Le système solaire

Nom Distance au soleil (UA) Période de révolution Inclinaison (°) Excentricité Diamètre équatorial (km) Masse (kg) Densité (g/cm3) Période de rotation Satellites connus Notes

Planètes intérieures
Mercure 0,3871 87,97 j 7,00 0,206 4880 3,30E+023 5,43 58,65 0
Venus 0,7233 224,70 j 3,39 0,007 12104 4,87E+024 5,2 243,02 0 Rotation rétrograde
Terre 1,0000 365,26 j 0,00 0,017 12756 5,97E+024 5,52 0,9973 1
Mars 1,5237 686,96 j 1,85 0,093 6805 6,42E+023 5,03 1,0260 2

Ceinture d'astéroïde (objets principaux uniquement)
Vesta 2,3618 3,63 a 7,13 0,089 530 2,70E+020 4,3 0,2226 0
Junon 2,6678 4,36 a 12,97 0,258 233,9 2,82E+019 3,9 0,3004 0
Cérès 2,7671 4,60 a 10,58 0,080 946 9,45E+020 2,05 0,3781 0
Pallas 2,7722 4,62 a 34,85 0,230 524,4 2,06E+020 4,2 0,3256 0
Ida 2,8610 4,84 a 1,14 0,046 56×24×21 ? E+017 2,5 0,1924 1
Interamnia 3,0628 5,36 a 17,29 0,149 316,6 3,30E+019 2 0,3640 0
Europe 3,0998 5,46 a 7,47 0,102 302,5 2,90E+019 2 0,2347 0
Hygie 3,1374 5,56 a 3,84 0,119 407,1 1,00E+020 2,76 1,1510 0
Davida 3,1668 5,64 a 15,94 0,185 326,1 3,60E+019 2 0,2137 0

Planètes géantes
Jupiter 5,2034 11,87 a 3,12 0,048 142984 1,90E+027 1,33 0,4135 63
Saturne 9,5371 29,45 a 2,48 0,054 120536 5,68E+026 0,69 0,444 33
Uranus 19,1913 84,07 a 0,77 0,023 51312 8,68E+025 1,32 0,718 26 Rotation rétrograde
Neptune 30,0690 164,89 a 1,77 0,009 49922 1,02E+026 1,64 0,67 13

Objets transnéptuniens (objets principaux uniquement, dont Pluton)
Orcus 39,4729 248,00 a 20,56 0,218 entre 840 et 1880
environ 2 0
Pluton 39,4817 248,09 a 17,14 0,249 2390 1,31E+022 2 6,39 3
Ixion 39,5119 248,37 a 19,62 0,241 759 2,30E+020 1 0
2003 EL61 43,3391 285,01 a 28,19 0,189 entre 1960 et 2500 4,21E+021 entre 2,6 et 3,34 0,16 2
2005 FY9 45,7627 306,64 a 29,00 0,150 entre 1200 et 1800 0
Varuna 43,1249 283,20 a 17,16 0,051 entre 840 et 1240 5,90E+020 environ 1 0,26 0
Quaoar 43,3766 285,69 a 7,98 0,034 1250 ? E+021 environ 1 0,74 0
2003 UB313 67,6681 557,02 a 44,19 0,442 2400 + de 0,33 1
Sedna 505,7543 11374,11 a 11,93 0,850 entre 1200 et 1700 1,60E+021 environ 1 environ 0,42 0

* UA : Unité astronomique (1 UA = 149.6 millions de km)

Soleil

Le Soleil est une étoile ordinaire de type G2 parmi les quelques centaines de milliards d'étoiles que compte notre Galaxie la voie lactée et qui possède un système solaire dont une d'entre elle est la terre notre planète.

