capable d'y retourner,alors les videos en noir et blanc de la conquête de la lune je n'y croit pas..^^

Idem, je n'y crois pas non plus. Si vraiment le voyage lunaire avait été possible, l'homme y serai retourné depuis longtemps au moins une fois, pour voir l'évolution de notre Lune. A ce jour, un unique voyage et plus rien. De plus, j'ai vu un reportage et des détails sont assez troublants comme par exemple, on retrouve un cratère lunaire identique à un autre, se trouvant à la Zone 51... Endroit ou bien sur, il est interdit au monde d'y pénétrer et meme aux avions de survoler ... Drole de coincidence ...

7e planète en partant du soleil, située au-delà de Saturne. Elle a été découverte par W. Herschel en 1781.

Uranus possède une épaisse atmosphère d'hydrogène, d'hélium et de méthane ; elle est entourée de fins anneaux de matière sombre. Le méthane présent dans son atmosphère donne à Uranus une couleur bleu-verdâtre.


Présentation de la planète Uranus

Uranus est une géante gazeuse et la 7e planète du système solaire. C’est la 3e de par la taille et la 4e plus massive. Elle doit son nom à la divinité grecque du ciel, Uranus (Οὐρανός), le père de Cronos (Saturne) et grand-père de Zeus (Jupiter). Uranus est la première planète découverte à l’époque moderne. Bien que visible à l’œil nu comme les 5 planètes classiques, son caractère planétaire ne fut jamais identifié en raison de son faible éclat, étant à la limite de visibilité (mag. ~6). William Herschel annonce sa découverte le 13 mars 1781, élargissant les frontières connues du système solaire pour la première fois à l’époque moderne. Uranus est la première planète découverte à l’aide d’un télescope.

Uranus et Neptune ont des compositions internes et atmosphériques différentes de celles des deux plus grandes géantes gazeuses : Jupiter et Saturne. Les astronomes les placent donc parfois dans une catégorie différente, celle des géantes glacées ou des sous-géantes.
L’atmosphère d’Uranus, bien que composée principalement d’hydrogène et d’hélium, contient une proportion plus importante de glaces d’eau, d’ammoniac et de méthane, ainsi que les traces habituelles d’hydrocarbures. Uranus est la planète du système solaire dont l’atmosphère est la plus froide, sa température minimale étant de 49 K (-224°C), à la tropopause (vers 56 km d'altitude et 0,1 bar). Elle a une structure nuageuse complexe : les nuages des couches les plus basses seraient constitués d’eau, ceux des couches les plus élevées, de méthane.

À l’instar des autres géantes gazeuses, Uranus a un système d’anneaux, une magnétosphère et de nombreux satellites naturels. Le système uranien est unique dans le système solaire car son axe de rotation est pratiquement dans son plan de révolution autour du soleil ; les pôles nord et sud sont situés où les autres planètes ont leur équateur. En 1986, les images de Voyager 2 ont montré Uranus comme une planète sans caractéristique particulière en lumière visible, sans couches nuageuses ou tempêtes existant sur les autres planètes gazeuses. Cette visite de la sonde se produisit près du solstice, l'hémisphère éclairé était alors principalement son hémisphère austral.
Cependant, les observateurs terrestres ainsi que le télescope spatial Hubble, ont depuis constaté des signes de changements saisonniers et une augmentation de l’activité météorologique ces dernières années, Uranus approchant alors de son équinoxe, qu'il a atteint en décembre 2007. Le vent à la surface d’Uranus peut atteindre une vitesse de 250 m/s.


Orbite et rotation de la planète Uranus

La période de révolution d’Uranus autour du soleil est de 84 années terrestres. Sa distance moyenne au soleil est d’environ 3 milliards de kilomètres. L’intensité du flux solaire sur Uranus est d’environ 1/400e celui reçu par la Terre.

Les paramètres orbitaux d’Uranus furent calculés pour la première fois par Pierre-Simon Laplace en 1783. Avec le temps, des différences apparurent entre les orbites prédite et calculée. En 1841, John Couch Adams émit l’hypothèse qu’une planète inconnue serait la cause des perturbations constatées. En 1845, Urbain Le Verrier commença indépendamment ses travaux afin d’expliquer l’orbite d’Uranus. Le 23 septembre 1846, Johann Gottfried Galle identifia une nouvelle planète (qui sera plus tard nommée Neptune) à une position très proche de celle prédite par Le Verrier.

La période de rotation des couches intérieures d’Uranus est de 17 heures et 14 minutes. Cependant, la haute atmosphère d’Uranus est le théâtre de vents très violents dans la direction de rotation, comme pour toutes les géantes gazeuses. Par conséquent, à certaines latitudes, par exemple vers 60° de latitude, des parties visibles de son atmosphère se déplacent beaucoup plus vite et effectuent une rotation complète en un peu moins de 14 heures.

Inclinaison de l'axe de rotation de la planète Uranus


À la différence de toutes les autres planètes du système solaire, Uranus est très fortement inclinée sur son axe puisque celui-ci est quasiment parallèle à son plan orbital. Elle roule pour ainsi dire sur son orbite et présente alternativement son pôlenord, puis son pôle sud au soleil (même si la désignation de nord ou de sud est assez délicate dans ce cas précis).

Au moment du survol de la planète par Voyager 2 en 1986, le pôle sud d’Uranus était orienté presque directement vers le soleil. On peut dire qu’Uranus a une inclinaison légèrement supérieure à 90° ou bien que son axe a une inclinaison légèrement inférieure à 90° et qu’elle tourne alors sur elle-même dans le sens rétrograde. Ces deux descriptions sont équivalentes d’un point de vue physique mais il en résulte une définition différente du pôle nord et du pôle sud.

Une des conséquences de cette orientation est que les régions polaires reçoivent plus d’énergie du soleil que les régions équatoriales. Néanmoins, Uranus reste plus chaude à son équateur qu’à ses pôles. Le mécanisme qui en est la cause reste encore inconnu. Aucune théorie n’a à l’heure actuelle réussi à expliquer cette inclinaison sans faire appel à une collision cataclysmique avec un autre corps, pendant sa formation peut-être. Il semblerait également que l’importante inclinaison d’Uranus entraine des variations saisonnières extrêmes dans son climat.

Composition interne et atmosphère de la planète Uranus

Composition interne

Uranus est une planète géante gazeuse, comme Jupiter, Saturne et Neptune. Même si la composition interne d’Uranus est peu connue, il est certain que sa structure est différente de celle de Jupiter et Saturne. En théorie, elle serait composée d’un noyau solide de silicates et de ferd’environ 7 500 km de diamètre, entouré d’un manteau composé de nuages d’hydrogène moléculaire, d’hélium, de méthane et d’ammoniac sur une épaisseur de 10 000 km, puis d’une couche superficielle d’hydrogène et d’hélium liquide, épaisse d’environ 7 600 km qui se fond graduellement dans l’atmosphère. À la différence de Jupiter et Saturne, Uranus n’est pas assez massive pour que l’hydrogène existe à l’état métallique autour du noyau.

Cependant, les données recueillies par la sonde Voyager 2 ainsi que certaines expériences de laboratoire remettent en question l’existence d’un noyau solide. Il est possible au contraire que les matériaux soient plus ou moins uniformément distribués à l’intérieur d’Uranus.


Atmosphère

L’atmosphère d’Uranus est composée principalement de dihydrogène (H2) à 83 %, d’hélium (He) à 15 %, de méthane (CH4) et d’ammoniac(NH3). Cette atmosphère occuperait près de 30 % du rayon de la planète, soit 7 500 km.

La couleur bleu-vert d’Uranus est due à la présence de méthane dans l’atmosphère, qui absorbe principalement le rouge et l’infrarouge.

Des nuages ont été détectés en haute altitude et se déplaceraient d’est en ouest entre 40 et 160 m/s. Des mesures ont révélé également des vents soufflant à 100 km/h dans le sens contraire au niveau de l’équateur.

Champ magnétique de la planète Uranus

Le champ magnétique d’Uranus est à peu près de la même intensité que le champ magnétique terrestre. En revanche, il est incliné de 59° par rapport à son axe de rotation. Il trouve probablement son origine, comme celui de toutes les autres planètes, dans un effet dynamo lié à la rotation rapide des couches internes fluides. Il est possible que cette inclinaison résulte de la combinaison d’un champ magnétique « fossile », résidu de la nébuleuse solaire à partir de laquelle s’est formé le système solaire, et de l’effet dynamo actuel.

Anneaux planétaires d'Uranus


Uranus possède au moins 13 anneaux principaux. Cinq ont été découverts en 1977grâce aux observations d’occultations d’étoiles par Uranus. Six autres furent observés par Voyager 2 entre 1985 et 1986. Les deux derniers furent découverts grâce autélescope spatial Hubble en décembre 2005.

Les anneaux d’Uranus sont fins et ont des bords nets ; entre eux s’étend un milieu diffus. Les particules qui les composent ont des dimensions de l’ordre du centimètre et un albédo moyen de 0,15 qui les rend très peu visibles.

Si les 10 premiers anneaux d’Uranus sont fins et circulaires, le dernier, l’anneau ε, est plus excentrique et plus large, de 20 km au point le plus proche de la planète à 98 km au point le plus éloigné. Il est encadré par deux satellites « bergers », Cordéliaet Desdémone. Les deux derniers anneaux sont très nettement plus éloignés, l’anneau μ se situant deux fois plus loin qu’ε, par exemple.

Découverte de la planète Uranus

Uranus est observée à de nombreuses occasions avant que son caractère planétaire ne soit formellement identifié : elle est en général prise pour une étoile. La plus ancienne mention date de 1690 lorsque John Flamsteed l’observe au moins six fois et la catalogue sous le nom de 34 Tauri. L’astronome français Pierre Charles Le Monnier observe Uranus au moins douze fois entre 1750 et1769, notamment durant quatre nuits consécutives.

Sir William Herschel observe la planète le 13 mars 1781 dans le jardin de sa maison du 19 New King Street à Bath dans le Somerset en Angleterre (désormais le Musée d’astronomie Herschel)mais n’annonce la découverte que le 26 avril 1781 en tant que comète. Herschel avait entrepris une série de mesures de la parallaxe des étoiles fixes en utilisant un télescope de sa conception.

Histoire de la planète Uranus

Uranus fut la première planète du système solaire à ne pas avoir été connue dès l’Antiquité, car elle est trop lointaine pour pouvoir être facilement vue à l’œil nu, même si elle fut observée à plusieurs occasions, mais toujours confondue avec une étoile (John Flamsteed la catalogua dès 1690).

William Herschel la découvre le 13 mars 1781 lors d’une recherche systématique d’étoiles doubles à l’aide d’un télescope. À la frontière des constellations des Gémeaux et du Taureau, Herschel remarque au milieu des points-étoiles une petite tache semblant sortir de derrière la planète Saturne. Il change alors successivement d’oculaire, passant du grossissement 227 à 460. Il note alors que la petite tache double de taille ! Il change à nouveau d’oculaire pour un grossissement de 932, 1 536 et 2 010, et là encore, l’objet double de taille à chaque fois, tandis que les étoiles tout autour, très éloignées, ne varient pas en taille et restent de simples points brillants. Cela ne peut être une étoile ; il écrit donc dans son journal l’observation d’un curieux objet, une nébuleuse ou une comète. Il nota la position de l’astre, puis quelques jours après reprit son observation. La petite tache avait bougé, ça ne pouvait être une nébuleuse, donc c’était une comète. Il décide alors de prévenir la communauté scientifique de sa découverte et envoie un courrier avec les détails de sa comète au directeur de l’observatoire d’Oxford,Thomas Hornsby. Il informe également l’astronome royal Nevil Maskelyne de l’observatoire deGreenwich. Celui-ci, après avoir observé la comète et constaté qu’elle se comportait différemment des autres, conseille à Herschel d’écrire à la Royal Society.

La comète n’avait pas de queue, ce qui commença à faire douter de sa vraie nature. Maskelyne se demande alors si cette comète ne serait pas une planète.

Les astronomes commencent alors le calcul de la trajectoire de la comète, en prenant le modèle classique des orbites de comètes : une parabole, mais celle-ci ne semblait pas vouloir se conformer au modèle prévu. Charles Messier remarque alors qu’avec son aspect de disque, elle ressemblait plus à Jupiter qu’aux 18 autres comètes qu’il avait observé. L’astronome Russe Anders Lexell tenta lui de calculer l’orbite en appliquant le modèle d’une planète. À sa grande surprise, cette trajectoire semblait correspondre et convainquit les autres astronomes sur la nature de l’objet : une planète et non une comète.

Herschel la nomme alors Georgium Sidus (« la planète de George ») en l’honneur du roi George III, tandis que les astronomes français l’appellent simplement Herschel. Le nom « Uranus », soit le père de Saturne dans la mythologie romaine, fut proposé par l’astronome allemand Johann Elert Bode dès 1781 de façon conforme aux autres planètes, mais il ne devint commun qu’après 1850.

La sonde Voyager 2 est le seul engin spatial jamais envoyé vers Uranus. Elle l’approcha au plus près le 24 janvier 1986.

Observation de la planète Uranus

La magnitude apparente d’Uranus évolue entre +5,5 et +6,0. Ainsi, avec un ciel parfaitement sombre et dégagé, il est possible de la voir à l’œil nu, comme une étoile très peu lumineuse. Depuis la Terre, la planète possède un diamètre angulaire de 4 secondes d’arc et est facilement distinguable avec des jumelles. Avec un télescope de plus de 30 cm de diamètre, Uranus apparaît comme un disque bleu pâle dont l’obscurcissement du limbe est visible. Les plus grands satellites, Titania et Obéron peuvent être perçus.

Jusqu'en 2007, Uranus s'était approché de son équinoxe et une activité nuageuse s’y développa. La majeure partie de cette activité ne peut pas être perçue autrement qu’avec le télescope spatial Hubble ou de grands télescopes munis d’optique adaptative. Cependant, certains phénomènes pourraient être suffisamment brillants pour être vus à l’aide de télescopes amateurs suffisamment grands. En 2006, une tache sombre a été détectée dans les longueurs d’onde visibles par Hubble.

Miranda est un satellite d'Uranus, le plus petit et le plus proche de ses cinq satellites principaux. Cette lune fut découverte en 1948 par Gerard Kuiper. Miranda a été photographié d'assez près par la sonde Voyager 2 en janvier 1986. Durant son survol, l'hémisphère Sud étant tournée vers le soleil, les observations se sont limitées à cette partie.


La faible densité de Miranda indiquerait qu'elle est composée de silicates et de composés organiques dérivés du méthane. Quant à la surface de Miranda, elle serait composée principalement de glace d'eau. Cette surface est traversée de toutes parts par des failles et des canyons gigantesques, parfois profonds de 20.000 mètres, les montagnes atteignent 24.000 mètres d'altitude et les vallées 16.000 mètres de profondeur. Miranda partage également avec Vénus des structures planétaires rares nommés couronnes (énormes ravins circulaires entourant une sorte de plateau) peut-être dues à des diapirs de glace fondue.

Ces éléments se combinent pour créer une géographie chaotique indiquant que cette lune a connu une activité géologique intense par le passé. On pense que cette activité proviendrait des forces de marée d'Uranus, mais une autre théorie suggère que Miranda a peut-être été heurtée par un objet massif qui aurait en partie brisé la lune, qui se serait ensuite reconstituée.

Ariel, grand satellite d'Uranus. Il fut découvert en 1851 par William Lassell.


Ariel serait composé à 50% de glace d'eau, à 30% de silicates et à 20% de glace de méthane(CH4) et il semble que certaines régions de sa surface aient été récemment gelées. Largement dépourvu de cratères d'impact, Ariel semble avoir subi une période d'intense activité géologique qui a produit un réseau complexe de canyons et d'écoulement d'eau liquide à sa surface.

Le nom « Ariel » vient du génie aérien dans la pièce « La Tempête » de William Shakespeare. Ariel étant l'esprit bienfaisant de cette pièce, les formations géologiques remarquables portent les noms de bons esprits et d'esprits de la lumière dans les différentes mythologie : Rima, Yangoor,Domovoy, Agape, Mélusine, Finvara, Berylune...

Umbriel est le troisième plus grand satellite d'Uranus. Il fut découvert en 1851 parWilliam Lassell.


Présentation de Miranda

Composition

Umbriel est le plus sombre satellite d'Uranus et également le moins actif géologiquement, composé principalement de glace d'eau, le reste étant constitué de silicates et à 20% de glace deméthane (CH4). Sa surface est couverte de cratères d'impact.

Surface

L'une des caractéristiques de la surface d'Umbriel est le cratère Wunda, un large anneau de matériaux brillants de 140 km de diamètre proche de l'équateur du satellite. La nature de cet anneau n'est pas connue, mais il pourrait s'agir d'un dépôt de glace, peut-être à la suite d'un impact.

Le nom d'Umbriel

Le nom « Umbriel » vient d'un personnage de « The Rape of the Lock » (« La boucle de cheveux volée ») du poète Alexander Pope. Dans cette œuvre, Umbriel est l’esprit du mal : les noms des formations remarquables ont été choisis parmi les esprits du mal et du monde souterrain de différentes mythologies : Zlyden, Setibos, Minepa, Alberich, Fin, Gob, Kanaloa, Peri, Skynd, Vuver.

Titania est la plus grosse lune d'Uranus. Elle fut découverte le 11 janvier 1787 par William Herschel. Elle porte le nom de Titania, la reine des Fées dans « Le Songe d'une nuit d'été » de William Shakespeare.

Titania est composée d'environ 50% d'eau sous forme de glace, de 30% de silicates et de 20% de composés organiques proches du méthane. Une de ses principales caractéristiques physiques est la présence d'un immense canyon, largement plus grand que le Grand Canyon sur Terre, du même ordre de grandeur que Valles Marineris sur Mars ou Ithaca Chasma sur Téthys, la lune de Saturne.

Les cratères remarquables du satellite ont été baptisés des noms des personnages tragiques des pièces de Shakespeare : Othello, Hamlet, César, Antoine, Romeo, Macbeth, Falstaff.


Obéron (U IV Oberon) est le plus éloigné des grands satellites d'Uranus et le second en taille. Il a été découvert en 1787 par Herschel.

Toutes les lunes d'Uranus ont reçu un nom tiré des personnages des pièces de Shakespeare ou d'Alexander Pope. Les noms des quatre premières lunes d'Uranus découvertes (Obéron, Titania,Ariel, Umbriel) ont été donnés par John Herschel, le fils de William. Obéron porte le nom d'Obéron, roi des fées dans Le Songe d'une nuit d'été.

Obéron est composé d'environ 50% de glace d'eau, 30% de silicates, et 20% de composés de méthane, carbone et azote. Sa surface est vieille, couverte de cratères, et indique une très faible activité interne si l'on excepte un matériau sombre non identifié qui remplit les planchers de nombreux cratères.

Neptune est la 8e planète en partant du soleil, située au-delà d'Uranus, découverte en 1846 par l'Allemand J. Galle, grâce aux calculs de Le Verrier.


Neptune est la huitième et la plus lointaine planète du système solaire. C'est également la dernière des géantes gazeuses.

Elle a été découverte par l'astronome allemand Johann Gottfried Galle le 23 septembre 1846 en suivant les indications données par Urbain Le Verrier, qui, tout comme l'astronome anglais John Couch Adams, avait prévu par calcul la région du ciel où on pourrait la trouver.

Son nom vient du dieu romain des océans, Neptune.

Neptune n'est pas visible à l'œil nu et n'apparaît comme un disque bleu-vert qu'à travers un télescope. Planète la plus éloignée de la Terre, Neptune n'a été visitée que par une seule sonde, Voyager 2, qui passa près de la planète le 25 août 1989. Son plus grand satellite naturel est Triton.


Atmosphère et Composition interne de la planète Neptune

Composition interne

La composition interne de Neptune serait similaire à celle d'Uranus. Elle possède très probablement un noyau solide de silicates et de fer d'à peu près la masse de la Terre. Au-dessus de ce noyau, là encore à l'instar d'Uranus, Neptune présenterait une composition assez uniforme (roches en fusion, glaces, 15% d'hydrogène et un peu d'hélium) et non pas une structure « en couches » comme Jupiter et Saturne.


Atmosphère

L'atmosphère de Neptune, épaisse de plus de 8000 km, est composée principalement de dihydrogène (H2) pour 85%, d'hélium (He) pour 13% et de méthane (CH4) pour 2%. Des traces d'ammoniac (NH3), d'éthane (C2H6) et d'acétylène (C2H2) ont également été détectées.

La couleur bleue de Neptune provient principalement du méthane qui absorbe la lumière dans les longueurs d'onde du rouge. Cependant, un autre composé donne aux nuages de Neptune leur couleur bleue caractéristique, mais il n'a pas encore été identifié.

Neptune, comme les autres géantes gazeuses, possède un système éolien composé par des vents rapides confinés dans des bandes parallèles à l'équateur et d'immenses orages et vortex. Les vents de Neptune sont les plus rapides du système solaire et atteignent 2000 km/h.

Grande tache sombre

Lors du passage de Voyager 2 en 1989, la marque la plus distinctive de la planète était la « Grande tache sombre » qui présentait à peu près la moitié de la taille de la « Grande tache rouge » de Jupiter. Les vents y soufflaient vers l'ouest à 300 m/s (1080 km/h) ou encore, jusqu'à 2500 km/h. Cette tache était un gigantesque ouragan sombre qui pouvait se déplacer à plus de 1000 km/h.

Cette tache avait disparue lorsque Neptune fut observée par le télescope spatial Hubble en 1994. D'autres taches sombres à d'autres endroits ont été détectées depuis, ce qui indique que l'atmosphère de Neptune change rapidement.

Les anneaux planétaires de la planète Neptune

Neptune possède des anneaux planétaires peu visibles. Ceux-ci sont sombres et leur composition, ainsi que leur origine, sont inconnues.

Les anneaux de Neptune furent détectés sur Terre au Chili, en 1984 grace à des observations conduites d'une part à l'ESO par Patrice Bouchet, Jean Manfroid, et Reinhold Haefner pour André Brahic, Bruno Sicardy, et Françoise Roques de l'Observatoire de Meudon, et d'autre part par William Hubbard à partir d'observations conduites par Faith Vilas à l'Observatoire Inter-américain de Cerro Tololo (AURA, Inc.), lors d'occultations d'étoiles; on pensait alors que ceux-ci n'étaient pas « complets » mais n'étaient que des « arcs » autour de la planète. Cinq ans plus tard, le passage de Voyager 2 a permis de clarifier les connaissances : les anneaux de Neptune sont bien « entiers », il en existe plusieurs et l'un d'entre eux, l'anneau Adams, possède quatre « arcs » (nommés Liberté, Égalité, Fraternité et Courage), qui sont en fait des parties plus brillantes que le reste de l'anneau. La stabilité de ces arcs est un mystère, mais on pense que la lune Galatée, située juste un peu plus près de Neptune, les confine.