Avec un diamètre de 1,392 millions de kilomètres (soit 110 fois celui de la Terre) et une masse de 1,9891x1030 kg et pourtant notre étoile n'est pas particulierement grosse, certaines étoiles ont plus de 10 fois la masse du Soleil. Toutefois le Soleil est de loin l'astre le plus lourd de notre système solaire puisque il représente à lui seul 99.8% de ça masse totale. Le Soleil est actuellement constitué de 73.46% d'hydrogène et 24.85% d'hélium. On trouve également 0.77% d'oxygène, 0.29% de carbonne, 0.16% de fer 0.12% de néon, 0.09% d'azote, 0.07% de silicium, 0.05% de magnésium, 0.04% de soufre. Le tout en masse, en nombre d'atomes il y a 92,1% d'hydrogène et 7,8% d'hélium.

Les conditions de température et de pression au centre du Soleil sont extrêmes : il y règne une température de 15 millions de degrés et la pression est de 250 milliards d'atmosphères. Les gaz y sont compressés à une densité équivalente à 150 fois celle de l'eau. Cette pression extrême fait que les atomes d'hydrogène fusionnent pour former des atomes d'hélium (fusion nucléaire). Chaque seconde au coeur du Soleil, environ 700 millions de tonnes d'hydrogène sont converties en 695 millions de tonnes d'hélium et 5 millions de tonnes d'énergie : 386 milliards de milliards de mégawatts.

Juste au dessus du noyau ce trouve la zone radiative, à une température de 2 à 7 millions de degrés. Cette chaleur est transmise à la zone convective par l'intermédiaire d'une couche appelé tachocline. C'est cette couche convective où la température diminue de 2 millions de degrés à 6000°K.

La surface visible du Soleil est la photosphère, Qui à une température de 5000°K. On remarque que la surface est constituée de bulles d'environ 1000km de diamètre et qui apparaissent et éclatent en 10 à 15 minutes en moyenne. Les taches solaires sont des régions froides de la photosphère à seulement 3500°K, elles sont noires comparées aux régions environnantes plus chaudes. Leur taille peut atteindre 50 000 kilomètres de diamètre et sont présente aux endroits on le champ magnétique sort et rentre du Soleil ce qui explique la variation du nombre de tache selon le champ magnétique qui varie selon un cycle de 11 ans.

la couronne et s'étend à des millions de kilomètres dans l'espace. On ne peut l'observer qu'à l'occasion d'une éclipse on avec un coronographe car la lumière qu'elle émet est très faible. Elle est très peu dense et formée de matière fortement ionisé. La température de la couronne est de 20 000 °K pour la partie la plus proche de la photosphère et dépasse le million de degrés pour les régions extérieures.

Le vent solaire est un flot de particules chargées, principalement des électrons et des protons, qui se propage à travers le système solaire à la vitesse de 450 km/s. Le vent solaire et des particules de niveau énergétique plus élevé éjectées par des éruptions solaires peuvent avoir des conséquences importantes sur la Terre, allant des surtensions dans les lignes électriques jusqu'aux magnifiques aurores boréales. Il est aussi responsable de la queue des comètes, qui est donc toujours dirigée à l'opposé du Soleil, et a des effets mesurables sur les trajectoires des vaisseaux spatiaux. Un projet de vaisseau propulsé uniquement par le vent solaire a déjà été envisagé mais il faudrait une voile très légère et de plusieurs kilomètres carrés pour obtenir une poussée significative.

Le Soleil est âgé d'environ 4,5 milliards d'années. Depuis sa naissance, il a consommé à peu près la moitié de son hydrogène en le transformant en hélium par réaction de fusion nucléaire. Il va brûler le reste de son hydrogène pendant encore au moins 5 milliards d'années tout en doublant progressivement sa luminosité. Mais le noyau du Soleil va finir par manquer d'hydrogène, le Soleil deviendra une géante rouge, en combinant l'hélium en carbone puis en oxygène finalement elle deviendra si grosse que sont diamètre dépassera l'orbite de Mars. Toutefois ça masse n'aura pas changé ce qui fait que le Soleil va perdre peut à peu le gaz qui ce trouve à la périphérie et qu'il ne restera plus que le noyau : une naine blanche, entouré de ça nébuleuse annulaire.