L'anneau Lassell est bordé par les anneaux Le Verrier et Arago. Une partie des arcs d'Adams est torsadée mais aucune explication n'a été trouvée à ce jour. L'épaisseur des anneaux est inconnue.

Champ magnétique de la planète Neptune

Le champ magnétique de Neptune, comme celui d'Uranus, est très incliné par rapport à l'axe de la planète. Il est incliné de 47° et décalé du centre physique de près de 13 500 km (la moitié du rayon). On pense que cette orientation viendrait de courants internes à la planète.

Découverte de Neptune

Neptune n'est pas visible à l'œil nu et comme Uranus, elle n'a été découverte qu'après l'invention du télescope. Pourtant, cette découverte se démarque de celle des autres planètes : elle a été faite uniquement par le calcul à partir de la trajectoire et des caractéristiques d'Uranus. Le télescope ne servira qu'à la confirmation de la découverte.

Plusieurs astronomes ont manqué de faire la découverte par les moyens traditionnels (observation au télescope). Les dessins astronomiques de Galilée montrent qu'il a observé Neptune le 28 décembre 1612 alors qu'il regardait Jupiter. La planète est alors répertoriée comme une simple étoile de magnitude 8. Il la remarque de nouveau dans le ciel un mois plus tard, le 28 janvier 1613, et constate même qu'elle a bougé par rapport à une étoile voisine. Ce ne peut donc être une étoile, mais Galilée ne tire aucune conclusion et n'en reparlera plus par la suite. Comme il pensait qu'il s'agissait d'une étoile, il ne peut alors être crédité de sa découverte.

Neptune est également observée par Joseph Jérôme Lefrançois de Lalande (1732-1807) le 10 mai 1795 et par John Herschel, fils de William Herschel (qui a découvert Uranus), sans rien noter de particulier. La planète semblant échapper aux astronomes, la découverte reviendra à deux mathématiciens.

Déjà en 1788, la planète Uranus récemment découverte, ne semblait pas se conformer au modèle d'orbite que les astronomes avaient prédit. Plus le temps passait et plus l'erreur entre la position annoncée de l'astre et celle relevée augmentait. Le mouvement d'Uranus pouvait être prédit pour des observations anciennes, ou récentes, mais pas pour les deux à la fois. Jean-Baptiste Delambre tenta d'expliquer les anomalies en ajoutant l'influence gravitationnelle de Jupiter et Saturne dans ses calculs. Ses tables étaient plus précises, mais ne permettaient toujours pas de prévoir le mouvement de la planète sur un long terme. En 1821, l'astronome français Alexis Bouvard publia de nouvelles tables. Il utilisa 17 observations étalées sur les 40 années qui se sont écoulées depuis sa découverte pour tenter, en vain, d'expliquer l'orbite d'Uranus.

Lors d'une réunion de la British Association for the Advancement of Science, George Biddell Airy rapporta que les tables de Bouvard étaient erronées de plus d'une demi minute d'arc. Cet écart inquiétant devait absolument être résolu. Deux hypothèses s'opposèrent, celle proposée par Bouvard lui-même de l'existence d'une autre planète encore inconnue, et qui pourrait affecter les mouvements d'Uranus, ou celle d'une remise en cause de la loi universelle de la gravitation, proposée par Airy. Selon Airy, la loi de gravitation perdrait de sa validité au fur et à mesure que l'on s'éloigne du soleil. Cependant, dès 1838, la plupart des astronomes étaient d'accord sur l'existence d'une nouvelle planète trans-uranienne pour expliquer les perturbations du mouvement d'Uranus.

Étudiant à Cambridge, John Couch Adams tomba le 26 juin 1841 sur le rapport d'Airy concernant le problème de l'orbite d'Uranus et fut intéressé par la question. Ne pouvant se pencher sur le problème immédiatement, il le nota sur un bout de papier en guise de pense-bête afin de le reprendre une fois ses études finies. En 1843, Adams se mit au travail. Il s'appuya sur la loi de Titius-Bode pour obtenir une première approximation de la distance de cette nouvelle planète au soleil. Dans la mesure où la plupart des planètes avaient une orbite faiblement excentrique, il supposa également que son orbite était circulaire, afin de simplifier les calculs. Il termina ses travaux deux ans plus tard en ayant déterminé la position de Neptune avec une erreur de moins de deux degrés. Il ne lui manquait plus qu'à les confirmer par observation. Se tournant vers James Challis, directeur de l'observatoire de Cambridge, celui-ci le renvoya à l'astronome royal Sir George Biddell Airy. Adams transmit ses résultats à Airy par courrier le 21 octobre 1845, et obtint une réponse le 5 du mois suivant. Airy émit des doutes sur les travaux de son jeune collègue. Découragé par le comportement d'Airy, Adams ne lui répondra qu'un an après.

Au même moment en France, François Arago, directeur de l'observatoire de Paris, encourage le mathématicien Urbain Le Verrier, spécialisé en mécanique céleste, à déterminer les caractéristiques de cette huitième planète dont l'influence gravitationnelle se faisait sentir sur la trajectoire d'Uranus. Le Verrier travaillait alors sur les comètes de courte période. Il commence ses travaux sur Uranus en 1845, ignorant totalement ceux d'Adams, et publie ses premiers résultats le 10 novembre 1845 dans Premier Mémoire sur la Théorie d'Uranus, puis dans Recherche sur les Mouvements d'Uranus le 1er juin 1846.

Airy, remarquant les travaux de l'astronome français, fait le parallèle avec ceux d'Adams et entre en contact avec Le Verrier. Celui-ci lui demande à son tour d'effectuer les recherches de la planète à l'aide des calculs qu'il vient de publier, mais Airy refuse. Finalement, sous la pression de George Peacock, Airy demande à Challis le 12 juillet 1846 d'entreprendre la recherche du nouvel astre au télescope. Adams, informé par le directeur de Cambridge, fournit de nouvelles coordonnées à Challis en précisant que l'objet serait de magnitude 9, mais Airy proposa à Challis d'observer une large portion du ciel et jusqu'à magnitude 11. Cette méthode demandait à Challis beaucoup plus de temps d'observation, d'autant plus qu'il ne disposait pas de cartes fiables de la zone à observer. Challis commença ses recherches le 1er août 1846.

Le Verrier communique ses résultats définitifs à l'Académie des sciences le 31 août 1846. Devant le peu d'enthousiasme des astronomes français, il décide de faire alors appel à une de ses connaissances : l'astronome prussien Johann Gottfried Galle de l'observatoire de Berlin. Galle reçoit la position de Neptune par courrier le 23 septembre 1846. Le soir même, il pointe son télescope de 23 cm vers l'endroit indiqué et passe au peigne fin toutes les étoiles de la région, pendant que son assistant Heinrich Louis d'Arrest vérifiait si l'astre observé était répertorié sur les cartes stellaire récentes de Bremiker. Vers minuit, Galle trouva Neptune, à moins d'un degré de l'emplacement calculé. Il attendit quelques heures pour vérifier si l'astre a bien bougé, avant de confirmer qu'il s'agissait bien de la planète recherchée.

Outre-Manche, la déception est grande. Challis apprend la découverte en lisant le Times. En revoyant ses notes, il découvre même qu'il avait observé Neptune deux fois depuis le 1er août. Une vive polémique s'ensuit jusque dans la presse. Les Britanniques ressortent les papiers d'Adams s'écriant que la découverte leur revient. De leur côté, les Français réfutent en rappelant que seule une publication officielle peut valider la découverte, et refusent de pied ferme que le nom d'Adams figure à côté de celui de Le Verrier dans les livres d'histoire. En juin 1847, Adams et Le Verrier se sont rencontrés pour la première fois à la British Association for the Advancement of Science et ont entretenu par la suite une relation amicale.

Lors de nouveaux calculs sur les caractéristiques orbitales de Neptune, on s'aperçut que ceux de Le Verrier et Adams étaient faux, bien que tous deux aient annoncé la position de la planète non loin de sa position réelle. Le premier avait déterminé un rayon de 36,154 ua et une excentricité de 0,107 tandis que le second avait trouvé un rayon de 37,25 ua. Le rayon réel de l'orbite de Neptune est 30,1 ua et son excentricité inférieure à 0,009. Par ailleurs, des historiens ont trouvé des éléments qui tendent à montrer que les solutions d'Adams ne convergeaient pas mais variaient par plus de 35 degrés de longitude.

Avec une période orbitale de presque 165 ans, Neptune ne retournera qu'en 2011 au point où Galle l'avait observée.

Triton est le septième et plus gros des satellites de Neptune. William Lassell l'a découvert en 1846, 17 jours seulement après Neptune. Il porte le nom de Triton, dieu de la mythologie grecque.


Orbite de Triton

Son orbite rétrograde (il orbite dans le sens opposé à celui de la rotation de sa planète) ainsi que ses caractéristiques laissent penser que Triton est un corps extérieur, probablement originaire de la ceinture de Kuiper qui a été capturé par Neptune.
Nombre de corps massifs de la ceinture de Kuiper sont binaires comme le couple Pluton-Charon. Cette configuration binaire aurait grandement facilité la capture de Triton, son compagnon s'échappant avec une énergie accrue.

Les lunes qui ont une orbite rétrograde ne peuvent pas avoir été formées dans la même région de la nébuleuse solaire primitive que les planètes autour desquelles elles tournent : ce sont donc des lunes capturées.

Ce cas de figure n'est pas à proprement parler, exceptionnel dans le système solaire, ainsi les lunes extérieures de Jupiter (dont les principales sont Ananké, Carmé, Pasiphaé et Sinopé) et celles de Saturne (dont Phœbé est la principale) ont aussi une orbite rétrograde, mais toutes celles-ci ont moins de 10% du diamètre de Triton, qui reste donc un cas exceptionnel en raison de sa masse.

La capture de Triton pourrait avoir fourni l'apport de chaleur nécessaire pour fondre l'intérieur de Triton (le chauffage par les forces de marée créées par la circularisation d'une orbite de capture très excentrique auraient pu garder une partie du manteau interne de Triton liquide pendant un milliard d'années).

En raison de ce mouvement rétrograde, l'orbite de Triton se réduit lentement sous l'effet des interactions de marée avec Neptune, contrairement à la majorité des satellites du système solaire et de notre Lune.
En effet, le couple de rappel créé par les 2 bourrelets de marée sur Neptune par Triton est toujours en retard sur la position de Triton sur son orbite, ce qui transfère de l'énergie de Triton à Neptune. Triton spirale lentement vers Neptune, selon l'évolution future de l'obliquité de son orbite, cette lune passera la limite de Roche d'ici 1,4 à 3,6 milliards d'années, alimentant un nouveau système d'anneaux.

Inclinaison

L'inclinaison de l'orbite de Triton fait en sorte que, pendant que Neptune tourne autour du soleil, les régions polaires de Triton se présentent tour-à-tour vers le soleil à 82 ans d'intervalle, produisant sans doute des changements climatiques extraordinairement marqués. En effet, son orbite est inclinée de 156,834° sur le plan de rotation (équateur) de Neptune, soit de 180 - 156,834 = 23,166° avec un mouvement rétrograde ; de plus Neptune est elle-même inclinée de près de 30° sur son orbite ; à notre époque les 2 inclinaisons se rajoutent presque, ce qui fait que Triton est inclinée d'environ 50° par rapport au soleil !
Quand Voyager 2 s'est approché de Triton en 1989, son pôle sud était tourné vers le soleil. Presque tout l'hémisphère sud est recouvert d'un « glacier » d'azote et de méthane solide. On pense qu'il s'évapore lentement, alimentant l'atmosphère ténue qui va se condenser sur l'autre pôle, plongé dans la nuit de l'hiver.

Composition

Triton a une densité de 2,1×103 kg/m3 et comporte probablement environ 25% d'eau sous forme d'un manteau de glace impure de plus de 100 km d'épaisseur. Cette couche reposant sur un noyau rocheux.

Atmosphère

Il a une atmosphère ténue d'azote avec des traces de méthane pour une pression atmosphérique d'à peu près un cent-millième d'atmosphère, soit environ 1 Pa. Conditions comparables à celles de Pluton à notre époque.

Surface

La température de surface de Triton est de seulement 34,5 K, aussi basse que sur Pluton. C'est l'objet céleste, observé par une sonde terrestre, le plus froid qui a été découvert. Toutefois, Triton reste géologiquement actif. Sa surface est récente et présente peu de cratères et Voyager 2 a observé plusieurs cryovolcans produisant des jets d'azote liquide, de poussière ou de méthane (à une hauteur pouvant atteindre 8 km). L'activité volcanique est sans doute alimentée par les variations saisonnières de température (contrairement aux forces de marée d'Io). Des failles (sulci) et des vallées profondes forment de complexes réseaux à la surface de Triton. Ils proviennent sans doute des successions de gels et de dégels.

Les formations remarquables de la surface ont été nommées d'après les dieux et esprits aquatiques de diverses mythologies.

Atmosphère de Triton

L’atmosphère de Triton, une lune de Neptune, s'étend jusqu'à 800 kilomètres au dessus de la surface de Triton. L'atmosphère est principalement composée d'azote, comme dans l'atmosphère de Titan et l'atmosphère terrestre. La pression de surface est de 14 mbars, ce qui représente 1/70 000 de la pression de surface terrestre. À l'origine les scientifiques pensaient que Triton avait une épaisse atmosphère. Voyager 2 à observé l'atmosphère de façon rapproché en 1989. Des observations récentes de l'atmosphère ont montrée une hausse de la température.

Composants majeures

Le gaz principal de l'atmosphère de Triton est l'azote, mais du méthane est également présent.

Structure

L'atmosphère de Triton s'étend sur 800 km au dessus de la surface ou la pression est de 14mbars (soit 1/70 000 de la pression terrestre à la surface). La température de surface est d'au moins 35.6 K (-237,6 °C) car la glace d'azoteest dans l'état cristallin hexagonal le plus élevé, et la transition entre de la glace d'azote hexagonale et cubique est à cette température.

L'atmosphère de Triton est subdivisée en quatre parties :

- la troposphère, crée par les turbulences à la surface et atteignant 8 km de hauteur
- la thermosphère
- l'ionosphère
- l'exosphère, la température y est de 95 kelvins.

Il n'y a pas de stratosphère.

Conditions climatiques

La glace d'azote forme des nuages à quelques kilomètres au-dessus de la surface de Triton. De la brume a aussi été détectée, et serait composées d'hydrocarbures et de nitriles créés par l'action de la lumière solaire sur le méthane. L'atmosphère de Triton possède aussi des nuages d'azote qui se trouvent entre 1 et 3 km au-dessus de la surface. À environ 8 km d'altitude des vents sont présents. Ces vents se dirigent vers l'ouest et son créer par les différences de température entre les pôles et l'équateur. Ils sont capables de déplacer des objets d'une taille supérieur au micromètre. Le milieu de l'atmosphère est probablement distendu par des vents supersoniques, indiqué par la courbe de lumière de Triton Les vents de basse altitude de l'hémisphère sud se dirigent vers le nord-est. Voyager 2 remarqua une forme anticyclonique causé par la glace sublimée. La vitesse des vents du cyclone était d'environ 5m s-1.

Pendant longtemps, Pluton fût la 9e planète en partant du soleil. Elle est située au-delà de Neptune et a été découverte en 1930 par l'Américain C. Tombaugh.

Pluton fait désormais partie d'une nouvelle catégorie de planète, les planète naines avec Éris, Makemake, Haumea et Cérès.

Minuscule, solide et peu dense, avec une orbite très inclinée, Pluton est le premier objet découvert dans ceinture de Kuiper.


On lui connaît 4 satellites, le plus grand étant Charon qui fut identifié dès 1978. Au moins 3 autres satellites plus petits ont été récemment découverts, Nix et Hydra en 2005 et P4 (nom provisoire) a été découvert en 2011.

MYTHOLOGIE GRECQUE : Épithète rituelle du dieu grec des Enfers, Hadès.

Présentation de la planète naine Pluton

(134340) Pluton (couramment Pluton) est le premier objet transneptunien découvert (1930) et la deuxième plus grande planète naine connue du système solaire après Eris. Originellement considérée comme la plus lointaine planète du système solaire, elle fut classée comme planète naine par l’union astronomique internationale (UAI) en août 2006. Elle orbite autour du soleil à une distance variant entre 29 et 49 unités astronomiques et appartient à la ceinture de Kuiper. Son diamètre est de 2 300 km.

Depuis sa découverte par Clyde Tombaugh en 1930, Pluton était considérée comme la neuvième planète du système solaire. À la fin du XXe siècle et au début du XXIe siècle, de plus en plus d’objets similaires furent découverts dans le système solaire externe, en particulier Éris, légèrement plus grand et plus massif que Pluton. Cette évolution amena l’UAI à redéfinir la notion de planète en août 2006, Cérès, Pluton et Éris étant depuis cette date classées comme des planètes naines. L’UAI a également décidé de faire de Pluton le prototype d’une nouvelle catégorie d’objet transneptunien. Suite à cette modification de la nomenclature, Pluton a été ajoutée à la liste des objets mineurs du système solaire et s’est vue attribuer le numéro 134340 dans le catalogue des objets mineurs. En juin 2008, l'UAI a décidé de le classer dans la catégorie des plutoïdes, comme Éris.

Pluton est principalement composée de roche et de glace de méthane, mais aussi de glace d’eau. Son diamètre est d’environ les deux tiers de celui de la Lune. Le couple Pluton et son grand satellite, Charon, est généralement considéré comme un système double, puisque la différence de masse entre les deux objets est l’une des plus faibles de tous les couples planétoïdes/satellites du système solaire (rapport 2 pour 1), et surtout parce que le barycentre de leurs orbites ne se situe pas à l’intérieur d’un des deux corps. Trois autres satellites naturels nettement plus petits, Nix, Hydra et P4, ont également été découverts en 2005 et 2011.

Aucune sonde spatiale n’a encore jamais survolé Pluton, mais la sonde New Horizons lancée en janvier 2006 par la NASA pour explorer le système plutonien, doit le survoler durant l’été 2015, après un voyage de 6,4 milliards de kilomètres.

Caractéristiques de Pluton

En comparaison des planètes classiques du système solaire, l'orbite de Pluton est fortement inclinée par rapport au plan de l'écliptique (17,14 175 °) et excentrique (0,24880766). Les orbites des planètes classiques sont quasi-circulaires et co-planaires de l'écliptique (seule Mercure possède une orbite inclinée (7 °) et excentrique (0,2) de manière significative). En conséquence, le périhélie de Pluton est situé à plus de 8,0 ua du plan de l'écliptique, soit 1,2 milliard de km et c'est près de cette position de son orbite, que la planète naine se trouve plus proche du soleil que Neptune.

Une autre caractéristique du système plutonien est que le barycentre du couple Pluton/Charon n'est pas situé à l'intérieur du premier mais dans le vide, entre les deux corps.

L'orbite de Pluton étant très excentrique, elle croise celle de nombreux autres objets ; parmi les astéroïdes numérotés, ces hadéocroiseurs comptaient (en juillet 2004) 10 frôleurs intérieurs (dont (5145) Pholus), 24 frôleurs extérieurs (dont (19521) Chaos), 17 croiseurs (dont (38628) Huya) et 37 co-orbitaux (dont (20000) Varuna, (28978) Ixion et (50000) Quaoar).

Distance au soleil de Pluton

Du fait de l'excentricité prononcée de son orbite, la distance entre Pluton et le soleil varie entre 29 ua au périhélie et 49 ua à l'aphélie.

Au voisinage de son périhélie, Pluton est plus proche du soleil que Neptune. Toutefois, le périhélie de Pluton, vu l'inclinaison de son orbite, ne se trouve pas à l'intérieur de l'orbite de Neptune, mais largement au-dessus de l'écliptique. Ce fut le cas entre le 7 février 1979 et le 11 février 1999. Des calculs mathématiques montrent que le phénomène s'est produit pendant seulement 14 ans entre le 11 juillet 1735 et le 15 septembre 1749 et pendant 20 ans entre le 30 avril 1483 et le 23 juillet 1503.

Des études récentes suggèrent que chaque passage de Pluton à l'intérieur de l'orbite de Neptune dure alternativement et approximativement 14 et 20 ans, avec des variations minimes. Ceci est dû à l'excentricité de l'orbite de Neptune : elle se situe dans une portion proche de son aphélie lors des périodes de 20 ans, et à l'opposé de son orbite (donc proche de son périhélie) lors des périodes de 14 ans. Neptune parcourt en effet 1 fois 1/2 son orbite à chaque orbite de Pluton, dû à leur résonnance 3:2.

Résonance orbitale de Pluton

Bien que Pluton soit parfois plus proche du soleil que Neptune, les orbites des deux objets ne se croisent jamais. Les nœuds de l'orbite de Pluton (les points où l'orbite traverse le plan de l'écliptique) sont situés à l'extérieur de l'orbite de Neptune ; de fait, les points les plus proches des deux orbites sont distants de 6,4 ua soit près d'1 milliard de km.

Pluton orbite le soleil en résonance orbitale 3:2 par rapport à Neptune, c'est-à-dire que Pluton effectue deux révolutions autour du soleil pendant que Neptune en réalise trois. Cette résonance est stable : une perturbation de l'orbite de Pluton serait corrigée par l'attraction de Neptune. À cause de ce phénomène, Pluton et Neptune ne sont jamais plus proches que 18,9 ua : Pluton est toujours aussi éloigné de Neptune que, par exemple, de Saturne, et parfois à plus d'1 milliard de km plus près d'Uranus. Quand Neptune dépasse le point où les deux orbites sont les plus proches, la résonance maintient une séparation angulaire supérieure à 50 ° et Pluton reste près de 30 ua derrière Neptune, soit près de 4,5 milliards de km. Le vrai point de rapprochement se situe de l'autre côté de l'orbite. Neptune « dépasse » toujours Pluton quelques 30 ans après l'aphélie de ce dernier.

D'autres objets transneptuniens possèdent une telle résonance orbitale 3:2 avec Neptune et sont appelés des plutinos, par référence à Pluton.

Rotation de Pluton

Pluton tourne sur elle-même en 6,387 jours, son axe de rotation étant incliné de 57,5 ° par rapport à son plan orbital, ce qui est plutôt élevé et inhabituel dans le système solaire (seule Uranus a une inclinaison comparable).

L'action des forces de marée a contraint la période de rotation de Pluton jusqu'à la synchroniser avec la période de révolution de son principal satellite, Charon : les deux périodes étant égales, Charon se trouve donc toujours à la verticale du même point de la surface de Pluton, et Charon paraît donc immobile dans le ciel plutonien.