Mercure

Mercure est la planète la plus proche du Soleil : 58 millions de kilomètres (0,38 UA). C'est la 2eme planète la plus petite du système solaire avec 4878 km elle se trouve juste après Pluton qui est deux fois plus petite avec 2390 km. L'orbite de Mercure est très excentrique: son périhélie ne se situe qu'à 46 million de km du Soleil alors que son aphélie est à 70 millions de km. Les astronomes du 19ème siècle firent des observations minutieuses de l'orbite de Mercure mais ils ne purent expliquer son excentricité.

Mercure n'a été visitée que par une seule sonde spatiale: Mariner 10. Elle survola la planète 3 fois en 1973 et 1974 et seulement 45% de la surface a pu être cartographiée. La sonde Messenger y à été envoyée en 2004 et fera trois passages a 200 km de Mercure en 2008 et 2009. Après ça elle ce mettra en orbite autour de la planète en 2011 où elle étudiera ça très mince atmosphère et magnétosphère. Les images devrait être transmises pendant 1 an avec une résolution de 250m par pixel. La mission européenne et japonaise prévoit le lancement de BepiColombo vers 2012, 2 sondes : une pour la cartographie et l'autre pour la magnétosphère. Il était prévu d'atterrir sur la planète avec une mission automatisée mais ça à dû être abandonné faute de budget.

Les variations de température sur Mercure, allant de -180 °C à 430 °C, sont les plus extrêmes du système solaire. En comparaison, la température sur Vénus est légèrement plus élevée mais elle est aussi beaucoup plus stable. Notez qu'au pôles ce trouvent des cratères qui ne voient jamais la lumière du Soleil il serait donc possible qu'il y est des éléments volatils au fond de ceux si. Le radiotélescope d'Arecibo à détecté de la glace d'eau en 1991. Cet eau pourrait provenir de la chute de comète ou importées des régions chaudes où un dégazage serait possible.

Une des caractéristiques les plus importantes observée sur la surface de Mercure est le bassin Caloris d'un diamètre de 1350 km. Tout comme les bassins lunaires, il fut probablement formé par l'impact d'un météore de plus de 100 km de diamètre. Le choc fut très violent puisqu'aux antipodes une vaste zone en a été modifiée par un effet de focalisation des ondes sismiques dues à l'impact.

Mercure possède un léger champ magnétique d'environ 1 micro T soit un peu moins d'1/60 du champ magnétique terrestre. Ce dernier serait dû a ce que le noyau de la planète soit partiellement fondu. Toutefois le noyau parait pas assez chaud pour que le fer et le nickel ne soit fondu. Il pourrait être le reste d'un effet dynamo qui à été figé avec le temps ou causé par une masse de soufre.

Mercure est parfois visible avec des jumelles ou même à l'oeil nu, mais elle est toujours très proche du Soleil et difficile à observer dans la pénombre. Elle doit être observée avant le lever du Soleil ou après son coucher, l'observer alors que le Soleil serait levé serait dangereux. Parfois Mercure passe devant le Soleil il est alors observable (avec des protections) comme un point qui traverse le disque solaire.

Mercure ne possède pas de satellite.

Venus

Vénus est la deuxième planète du Soleil : 108 millions de kilomètres (0,72 UA). La 6ème planète par ordre croissant de taille : 12103,6 km. Avec une excentricité de moins de 1%, l'orbite de Vénus est la plus circulaire du système solaire.

Vénus est la Déesse de l'amour et de la beauté. Elle doit probablement son nom au fait que c'est la planète la plus brillante de la voûte céleste. On a d'ailleurs donné à la plupart des bassins, cratères, et autres caractéristiques de la surface de Vénus des noms féminins.

Vénus est aussi appelée l'Étoile du Berger du fait qu'elle apparaît peu avant le coucher ou le lever du Soleil, c'est-à-dire l'heure à laquelle les bergers devaient rentrer ou sortir leurs troupeaux.