Masse et dimensions de Pluton

Le diamètre de Pluton est l'un des paramètres physiques les moins bien connus et les plus difficiles à mesurer, et la source principale d'incertitude sur les autres paramètres dérivés, tels que la masse volumique. Sa très grande distance combinée à sa petite taille font qu'il est impossible de résoudre avec précision le disque de Pluton, et empêche donc les mesures « directes » de ses dimensions, que ce soit avec le télescope spatial Hubble ou avec les instruments terrestres dotés d'optiques adaptatives. Les mesures actuelles se fondant sur les occultations d'étoile par Pluton et les occultations de Pluton par Charon ne concordent pas exactement, et les explications permettant d'expliquer ces différences dépendent des modèles utilisés pour analyser les données, notamment concernant l'atmosphère de la planète naine. La valeur et la marge d'erreur généralement retenue de 2 306 ± 20 kilomètres de diamètre incluent en fait les différences de résultat des différentes méthodes de mesure.

La masse de Pluton, tout comme son diamètre, ont été largement surestimés durant les décennies suivant sa découverte. Les premières estimations, qui tablaient sur une taille comprise entre celles de Mercure et de Mars, ont continuellement été revues à la baisse avec l'amélioration des instruments d'observations. La découverte de Charon en 1978 a permis, par application de la troisième loi de Kepler, de déterminer beaucoup plus précisément la masse totale du couple planétaire. La masse de Pluton est désormais estimée à 1,314×1022 kg, soit 5,6 fois moins que celle de la Lune.

Compte tenu de sa masse et de son diamètre, Pluton est plus petite et moins massive que la Lune et six des satellites naturels de Jupiter, Saturne et Neptune : Ganymède, Titan, Callisto, Io, Europe et Triton.

Composition interne de Pluton

La composition interne de Pluton est pour l'instant inconnue. S'il y a eu différenciation planétaire, il pourrait y avoir un noyau rocheux. Sur sa surface, de la glace de méthane (CH4) a été détectée aux pôles par une observation dans l'infrarouge, en calottes dont la taille varie selon l'éloignement de la planète par rapport au soleil. Sous la croûte se trouve vraisemblablement un manteau glacé.


Atmosphère de Pluton

Pluton ne possède pas d'atmosphère significative. Elle est entourée d'une mince enveloppe de gaz qui serait composée d'azote (N2) à 90 % et de monoxyde de carbone (CO) à 10 %, ainsi que de méthane (CH4) et qui serait en équilibre thermodynamique avec l'azote solide et les glaces de monoxyde de carbone de la surface quand l'objet approche du soleil. Lorsque Pluton s'écarte de son périhélie, une partie de son atmosphère gèle et retombe à la surface. Quand elle s'en rapproche, la température de la surface augmente et l'azote se sublime. À la manière de la sueur qui s'évapore sur la peau, cette sublimation refroidit la surface et des recherches ont montré que la température de Pluton est 10 K inférieure à ce qui était attendu (température moyenne en surface : -228°C).

L'atmosphère de Pluton a été découverte lors d'une occultation stellaire en 1985 et confirmée par une autre occultation en 1988. Lorsqu'un objet dépourvu d'atmosphère passe devant une étoile, cette étoile d'arrière-plan disparaît de manière brutale ; dans le cas de Pluton, la luminosité de l'étoile masquée a graduellement diminué. De l'évolution de cette courbe de luminosité, une mince atmosphère de 0,15 Pa a été déterminée, soit environ 1/700 000e de celle de la Terre. Cette atmosphère pourrait n'exister que lorsque la planète est à son périhélie et geler lorsqu'elle s'éloigne du soleil.

En 2002, une autre occultation stellaire par Pluton a été observée par plusieurs équipes dirigées par Bruno Sicardy, Jim Elliot et Jay Pasachoff. De manière surprenante, la pression atmosphérique a été estimée à 0,30 Pa, bien que Pluton soit plus éloignée du soleil qu'en 1988 et donc plus froide. L'hypothèse privilégiée à l'heure actuelle est que le pôle sud de Pluton serait sorti de l'ombre en 1987 pour la première fois depuis 120 ans et qu'un surplus d'azote aurait alors sublimé une partie de la calotte polaire sud. Cet excès d'azote devrait mettre vraisemblablement des décennies avant de se condenser à l'autre pôle.

Satellites naturels de Pluton

Pluton possède trois satellites naturels, le plus grand étant Charon qui fut identifié dès 1978. Deux satellites plus petits nommés Hydra et Nix (connus jusqu'en juin 2006 par leurs désignations provisoires S/2005 P 1 et S/2005 P 2), ont été découverts en 2005.

La distribution des satellites de Pluton est concentrée au centre du système. Potentiellement, un satellite pourrait orbiter Pluton jusqu'à 53 % du rayon de sa sphère de Hill (soit environ 6,0 millions de km) dans le sens direct et 69 % dans le sens rétrograde, mais le système plutonien est resserré dans les 3 % interne de cette zone. À titre de comparaison, Psamathée orbite Neptune à 40 % du rayon de sa sphère de Hill. Selon les termes des découvreurs de Nix et Hydra, le système plutonien est « hautement compact et largement vide ».

Autres satellites possibles de Pluton

Les observations effectuées par le télescope spatial Hubble ont placé des limites quant à l'existence de satellites additionnels dans le système plutonien. Avec une probabilité de 90 %, aucune lune de plus de 12 km et d'un albédo similaire à celui de Charon (soit 0,38) n'existe dans une zone de 5" autour de Pluton. Pour un albédo plus sombre de 0,041, cette limite est portée à 37 km. Avec une probabilité de 50 %, cette limite descend à 8 km.

Anneaux éventuels de Pluton

Dans un article publié dans la revue Nature, une équipe de scientifiques américains conduite par S. Stern (du Southwest Research Institute) a annoncé que Nix et Hydra se sont très probablement formées lors du même impact géant qui a donné naissance à Charon.

L'équipe a émis l'hypothèse que d'autres grands objets binaires de la ceinture de Kuiper pourraient également abriter de petites lunes et que celles qui gravitent autour de Pluton pourraient générer des anneaux de débris autour de la planète naine.

À l'heure actuelle, les données provenant de la caméra de prospection avancée du télescope spatial Hubble suggèrent qu'aucun anneau n'existe. Dans le cas contraire, il s'agit d'un anneau ténu comme ceux de Jupiter ou de moins de 1 000 km de large.

Pluton possède trois satellites naturels, le plus grand étant Charon qui fut identifié dès 1978. Deux satellites plus petits nommés Hydra et Nix (connus jusqu'en juin 2006 par leurs désignations provisoires S/2005 P 1 et S/2005 P 2), ont été découverts en 2005.

La distribution des satellites de Pluton est concentrée au centre du système. Potentiellement, un satellite pourrait orbiter Pluton jusqu'à 53 % du rayon de sa sphère de Hill (soit environ 6,0 millions de km) dans le sens direct et 69 % dans le sens rétrograde, mais le système plutonien est resserré dans les 3 % interne de cette zone. À titre de comparaison, Psamathée orbite Neptune à 40 % du rayon de sa sphère de Hill. Selon les termes des découvreurs de Nix et Hydra, le système plutonien est « hautement compact et largement vide ».


Charon, satellite principal de Pluton

Charon fut découvert en 1978. Comparativement à Pluton, Charon est un très gros satellite (son diamètre est la moitié de celui de Pluton), et le barycentre des deux corps se trouve au-delà de la surface de Pluton (à un peu plus de deux rayons plutoniens). Il s'agit du plus grand système de ce genre dans le système solaire (certains astéroïdes binaires possèdent également ce trait, comme (617) Patrocle ; le barycentre du soleil et de Jupiter est également situé à l'extérieur du premier) et il y est parfois fait référence comme un système binaire d'astéroïdes.

Pluton et Charon sont également tous les deux en rotation synchrone : Charon présente toujours la même face à Pluton et Pluton la même face à Charon, un fait inhabituel dans le système solaire pour deux objets de cette taille (là encore, certains astéroïdes binaires possèdent cette propriété).

La découverte de Charon a permis de préciser la masse totale du système double et de déterminer que celle-ci était inférieure aux estimations précédentes. En fait, elle a amené les astronomes à revoir totalement leur estimation de la taille de Pluton. À l'origine, on pensait que Pluton était plus grande que Mercure (on lui donnait environ 6 800 km de diamètre) et plus petite que Mars, mais les calculs étaient fondés sur le fait qu'un seul objet était observé (on ne distinguait pas Charon de Pluton). Une fois le système double découvert, l'estimation de la taille de Pluton a été revue à la baisse. Il est possible aujourd'hui, avec des instruments modernes, de distinguer le disque de Pluton et ainsi déterminer sa taille directement.

En conséquence, l'albédo de Pluton a dû aussi être recalculé et revu à la hausse : la planète étant bien plus petite que les premières estimations, sa capacité à réfléchir la lumière devait être plus importante que ce que l'on pensait. Les estimations actuelles lui donnent une valeur légèrement inférieure à celle de Vénus, qui est déjà assez élevée. Charon, à la différence de Pluton, n'a pas retenu de méthane et apparaît beaucoup plus sombre.

Certains chercheurs ont suggéré que Pluton et Charon sont des satellites de Neptune qui auraient été éjectés de son orbite ; l'orbite rétrograde de Triton laisse penser que celui-ci était à l'origine un objet de la ceinture de Kuiper sur une orbite solaire qui fut capturé par Neptune. Triton semble en outre partager certaines caractéristiques atmosphériques et géologiques avec Pluton. Même si ces deux points ont été évoqués pour soutenir une origine neptunienne de Pluton, le consensus actuel est que cette dernière n'a jamais fait partie des satellites de Neptune.

Hydra et Nix, satellites de Pluton

Pluton possède deux autres satellites, qui furent photographiés le 15 mai 2005 lors d'une campagne d'observation du télescope spatial Hubble, temporairement nommés S/2005 P 1 et S/2005 P 2 puis baptisés Hydra et Nix. Ils ont été repérés par une équipe du Southwest Research Institute sur des clichés pris pour préparer la nouvelle mission d'exploration lointaine du système solaire, New Horizons. Leur existence fut confirmée par l'examen de photographies prises par le télescope spatial Hubble et datant du 14 juin 2002.

D'après les premières observations, le demi-grand axe de l'orbite de Nix mesure 49 000 km et celui de l'orbite d'Hydra 65 000 km. Les deux satellites semblent orbiter dans le sens prograde dans le même plan que Charon et sont deux et trois fois plus éloignés que celui-ci, avec une résonance orbitale proche de (mais pas égale à) 4:1 et 6:1.

Les observations se poursuivent pour déterminer les caractéristiques des deux astres. Hydra est parfois plus brillant que Nix, soit parce qu'il est plus grand, soit parce que la luminosité de sa surface varie suivant les zones. Le spectre des satellites est similaire à celui de Charon, ce qui suggère un albédo similaire d'environ 0,35 ; dans ce cas, le diamètre de Nix est estimé à 46 km et celui d'Hydra à 61 km. Une limite supérieure peut être déterminée en supposant un albédo de 0,04 similaire aux objets les plus sombres de la ceinture de Kuiper : 137 ± 11 km pour Nix et 167 ± 10 km pour Hydra. Dans ce cas, la masse des satellites serait 0,3 % de celle de Charon (0,03 % de la masse de Pluton).

Autres satellites

Le dernier satellite découvert en 2011 est provisoirement nommé P4 (également nommé S/2011 P 1).

La luminosité de S/2011 (134340) 1 n'est que 10% de celle de Nix, avec une magnitude apparente de 26,1 ± 0,3. En supposant un albédo compris entre 0,04 et 0,35, S/2011 (134340) 1 mesurerait entre 14 et 40 km de diamètre, ce qui en ferait le plus petit satellite naturel de Pluton connu en 2011.

S/2011 (134340) 1 orbite selon une orbite circulaire équatoriale à environ 59 000 km de Pluton, entre Nix et Hydra. Il parcourt cette orbite en 32 jours.

Les astronomes ont découvert une dixième planète dans le système solaire. Elle a été officiellement baptisée "Sedna", du nom d'une déesse de la mythologie des Eskimos des îles Tongua.

D'une taille légèrement inférieure à celle de Pluton, Sedna a une orbite très éliptique. Sa distance au soleil varie de 70 fois la distance Terre-soleil (soit environ 2 fois plus loin du soleil que Pluton) jusqu'à 1000 fois la distance Terre-soleil au plus loin. Sedna se déplace donc entre la ceinture d'astéroïde située au-delà de Pluton (la ceinture de Kuiper) et le nuage de Oort, une sphère diffuse composée d'astéroïdes, de roches et de glace. Le nuage de Oort englobe le système solaire aux confins de l'espace interstellaire, 300 fois plus loin que Pluton.


Avec son orbite très excentrée, Sedna met 10.500 ans à faire le tour du soleil. Bien que seule une faible lueur soit visible par les télescopes, les chercheurs ont déterminé que la planéte était de couleur rougeâtre.

Autant d'élements qui rapellent le mythe de Nibiru, la 10è planète décrite par les Sumériens et censée croiser tous les 10.000 l'orbite de la Terre, en provoquant de violents cataclysmes. Astronomiquement, cela serait possible dans le cas d'une planète massive ou avec une forte densité en fer et un champ magnétique très puissant qui perturberait le champ magnétique terrestre et les mouvements du fer en fusion à l'intérieur de la Terre. L'accélération de ce mouvement aurait pour effet de déchirer littéralement l'écorce terrestre, provoquant de gigantesques séismes. Et la date de retour annoncée de Niburu est... 2012.

Ceci dit, la masse de Sedna ne correspond pas aux descriptions de Nibiru. Son diamètre est à peine supérieur à celui de Quaoar, un gros astéroïde légèrement trop petit pour être considéré comme une planète (Quaoar est situé à peu près à la même distance du soleil que Pluton dont il coupe périodiquement l'orbite).

Dernier élément rassurant, la distance qui nous sépare de Sedna au plus près de son orbite est beaucoup trop grande pour menacer la Terre.

Découvert en 2002, Quaoar, dont le diamètre est de 1250 kilomètres, était à cette époque le plus grand objet du Système solaire mis au jour depuis Pluton, découvert en 1930. Depuis, des objets encore plus grands ont été découverts : (90482) Orcus, (90377) Sedna et enfin (136199) Éris en 2005.

Il suit une trajectoire circulaire à environ 6.3 milliards de kilomètres du soleil et 1.8 milliards de kilomètres de Neptune.

La découverte, réalisée par Michael Brown et Chadwick Trujillo, de la Caltech (Pasadena, Etats-Unis), tend à confirmer l'hypothèse selon laquelle la ceinture de Kuiper abrite des objets de dimension comparable à celle de Pluton. Cela renforce la position des astronomes classant Pluton non pas parmi les planètes mais parmi les objets de la ceinture de Kuiper, le plus grand d'entre eux pour l'heure.

Pluton suit une trajectoire elliptique l'amenant à l'intérieur de l'orbite de Neptune et au-delà de celle de Quaoar. Composé pour moitié de glace et pour moitié de roche, Quaoar "est noir, de la glace sale" précise Brown. Il a été rendu noir par la lumière ultraviolette qui a peu à peu transformé ses composés organiques, et ce depuis les débuts du Système solaire, les objets de la ceinture de Kuiper étant les restes de l'époque de la formation des planètes.

Une planète plus grosse que Pluton et nommée provisoirement 2003 UB313 a été découverte dans les régions extérieures du Système solaire. La découverte annoncée par le planétologue le Dr. Mike Brown du California Institute of Technology le 29 juillet 2005. Elle fait partie, avec Pluton et Cérès du groupe des planètes naines, selon la définition votée par l'Union Astronomique Internationale (UAI) en août 2006.

Début septembre 2006, 2003 UB313 a été officiellement nommé Éris par l'UAI, d'après le nom de la fille de la Nuit (Nyx) dans la mythologie grecque. Son satellite à lui été nommée Dysnomie, fille d'Éris et déesse de l'anarchie.

La planète est un membre typique de la Ceinture de Kuiper, mais sa taille en relation avec celle des neuf planètes connues signifie qu'elle ne peut être classée que comme une planète, a déclaré Brown. Sa taille supposée d'après sa brillance serait 1,5 fois celle de Pluton. Actuellement 97 fois plus éloignée du soleil que la Terre, la planète est l'objet connu le plus éloigné dans le Système solaire, et le troisième des objets les plus brillant de la Ceinture de Kuiper. Il lui faut 560 ans pour faire le tour du soleil et son orbite est inclinée de 45° par rapport au plan des autres planètes (écliptique).

Le spectre de sa surface indique qu'elle semble couverte de glace de méthane, comme celle de Pluton. Cela indique une surface primitive qui n'a pas été chauffée par le soleil. Si Éris s'était un jour rapprochée du soleil, le méthane se serait évaporé. Comme Pluton, son intérieur est probablement un mélange de roches et de glace.

1ère planète naine en partant du soleil, située dans la ceinture d'astéroïde, entre Mars et Jupiter.


Cérès est le premier astéroïde découvert : on lui reconnaît aujourd'hui la définition de planète naine, depuis la nouvelle définition de l'Union astronomique internationale d'août 2006. Avec un diamètre d'environ 950 km, Cérès est également le plus grand membre de la ceinture d'astéroïdes située entre les orbites de Mars et Jupiter.

L'Histoire de Cérès

Cérès a été observé pour la première fois le 1er janvier 1801 par Giuseppe Piazzi, alors directeur de l'observatoire de Palerme en Sicile. Celui-ci proposa de le baptiser Ceres Ferdinandea en accolant le nom de la déesse protectrice de la Sicile à celui du roi de l'île Ferdinand III de Sicile (alias Ferdinand IV de Naples, qui deviendra Ferdinand Ier des Deux-Siciles en 1816), son mécène, alors réfugié à Palerme car le Royaume de Naples avait été conquis par les armées françaises en 1798. Par la suite, pour des considérations diplomatiques, seule la première partie du nom sera conservée. Pendant quelque temps, Cérès fut appelé Héra par les astronomes allemands.

Observations de Cérès

Une occultation d'une étoile par Cérès a été observée au Mexique, en Floride et à travers les Caraïbes le 13 novembre 1984.

En 2001, le télescope spatial Hubble a imagé Cérès. Les images sont de relativement faible résolution, mais confirment qu'elle est sphérique. On y distingue aussi un point sombre en surface, qui est probablement un cratère. On l'a baptisé « Piazzi » en l'honneur du découvreur de Cérès.

Récemment, Cérès a été étudiée avec le télescope Keck. Une résolution surpassant légèrement celle du Hubble a été atteinte. Le Keck a révélé deux zones sombres de grande taille, probablement des cratères. Le plus grand a une zone claire en son centre. « Piazzi » n'apparaît pas sur les images du Keck.

Avec Vesta, Cérès constitue un des deux objectifs de la sonde Dawn, qui sera lancée en septembre 2007 pour l'atteindre en 2015.

La pluralité des mondes ?

Il ne fait désormais aucun doute qu'un très grand nombre d'étoiles possèdent des planètes. Ces planètes extérieures au Système Solaire sont appelées des exoplanètes. Avec les moyens actuels, il est encore relativement difficile de les détecter mais les techniques évoluent extrêmement rapidement et les méthodes de détection sont de plus en plus performantes.

Depuis l'annonce de la détection de la première planète extrasolaire autour d'une étoile comparable à notre soleil par Mayor et Queloz en 1995 (51 Pégase b, distante de 53 années de lumière), des dizaines de détections analogues ont été publiées et l'on suspecte aujourd'hui la présence de planètes autour d'une multitude d'autres d'étoiles…

Au 15 juillet 2011 on comptait 565 exoplanètes découvertes.

Exoplanètes

En astronomie, les exoplanètes ou planètes extrasolaires sont les planètes orbitant autour d'une étoile autre que le soleil.

Les premières planètes extrasolaires ont été découvertes indirectement pendant les années 1990 grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble. De telles avancées permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, ce qui permet aux astronomes de détecter ces planètes, non visuellement car elles se sont trop éloignées pour une telle détection, mais en mesurant l'influence gravitationnelle qu'elles ont sur leur étoile hôte (voir astrométrie). En outre, certaines planètes extrasolaires peuvent être détectées en mesurant la variation de la luminosité apparente d'une étoile lorsqu'une planète passe devant elle, selon un phénomène semblable à celui des éclipses.

Découverte de nouvelles planètes comparables à la Terre

La découverte de la première « vraie » planète extrasolaire a été annoncée le 6 octobre 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève), d'après des observations qu'ils ont réalisées à l'Observatoire de Haute-Provence. L'étoile hôte était 51 Pegasi. Depuis lors, plus de 200 (226 au 1er avril 2007) planètes de ce type ont été détectées, dont beaucoup par une équipe menée par Geoffrey Marcy de l'université de Californie à Berkeley. Le premier système où l'on a détecté plusieurs planètes était υ Andromedae, et le deuxième fut 55 Cancri.

La majorité des planètes détectées sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, même si certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proche de leur étoile est généralement interprété par un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile mais les choses ont changées en 2007 grace à l'amélioration des techniques et au lancement du satellite COROT qui a la capacité de détecter des planètes extrasolaires de type terrestre.

Une planète de 14 masses terrestres a déjà été découverte, cette masse étant en deçà d'une limite théorique de 15 masses terrestres en dessous de laquelle une planète peut être tellurique, les savants pensent qu'il peut s'agir d'une très grosse planète rocheuse, la première de ce type qui serait donc découverte… Néanmoins il peut tout aussi bien s'agir d'une très petite gazeuse…

Certains scientifiques ont imaginé une classe particulière d'exoplanètes, les planètes chtoniennes, résidus rocheux de géantes gazeuses à l'atmosphère soufflées.

Depuis, les premières planètes extrasolaires comparables à la Terre ont été découvertes. La découverte de ces nouvelles planètes comparables à la Terre ouvre des perspectives en matière d'exploration spatiale et autorise l'humanité à penser qu'un jour peut-être elle pourra aller coloniser de nouvelles Terres.

Une étoile est une sphère de plasma dont le diamètre (plusieurs centaines de milliers de kilomètres) et la densité sont telles que la région centrale — le cœur — atteint la température nécessaire (de l'ordre du million de kelvins au minimum) à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire. Une étoile génère donc un rayonnement dans le spectre visible, au contraire de la plupart des planètes (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de radiation pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à faire dilater l'astre.
Le soleil est lui-même une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est représentative de celle des autres étoiles.