Venus est très semblable a la Terre par ça taille, d'ailleurs a une certaines époque on n'exclurait pas la présence de vie sur Venus, ce qui expliquait d'ailleurs la disparition des sondes qui devait y atterrir, toutefois il à été rapidement montré que la planète n'était pas vraiment habitable avec une température à la surface de 480°C une pression 90 fois plus important que la Terre, ce qui correspond à la pression qui s'exerce à un kilomètre de profondeur dans un océan terrestre.

La seule sonde à avoir résisté est Venera 14 que les soviétiques ont posé là bas en 1982. La sonde a duré 55 minutes et nous a montré un sol comme aplati par la pression. La mire de couleurs qui à été envoyé pour le calibrage à totalement changé de teinte à cause de la température.

La cause est l'extrême effet de serre qui s'y trouve, l'atmosphère vénusienne est constituée principalement de dioxyde de carbone (gaz carbonique) à 96% et d'azote à 3,5%. Les nuages de Vénus sont formés de petites gouttes d'acide sulfurique et se situent à une altitude élevée, entre 48 et 58 km au-dessus de la surface ce qui fait des pluies acides qui redeviennent gazeux avant même d'arriver au sol. La surface de Vénus est donc plus chaude que celle de Mercure bien qu'elle soit deux fois plus éloignée du Soleil.

Des images radars recueillies par la sonde Magellan montrent que la surface de Vénus est couverte de coulées de lave. Elle présente aussi de nombreux volcans tels que Sif Mons (similaire au Mont Olympus de Mars). Des découvertes récentes ont permis de conclure que Vénus possède toujours une activité volcanique mais uniquement en quelques points particuliers de la planète. De plus, la plupart de ces régions sont plutôt calmes depuis quelques centaines de millions d'années.

La rotation de Venus est extrêmement lente : 243 jours, soit plus d'un an vénusien. Elle s'effectue dans le sens rétrograde c'est a dire dans le sens inverse que la plupart des planètes. La lenteur de cette rotation fait que Venus n'a pas le champ magnétique. La partie visible des nuages (altitude de 60 à 65 km) fait un tour de la planète 4,5 jours.

La Terre

La Terre décrit autour du Soleil une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers, dans un plan de l'écliptique. La distance Terre-Soleil varie de 147 103 311 kilomètres, en janvier (périhélie), et 152 105 142 kilomètres, en juillet (aphélie). La vitesse de la terre sur son orbite varie de 28,084 a 31,028 kilomètres par seconde.

L'année sidérale, de 365 jours 6 heures 9 minutes et 9 secondes, c'est le temps que la Terre met à revenir au même point de son orbite par rapport au Soleil. Afin d'éviter d'avoir a compter des franctions d'années une année fait 365 jours avec une année bissextile tous les 4 ans, mais pas si l'année est divisible pas 100. Toutefois tout les 400 ans une années bissextile a lieu. Cette solution complexe ne permet cependant pas d'atteindre une exactitude totale, il arrive donc que l'on ait a ajouter une 61e seconde a une minutes pour faire un réajustement.

La Terre tourne sur elle-même en 23 heures 56 minutes et 4 secondes, selon un axe incliné de 23° 27' sur le plan de l'écliptique ce qui cause le phénomène de saisons en produisant une variation de l'ensoleillement en un lieu de la terre. Aux latitudes situées entre 23°27' N et 23°27' S le soleil peut être a la verticale du lieu ses délimitations sont appelés tropiques du Cancer, pour le nord, et du Capricorne, pour la frontière sud. Inversement, les cercles polaires, par 66° 33', marquent les limites de la nuit polaire lors du solstice de l'hémisphère opposé.

Parmi les neuf planètes principales, la Terre est l'une des quatre planètes solides (= telluriques). Elles sont principalement composées de roches silicatées et de fer surtout dans le noyau, la densité dépendant de la composition elle sont également proches : les extrêmes sont 3,95 pour Mars et 5,52 pour la Terre qui est la plus dense suivie de très près par Mercure : 5,43).

Ce sont les Grecs qui, les premiers, conçoivent que la Terre est un objet en forme de sphère ; à partir de là, ils effectuent des mesures, dont certaines sont d'une étonnante précision. Au moyen-age cette vision des choses a bien été mis a mal par l'obscurantisme religieux mais elle réapparu a la Renaissance.