Caractéristiques principales

Une étoile est caractérisée par différentes grandeurs :

La masse
Le diamètre
Sa composition Chimique
Sa magnitude
Sa température et sa couleur
Sa vitesse de rotation
Son champ magnétique

La Masse

La masse est une des caractéristiques les plus importantes d’une étoile. En effet, cette grandeur détermine sa durée de vie ainsi que son comportement pendant son évolution et la fin de sa vie : une étoile massive sera très lumineuse mais sa durée de vie sera réduite.

Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 300 fois la masse du soleil, soit (très) près de 2.1030 kilogrammes (2 milliards de milliards de milliards de tonnes). En dessous de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l’astre ainsi formé est une naine brune. Au-delà de la masse maximale, la force de gravité est insuffisante pour retenir toute la matière de l’étoile une fois les réactions nucléaires entamées. Jusqu'à peu, on pensait que la masse d'une étoile ne pouvait excéder 120 à 150 fois la masse solaire mais la récente découverte d'une étoile ayant une masse 320 fois supérieure à celle du soleil a rendu cette hypothèse caduque.

Le Diamètre

Comparativement à notre planète (12 756 km de diamètre), les étoiles sont gigantesques : le soleil a un diamètre d’environ un million et demi de kilomètres et certaines étoiles (comme Antarès ou Bételgeuse) ont un diamètre des centaines de fois supérieur à ce dernier.

Le diamètre d’une étoile n’est pas constant dans le temps : il varie en fonction de son stade d’évolution. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques (RR Lyrae, Céphéides, Miras, etc.)

Des interféromètres comme celui du VLT de l’ESO au Chili ou CHARA en Californie permettent la mesure directe du diamètre des étoiles les plus proches.

La Magnitude

La magnitude mesure la luminosité d’une étoile ; c’est une échelle logarithmique de son flux radiatif. La magnitude apparente dans un filtre donné (ex. : le visible noté mv), qui dépend de la distance entre l’étoile et l’observateur, se distingue de la magnitude absolue, qui est la magnitude de l’étoile si celle-ci était arbitrairement placée à 10 parsecs de l’observateur. La magnitude absolue est directement liée à la luminosité de l’étoile à condition de tenir compte d’une correction dite bolométrique (on la note BC). L’introduction de l’échelle logarithmique des magnitudes vient du fait que l’œil possède une sensibilité également logarithmique, en première approximation.

La température et couleur

La plupart des étoiles paraissent blanches à l’œil nu, parce que la sensibilité de l’œil est maximale autour du jaune. Mais si nous regardons attentivement, nous pouvons noter que de nombreuses couleurs sont représentées : bleu, jaune, rouge (les étoiles vertes n'existent pas). L’origine de ces couleurs resta longtemps un mystère jusqu’à il y a deux siècles, quand les physiciens eurent suffisamment de compréhension sur la nature de la lumière et les propriétés de la matière aux très hautes températures.

La couleur permet de classifier les étoiles suivant leur type spectral (qui est en rapport avec la température de l’étoile). Les types spectraux vont du plus violet au plus rouge, c’est-à-dire du plus chaud vers le plus froid. Ils sont classés par les lettres O B A F G K M.

Mais il ne suffit pas de caractériser une étoile par sa couleur (son type spectral), il faut aussi mesurer sa luminosité. En fait, pour un type spectral donné, la taille de l’étoile est corrélée à sa luminosité, la luminosité étant fonction de la surface — et donc de la taille de l’étoile.
Les étoiles O et B sont bleues à l’œil comme β Orionis ; les étoiles A sont blanches comme α Canis Majoris (Sirius) ou α Lyrae (Vega) ; les étoiles F et G sont jaunes, comme le soleil ; les étoiles K sont orange comme α Bootis (Arcturus) ; et enfin les étoiles M sont rouges comme α Orionis (Bételgeuse).

On peut définir un indice de couleur, correspondant à la différence de flux photométrique dans deux bandes spectrales dites bandes photométriques (les filtres). Par exemple, le bleu (B) et le visible (V) formeront ensemble l’indice de couleur B-V dont la variation est reliée à la température de surface de l’étoile et donc à son type spectral. Les indices de température les plus utilisés sont le B-V, le R-I et le V-I car ce sont les plus sensibles à la variation de la température.

Structure d'une étoile

Une étoile est caractérisée par différentes parties :

Le noyau
La zone radiative
La zone convective
La photosphère
La couronne


Le Noyau

Le noyau (ou cœur) est la partie centrale de l’étoile, concentrant une grande partie de la masse de l’astre, dans laquelle se déroulent les réactions thermonucléaires qui dégagent l’énergie nécessaire à sa stabilité. Le noyau est la zone la plus dense et la plus chaude, et, dans le cas du soleil, atteint la température de 15,7 millions de kelvins.

Une partie de l’énergie dégagée sous forme de photons commence alors un long voyage vers l’extérieur, car un plasma est opaque et la lumière y voyage très difficilement. On estime qu’un photon met plusieurs millions d’années avant d’atteindre la surface de l’étoile par transfert de rayonnement puis par convection vers la surface.

Photosphère

La photosphère est la partie externe de l’étoile qui produit la lumière visible. Elle est plus ou moins étendue : de moins de 1 pourcent du rayon pour les étoiles naines (quelques centaines de kilomètres) à quelques dizaines de pourcents du rayon de l’étoile pour les plus géantes. La lumière qui y est produite contient toutes les informations sur la température, la gravité de surface et la composition chimique de l’étoile. Pour le soleil, la photosphère a une épaisseur d’environ 400 kilomètres.

La Couronne

La couronne est la zone externe, ténue et extrêmement chaude du soleil. Elle est due à la présence d'un champ magnétique, produit dans la zone convective ; on peut l’observer lors des éclipses de soleil. C’est grâce à l’étude de la couronne au XIXe siècle que l’astronome Jules Janssen a découvert l’existence du gaz rare dont le nom fait référence au soleil (Hélios) : l’hélium. Le fait que la température de la couronne atteigne plusieurs millions de degrés est un problème théorique difficile et non encore complètement résolu. Il est probable que la plupart des étoiles de faible masse (contenant une zone convective externe) possèdent des champs magnétiques et donc des couronnes.

Les différents types d'étoiles

Les astronomes classent les étoiles en utilisant la température effective et la luminosité. Cette classification à deux paramètres permet de définir des types spectraux (luminosité) variant de VI à I, les naines étant classées V. Le soleil est de classe V. Parmi ces classes on distingue différentes catégories liées à la température de surface.

Par exemple les :

Naines brunes,
Naines rouges,
Naines jaunes,
Géantes rouges,
Géantes bleues,
Supergéantes rouges,
Naines blanches,
Etoiles à neutrons
Trous noirs

Si la plupart des étoiles se placent facilement dans l’une ou l’autre de ces catégories, il faut garder en tête qu’il ne s’agit que de phases temporaires. Au cours de son existence, une étoile change de forme et de couleur, et peut passer d’une catégorie à une autre.

Naines Rouges


Les naines rouges sont de petites étoiles rouges. On les considère comme les plus petites étoiles en tant que telles. Les astres plus petits comme les naines blanches, les étoiles à neutrons et les naines brunes ne consomment pas de carburant nucléaire. La masse des naines rouges est comprise entre 0,08 et 0,8 masse solaire. Leur température de surface entre 2 500 et 5 000 K leur confère une couleur rouge. Les moins massives d'entre elles (au-dessous de 0,35 masse solaire environ) sont entièrement convectives. Ces étoiles brûlent lentement leur carburant, ce qui leur assure une très longue existence. Elles sont les plus abondantes : au moins 80 % des étoiles de notre Galaxie sont des naines rouges.
La plus proche voisine du soleil, Proxima du Centaure, en est une. Il en est de même du second système stellaire, le plus proche système solaire, l’étoile de Barnard est aussi une naine rouge.

Naines Brunes

Les naines brunes sont des étoiles, ou plutôt, ce sont des étoiles « manquées ». Leur masse est située entre celles des petites étoiles et des grosses planètes. En effet, au moins 0,08 masse solaire est nécessaire pour qu’une proto-étoile amorce des réactions thermonucléaires et devienne une véritable étoile. Les naines brunes ne sont pas suffisamment massives pour démarrer ces réactions. Elles peuvent rayonner cependant faiblement par contraction gravitationnelle.

Naines Jaunes


Les naines jaunes sont des étoiles de taille moyenne — les astronomes ne classent les étoiles qu’en naines ou en géantes. Leur température de surface est d’environ 6 000 K et elles brillent d’un jaune vif, presque blanc. À la fin de son existence, une naine jaune évolue en géante rouge, qui en expulsant ses couches externes — déployant alors une nébuleuse planétaire —, dévoile une naine blanche.Le soleil est une naine jaune typique.

Géantes Rouges

La phase géante rouge annonce la fin d’existence de l’étoile, qui atteint ce stade lorsque son noyau a épuisé son principal carburant, l’hydrogène : des réactions de fusion de l’hélium se déclenchent, tandis que le centre de l’étoile se contracte, et que ses couches externes gonflent, refroidissent et rougissent. Transformé en carbone et en oxygène, l’hélium s’épuise à son tour et l’étoile s’éteint. Les couches externes de l’astre s’éloignent et son centre se contracte, dévoilant une naine blanche.

Géante bleue et supergéante rouge

Sur le diagramme HR, le coin supérieur gauche est occupé par des étoiles très chaudes et brillantes : les géantes bleues. Ces étoiles très massives, au moins dix fois plus grosses que le soleil, consomment rapidement leur hydrogène.

Lorsque le noyau d’une géante bleue ne contient plus d’hydrogène, la fusion de l’hélium prend le relais. Ses couches externes enflent et sa température de surface diminue. Elle devient alors une supergéante rouge.

L’étoile fabrique ensuite des éléments de plus en plus lourds : fer, nickel, chrome, cobalt, titane… À ce stade, les réactions de fusion s’arrêtent et l’étoile devient instable. Elle explose en une supernova et laisse derrière elle un étrange noyau de matière qui demeurera intact et qui deviendra, selon sa masse, une étoile à neutrons ou un trou noir.

Naines Blanches

Les naines blanches sont les résidus de l’évolution des étoiles de faible masse (entre ~0,8 et ~5 à 8 masses solaires). Le soleil ayant (par définition) une masse d’une masse solaire, il finira aussi en naine blanche. Les naines blanches sont des étoiles « mortes » puisqu’elles ne sont plus le lieu de réactions thermonucléaires produisant de la chaleur. Cependant, elles sont initialement très chaudes et de couleur relativement blanche. Petit à petit, elles se refroidissent par rayonnement, pour devenir des astres froids. Leur taille est environ égale à celle de la Terre.

Les naines blanches, comme les étoiles à neutrons sont constituées de matière dégénérée. La densité moyenne d’une naine blanche est telle qu’une cuillère à thé de matière d’une telle étoile aurait, sur Terre, le poids d’un éléphant, soit environ 1 T⋅cm-3. En fait, dans cette matière, les électrons, étant très proches les uns des autres, commencent alors à se repousser énergiquement. Le facteur principal de la pression provient alors du principe d'exclusion de Pauli ; c’est la pression de dégénérescence qui s’oppose à celle de la gravitation. La naine blanche est donc en équilibre malgré l’absence de fusion nucléaire en son noyau. La pression des électrons peut supporter une masse de 1,44 fois celle du soleil : c’est la limite de Chandrasekhar.

Si une naine blanche devient plus massive (en aspirant la matière d’une autre étoile, par exemple), elle explose en supernova et est largement pulvérisée en nébuleuse. C'est le type des supernovas thermonucléaires.

Procyon B et Sirius B sont des naines blanches.