Le mouvement de la Terre elle ne sera découvert qu'a la renaissance par Copernic en 1543, Kepler montrera la forme elliptique de son orbite en 1596.

La révolution de la Terre autour du Soleil est à l'origine de l'année équinoxiale (= année tropique), qui marque le retour des saisons, sépare deux solstices ou deux équinoxes de même nature. L'année tropique dure 365 jours 5 heures 48 minutes et 45 secondes. l'année tropique est plus courte de 20 minutes en raison de la précession des équinoxes, c'est a dire la rotation de l'axe de la terre d'une période d'environ 25 800 ans, de la même maniere qu'une toupie qui tourne rapidement voit son axe changer lentement de direction.

La Lune

La Lune est le seul satellite naturel de la Terre. Les caractéristiques de ses mouvements apparents sont connus depuis la plus haute antiquité, les valeurs approximatives de ses paramètres physiques et orbitaux depuis le XVIIIe siècle. La précision de ces valeurs a ensuite considérablement augmenté avec les progrès de l'astronomie et avec l'exploration directe de la Lune.

La Lune a un rayon moyen de 1 738 kilomètres, une masse de 7,35x1022 kg et une densité moyenne de 3,34. Elle parcourt une orbite elliptique autour de la Terre, de rayon moyen égal à 384 402 kilomètres, d'excentricité voisine de 0,055, et inclinée en moyenne de 5° 9' par rapport à l'écliptique. L'axe des pôles est incliné de 83° 3' sur le plan orbital.

La période de révolution autour de la Terre est égale à la période de rotation de la Lune sur elle-même (27,32 jours : mois sidéral). À cause de cette égalité entre révolution et rotation, la Lune dirige toujours la même face appelée face visible vers la Terre. Ce synchronisme est la conséquence du freinage de la rotation de la Lune par les marées créées sur cette dernière par la Terre. Ce freinage s'est poursuivi jusqu'à ce que le synchronisme soit atteint. Dès ce moment, le bourrelet créé par la Terre sur la Lune est devenu fixe et n'a plus causé aucun freinage. Les seules marées sur la Lune sont actuellement provoquées par la variation d'amplitude de ce bourrelet due à la fluctuation de la distance Terre-Lune du fait de l'excentricité de l'orbite.

L'albédo moyen de la Lune est très faible (0,083), ce qui signifie que seuls 8,3 % de la lumière solaire sont réfléchis par la surface. La Lune ne possède pas d'atmosphère digne de ce nom : la pression au sol est inférieure à 10-13 atmosphère terrestre, ce qui est bien plus faible que les meilleurs vides obtenus en laboratoire. Cette absence d'enveloppe gazeuse explique les forts contrastes de température entre le jour et la nuit: la température atteint 130°C au Soleil et - 150°C la nuit. La Lune ne possède pas de moment magnétique décelable. Le champ magnétique actuel mesuré en surface est 1 000 fois plus faible que le champ qui règne à la surface de la Terre. Ce très faible champ magnétique superficiel est dû à un magnétisme rémanent des roches crustales, ce qui prouve qu'un très faible moment magnétique a existé il y a 4 milliards d'années.

L'aspect de la Lune vu depuis la Terre change au cours de sa révolution. À cause des positions relatives Terre-Lune-Soleil, la face visible peut être complètement éclairée par le Soleil (pleine Lune), entièrement plongée dans la nuit (nouvelle Lune), ou seulement partiellement éclairée (diverses phases de la Lune). L'intervalle entre deux phases identiques de la Lune appelé mois synodique est égal à 29,53 jours. Cette valeur est supérieure de 2,21 jours au mois sidéral à cause du mouvement de l'ensemble Terre-Lune autour du Soleil.

La vitesse de rotation de la Lune sur elle-même est presque parfaitement régulière, alors que sa vitesse orbitale varie périodiquement à cause de l'excentricité de son orbite (troisième loi de Kepler). La rotation de la Lune sur elle-même prend donc périodiquement de l'avance puis du retard par rapport à sa révolution.

Mars

En s'éloignant du Soleil, Mars est la quatrième planète du système solaire. Presque deux fois plus petite que la Terre (le tableau présente les caractéristiques physiques et orbitales comparées de ces deux objets), la planète rouge est un corps solide différencié qui posséderait une croûte de 50 kilomètres d'épaisseur moyenne, une lithosphère assez épaisse de 150 à 200 kilomètres et un noyau de taille imprécise de 1 400 à 2 000 kilomètres de rayon. Aucun champ magnétique n'a été décelé par les magnétomètres placés à bord des sondes orbitales; le noyau contiendrait peu de nickel et de fer, ou serait animé de mouvements trop lents pour pouvoir engendrer un effet dynamo.

Mars est situé à une distance moyenne de 1,524 unité astronomique du Soleil; de ce fait, sa période de révolution autour de celui-ci est presque le double de celle de la Terre (une année martienne = 687 jours terrestres). En revanche, la période de rotation sidérale de Mars (24 h 37 min 23 s) est très proche de celle de notre planète. L'orbite de Mars est fortement elliptique, et sa forte excentricité (0,093 contre 0,017 pour la Terre) entraîne d'importantes différences dans la durée des saisons (le printemps et l'été sont beaucoup plus longs dans l'hémisphère Nord que dans l'hémisphère Sud; tabl. ).

les températures de surface sont beaucoup plus basses que sur la Terre, et varient en moyenne entre -133 °C et +17 °C. Pendant l'été dans l'hémisphère Sud, Mars est plus proche du Soleil de 20 p. 100 environ que pendant la même saison dans l'hémisphère Nord. Il s'ensuit une augmentation de l'insolation d'environ 45 p. 100 qui produit une élévation sensible (30 °C).

Les analyses d'échantillons du sol réalisées par les sondes d'atterrissage Viking n'ont révélé aucune trace d'une activité biologique passée ou actuelle.

D'après les observations qui ont été réalisées par les sondes spatiales américaines Mariner-9 et Viking, la géologie martienne semble avoir été marquée par une importante activité volcanique et tectonique, ainsi que par la présence d'importantes quantités d'eau liquide à sa surface. Cette eau a aujourd'hui disparu, l'activité volcanique semble avoir cessé, et seule l'érosion éolienne continue à modifier superficiellement l'aspect de la surface martienne.

Mars possède deux satellites naturels: Phobos (du grec «terreur») et Deimos («panique»). Ces deux corps, très petits, très sombres et très proches de la planète, sont donc très difficiles à observer depuis la Terre (ils n'ont été découverts qu'en 1877, par Asaph Hall). Ils tournent autour de Mars dans le sens direct, sur des orbites circulaires situées dans le plan équatorial de la planète , et sont en rotation synchrone avec celle-ci, c'est-à-dire que leurs périodes de rotation sur eux-mêmes sont égales à leurs périodes de révolution autour de la planète; de ce fait, ils présentent toujours la même face vers Mars, et leur grand axe pointe vers celui-ci. Ces deux corps de forme irrégulière ont, en première approximation, la forme d'ellipsoïdes.

IdentificationOrbiteSatelliteObservationDécouverte
NomSigleTemporairedistance
km
révolution
jours
ExcentricitéInclinaison
en °
diamètre
en km
Densité
eau=1
Mag vu
de terre
Distance
planet ('')
DécouvreurDate découv
PhobosI93800,31890,01511,118.6 x 22.2 x 26.61,911,633Asaph Hall18/08/1877
DeimosII234601,26240,00021,810.9 x 12.4 x 15.02,212,780Asaph Hall12/08/1877

Les asteroides

Parmi les objets du système solaire dont les orbites ont été déterminées avec précision, la population des astéroïdes est de loin la plus nombreuse: le nombre d'objets catalogués dépassait 7 000 en 1998. Les astéroïdes sont des petits corps gravitant autour du Soleil et seux que l'on connait sont majoritèrement (95 %) entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter, situées respectivement à 1,5 ua et 5,2 ua du Soleil. Ils forment ce qu'on appelle la ceinture principale des astéroïdes. Certains de ces objets peu nombreux, dénommés Amor et Apollo, ont des orbites qui croisent celle de Mars ou même celle de la Terre !