Naines Noires

Comme une plaque chauffante qu’on éteint, les naines blanches se refroidissent inexorablement. Toutefois, cela se fait très lentement, en raison de leur masse. Elles perdent peu à peu leur éclat et deviennent invisibles au bout d’une dizaine de milliards d’années. Ainsi, toute naine blanche se transforme en naine noire.

L’Univers, vieux de 13,7 milliards d’années, est encore trop jeune pour avoir produit des naines noires.

Après sa mort, le soleil deviendra une naine blanche puis une naine noire. Ce sort l’attend dans environ 15 milliards d’années.

Étoile à neutrons et trou noir

Les étoiles à neutrons sont très petites mais très denses. Elles concentrent la masse d’une fois et demi celle du soleil dans un rayon d’environ 10 kilomètres. Ce sont les vestiges d’étoiles très massives de plus de 10 masses solaires dont le cœur s'est contracté pour atteindre des valeurs de densité extraordinairement élevées, comparables à celles du noyau atomique.

Lorsqu’une étoile massive arrive en fin de vie, elle s’effondre sur elle-même, en produisant une impressionnante explosion appelée supernova. Cette explosion disperse la majeure partie de la matière de l'étoile dans l’espace tandis que le noyau se contracte et se transforme en une étoile à neutrons. Ces objets possèdent des champs magnétiques très intenses (pour les plus intenses, on parle de magnétar). Le long de l’axe magnétique se propagent des particules chargées, électrons par exemple, qui produisent un rayonnement synchrotron.

Le moment cinétique de l’étoile étant conservé lors de l’effondrement du noyau, l’étoile à neutrons possède une vitesse de rotation extrêmement élevée, pouvant atteindre le millier de tours par seconde. Si par chance un observateur sur Terre regarde dans la direction d’une étoile à neutrons et que la ligne de visée est perpendiculaire à l’axe de rotation de l’étoile, celui-ci verra alors le rayonnement synchrotron des particules chargées se déplaçant sur les lignes de champ magnétique. Ce phénomène de phare tournant s’appelle le phénomène de pulsar. On trouve des pulsars dans des restes de supernovas, le plus célèbre étant le pulsar de la nébuleuse du Crabe, né de l’explosion d’une étoile massive. Cette supernova fut observée par les astronomes chinois depuis le matin du 4 juillet 1054, en plein jour pendant trois semaines et durant la nuit pendant près de deux ans.

Parfois, le noyau de l’étoile morte est trop massif pour devenir une étoile à neutrons. Il se contracte inexorablement jusqu’à former un trou noir.

Étoile variable

Alors que la plupart des étoiles sont de luminosité presque constante, comme le soleil qui ne possède pratiquement pas de variation mesurable (environ 0,1 % sur un cycle de 11 ans), la luminosité de certaines étoiles varie de façon perceptible sur des périodes de temps beaucoup plus courtes, parfois de façon spectaculaire.

Diagramme des différents types d'étoiles en fonction de leur température

Evolution d'une étoile

L’histoire d’une étoile est entièrement déterminée par sa masse M et sa composition chimique X, Y, Z (théorème de Vogt et Russell). M détermine sa durée d’existence, et conditionne sa fin. L’évolution d’une étoile passe par plusieurs phases, la première est la phase naine ou séquence principale, la seconde est la phase géante puis supergéante pour terminer par la phase finale telle une supernova ou une nébuleuse planétaire.

Formation


Une étoile nait de la contraction d’un nuage riche en hydrogène. Sous l’influence d’une onde de densité (bras de galaxie), d’une onde de choc (supernova ou nova proche), ou d’une fluctuation de densité au sein de celui-ci, une région commence à se contracter. Par un effet boule de neige, cette région, de plus en plus dense attire à elle de plus en plus de gaz. La contraction du gaz entraine son échauffement : la proto-étoile rayonne (dans l’infrarouge). Ce rayonnement ralentit par pression de radiation, mais n’interrompt pas, l’inexorable action de la gravitation. Si l’échauffement est suffisant, il peut initier des réactions nucléaires au cœur du nuage. L’énergie dégagée par ces réactions arrête la contraction du fait de la pression de radiation ainsi générée.

Séquence Principale

Sous l’effet de la contraction, le noyau de l’étoile (sa partie centrale) atteint des valeurs de pression et de température extrêmes, qui vont jusqu’à l’allumage des réactions thermonucléaires (voir plus haut). L’étoile entre alors dans ce qu’on appelle la séquence principale, période pendant laquelle son noyau, initialement et essentiellement constitué d’hydrogène et d’hélium, va progressivement se transformer en hélium.

Durant cette période, l’antagonisme énergie produite / gravitation concourt à la stabilité de l’astre :

Si le flux d’énergie venant du noyau vient à diminuer, la contraction qui s’ensuit accélère le rythme de production d’énergie qui stoppe la contraction ; inversement, un emballement de la production d’énergie entraine une dilatation de l’étoile, donc son refroidissement, et l’emballement s’arrête. Ainsi, il en résulte une grande stabilité de l’étoile qui est décrite dans la théorie de la structure interne stellaire sous l’appellation « pic de Gamow » : c’est une sorte de thermostat stellaire.

Fin de l'étoile


Plus une étoile est massive, plus elle consomme rapidement son hydrogène. Une grosse étoile sera donc très brillante, mais aura une courte durée de vie. Lorsque le combustible nucléaire se fait trop rare dans le noyau de l’étoile, les réactions de fusion s’arrêtent. La pression créée par ces réactions ne compensant plus les forces de gravitation, l’étoile s’effondre sur elle-même. Plus une étoile est grosse, plus la fin de son existence sera cataclysmique, pouvant aller jusqu’à prendre la forme d’une gigantesque explosion (supernova) suivi de la formation d’une étoile à neutrons voire dans les cas extrêmes (selon la masse de l’étoile) d’un trou noir.

La «particule de Dieu» enfin dévoilée.

VIDÉO - Le directeur du Cern a annoncé la découverte d'une nouvelle particule qui a toutes les apparences du célèbre boson de Higgs, imaginé au début des années 60 et dont la traque expérimentale a démarré il y a environ 30 ans.

Au terme de deux présentations historiques effectuées au Cern*, à Genève, le directeur de l'organisation, Rolf Heuer, se tourne vers l'auditoire, un grand sourire aux lèvres: «Je pense qu'on l'a, qu'est ce que vous en dites?» Dans une grande clameur et un tonnerre d'applaudissements, les dizaines de physiciens réunis dans la salle lâchent un vibrant «YEAH!». L'explosion de joie est à la mesure de la découverte, l'une des plus importantes de ces dernières décennies: après 30 ans de traque, ils ont enfin mis la main sur le boson de Higgs, la «particule de Dieu».

Ce boson serait à l'origine d'un mécanisme, imaginé au début des années 60 par le Britannique Peter Higgs, et les Belges François Englert et Robert Brout, qui expliquerait la notion même de masse. Neuf milliards d'euros et 7000 chercheurs du monde entier auront été nécessaires à la construction et à l'exploitation de l'instrument qui a permis aujourd'hui son observation: le LHC. Cet anneau de plusieurs kilomètres dans lesquels des protons sont envoyés les uns contre les autres à des vitesses proches de celle de la lumière devait permettre de recréer les conditions extrêmes nécessaires à l'apparition de quelques uns de ces bosons. Il a parfaitement rempli son office. Les deux principaux détecteurs, Atlas et CMS, aussi.



La chasse au boson de Higgs par CNRS

Sandrine Laplace, qui a travaillé pour le compte du CNRS sur CMS, explique la prouesse expérimentale par une analogie. «Si nous avions pu emmagasiner toute la «musique» des données fournies par le LHC pendant un an, nous en aurions pour 600 millions d'années à tout écouter. Matériellement, nous n'avons pu enregistrer que 40 ans de musique en choisissant soigneusement les morceaux qui nous paraissaient les plus pertinents. Cela représente déjà une pile virtuelle de 20 kilomètres de CD. Dans cette masse, les apparitions du boson de Higgs ne représentent que quelques notes éparses noyées dans le bruit de fond. Quelques minutes de musique tout au plus.»

Devant la complexité de la tâche, on pensait qu'il faudrait plusieurs années de répétition à l'orchestre, le LHC, et aux ingénieurs du son, les détecteurs, pour effectuer les enregistrements et les retravailler. Il n'en a rien été. L'annonce de la découverte intervient ainsi quelques années plus tôt que prévu. Le théoricien Peter Higgs, qui assistait à la conférence du Cern, s'est d'ailleurs effacé devant le formidable travail des manipulateurs et leur a simplement rendu hommage.

Une masse entre 125 et 126 GeV

Les enregistrements des deux expériences Atlas et CMS ont été réalisés de façon indépendante avec des outils de détection très différents. Comme le boson de Higgs disparaît très vite, les chercheurs ne pouvaient le débusquer que par l'intermédiaire des particules issues de sa désintégration: généralement deux photons ou quatre électrons. Problème, le boson de Higgs n'est pas le seul à émettre ces «notes de musique»…

Des analyses statistiques poussées ont été nécessaires pour assurer que les quelques bosons entraperçus dans les données de 2011 n'étaient pas le fruit du hasard. «Nous avons fait tous nos calculs en aveugle pour ne pas se laisser influencer par ce que nous pouvions découvrir», raconte Florian Beaudette, un jeune chercheur du CNRS qui a travaillé sur Atlas. «Lorsque nous avons ouvert la boîte noire mi-juin, la surprise était là. C'était très émouvant.»

Le boson pèserait environ 130 fois la masse d'un atome d'hydrogène. Cela représente en terme d'énergie, l'unité couramment utilisée en physique des particules**, entre 125 et 126 GeV. La probabilité que les observations effectuées ne soit que des bruits de fond intempestifs n'est que d'une chance sur dix millions pour chacune des expériences: c'est le seuil minimal requis en physique des particules pour crier victoire. Dans quelques mois, quand les données des deux expériences auront été agrégées, ce chiffre va encore chuter.

Le fonctionnement du LHC prolongé quelques mois

Mais s'agit-il bien du boson de Higgs? Pour Laurent Serin, directeur de l'IN2P3, «on est quasiment sûr qu'il s'agit bien d'un Higgs. Mais certaines théories nouvelles prévoient qu'il puisse en exister plusieurs différents, cinq pour être précis.» En d'autres termes, les chercheurs tiennent bien un boson, mais ils ne sont pas encore certains qu'il s'agisse exactement de celui prévu par la théorie. «Il manque notamment une information sur son spin, une caractéristique qui permet de qualifier le nombre de symétries de la particule», explique Philippe Chomaz, directeur de l'Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'univers du CEA. «Le boson de Higgs doit avoir un spin de zéro, c'est-à-dire qu'il doit toujours être identique quelque soit l'endroit d'où on l'observe. Un peu comme une sphère en géométrie.»

Le directeur du Cern, Rolf Heuer, a d'ores et déjà annoncé que la période de fonctionnement du LHC serait prolongée de quelques mois fin décembre afin d'emmagasiner un maximum de données avant son arrêt pour maintenance. Le LHC ne redémarrera ensuite qu'en 2014 et fonctionnera alors à une énergie deux fois plus grande qu'aujourd'hui. A ces énergies, les chercheurs n'ont aucune idée de ce qu'ils vont trouver. «Nos théories actuelles ne sont plus valables dans ces domaines et c'est peut-être une nouvelle physique qui nous attend», s'enthousiasme Laurent Serin. Le voyage vers l'infiniment petit continue.

Le Figaro.fr