Le premier astéroïde, (1)Cérès, est découvert à l'observatoire de Palerme, par son directeur, Giuseppe Piazzi, le 1er janvier 1801. Son orbite est reconnue elliptique et son demi-grand axe estimé à 2,8 ua, distance à laquelle la loi de Titius-Bode suggère l'existence d'une planète. Le 28 mars 1802, Wilhelm Olbers découvre (2) Pallas, dont la dimension de l'orbite est voisine de celle de Cérès, ce qui conforte l'hypothèse de l'explosion de la planète manquante. Un troisième astéroïde, (3) Junon, est découvert par Carl Ludwig Harding en 1804, un quatrième, (4) Vesta, à nouveau par Olbers, en 1807.

Les premiers astéroïdes découverts étaient situés à une distance du Soleil de 2,8 ua où la loi empirique de Titius-Bode prévoyait l'existence d'une planète jusqu'alors non observée. On a donc pensé que les astéroïdes étaient les fragments d'une planète éclatée. Cette hypothèse est maintenant complètement abandonnée. En revanche, la théorie largement admise aujourd'hui est que les astéroïdes sont des corps qui, à cause de perturbations gravitationnelles induites par Jupiter, n'ont jamais pu s'agglomérer pour former une planète.

L'étude approfondie des astéroïdes est importante essentiellement pour deux raisons: en premier lieu, elle permet de mieux comprendre la formation des planètes; en second lieu, l'évolution des orbites de ces petits corps perturbées par la présence des planètes fournit la possibilité de vérifier les théories de la mécanique céleste, en particulier la théorie des perturbations.

Jusqu'en 1890, les astéroïdes sont observés visuellement et reconnus comme tels à cause de leurs mouvements par rapport au Soleil. À partir de 1891, Max Wolf à Heidelberg et Auguste Charlois à Nice prennent les premières photographies d'astéroïdes. Les plaques photographiques étant exposées pendant une heure, les étoiles apparaissaient comme des points alors que les astéroïdes décrivaient un petit segment de droite. Cette technique, toujours utilisée, a permis, à l'aide des télescopes de Schmidt, de découvrir un grand nombre d'astéroïdes. Cependant, il est beaucoup plus difficile de déterminer l'orbite d'un astéroïde, cette détermination nécessitant en effet plusieurs clichés pris à des époques différentes et exigeant beaucoup d'attention pour mesurer et calculer des positions précises: ainsi, alors que 20 000 astéroïdes environ sont connus, l'orbite de seulement 7 000 d'entre eux a pu être déterminée.

Aujourd'hui, la théorie largement admise est que les astéroïdes ne sont pas les résidus d'une planète éclatée mais plutôt les restes d'une planète avortée, qui n'a pu, comme les autres planètes, rassembler les différents planétésimaux de la matière diffuse qui formait le proto-système solaire. Le disque de la nébuleuse, qui était en rotation autour du jeune Soleil, contenait des particules solides de compositions diverses selon la température, qui dépendait elle-même de la distance à l'astre central. Dans la région la plus interne (la plus proche de l'astre), seule la poussière de type rocheux (silicates, minéraux de fer et de nickel) a résisté à la température très élevée de la région, tandis qu'à des distances plus grandes du Soleil, vers 3 à 5 ua, la température était si basse qu'il y a eu condensation de matériaux glacés comme l'eau, l'ammoniac et le méthane.

Dans cette région, où la densité de matière disponible pour construire les planètes était plus importante que dans la région interne, l'agglomération de gros planétésimaux a été favorisée, et le plus gros noyau a donné naissance à Jupiter. Immédiatement après sa formation, la future planète Jupiter a aspiré les gaz légers de la nébuleuse (hydrogène et hélium); par ailleurs, les résidus solides ont été éjectées dans son voisinage, comprenant une partie des noyaux peu massifs, tandis que certains de ces planétésimaux ont été envoyés sur des orbites instables et très excentriques sous l'effet perturbateur (attraction gravitationnelle) du proto-Jupiter. Durant ce processus, la zone de la ceinture principale proche de Jupiter a donc été violemment perturbée. Ainsi, l'accrétion des particules solides s'est dramatiquement ralentie et, avant que le processus donne naissance à une planète (ce qui demande une dizaine de millions d'années), la ceinture a été bombardée par un certain nombre de planétésimaux venant de la région proche de Jupiter, expulsés ou déviés par des rencontres proches avec le proto-Jupiter.

Jupiter

Jupiter, la plus grosse et la plus massive des planètes, constitue le centre d'un vaste système de satellites et d'anneaux étudié de près par plusieurs sondes spatiales: Pioneer-10 en décembre 1973, Pioneer-11 en décembre 1974, Voyager-1 en mars 1979, Voyager-2 en juillet 1979, Ulysses en février 1992 et Galileo.

Jupiter est une planète gazeuse ne possède pas de surface solide: il s'agit d'une boule de gaz essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium qui entoure un noyau probablement composé de fer et de silicates, auxquels s'ajoutent probablement des glaces d'eau, d'ammoniac et de méthane.

Jupiter possède un champ magnétique, une magnétosphère et une ionosphère, et est caractérisé par d'intenses émissions radioélectriques. Comme sur la Terre, les aurores polaires se développent dans les zones de latitudes élevées.

Jupiter, comme d'ailleurs les autres planètes géantes du système solaire, est un objet profondément différent des planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars sont caractérisés par une surface solide de quelques milliers de kilomètres de diamètre, qu'entoure une atmosphère peu épaisse, voire très ténue dans le cas de Mercure. Au contraire, Jupiter est une énorme boule de gaz, dont la composition ressemble au Soleil et aux autres étoiles : hydrogène et hélium. Les images fastueuses que nous observons au télescope ou qui ont été transmises par les sondes spatiales sont celles des couches extérieures des nuages. Ces nuages dissimulent la structure profonde de la planète, mais les techniques de mesures des rayonnements électromagnétiques réfléchis ou émis par la planète, le repérage précis des trajectoires des sondes spatiales passant à sa proximité et l'application des lois de la physique permettent de se faire une idée étonnamment précise de l'intérieur de la planète.

L'extrême singularité du spectacle de Jupiter et de celui de Saturne réside avant tout dans une forte symétrie axiale : une dizaine de bandes brillantes et de bandes plus sombres alternent le long de lignes parallèles à l'équateur. Facilement discernable depuis les observatoires terrestres, cette répartition géographique, régulière, de contours traduit la permanence d'une dynamique atmosphérique conduisant à des vents zonaux alternativement d'est et d'ouest; elle a abouti à l'adoption d'une nomenclature qui établit une distinction entre deux types de bande: les bandes brillantes correspondent à ce qu'il est convenu d'appeler des zones et les bandes sombres à des ceintures.

La couleur de la Grande Tache rouge est une énigme car, compte tenu du niveau de l'atmosphère où elle est située, elle doit être associée aux nuages blancs. Ceux-ci ressemblent aux cirrus terrestres; constitués de cristaux d'ammoniac formés à 150 kelvins, ils sont d'une pureté qui témoigne de l'absence d'agents colorants. Or la Tache rouge est indiscutablement, d'après les mesures infrarouges, un phénomène de l'atmosphère supérieure très froide, au-dessus même des nuages blancs. Notez que cette tache devient de plus en plus claire au fil des ans au point qu'elle est beaucoup plus délicate à observer que le tache brunes, beaucoup plus petites.

Les anneaux de Jupiter ont été découverts le 4 mars 1979 par les caméras de la sonde Voyager-1; la densité de ces anneaux y paraît environ un milliard de fois plus faible que celle des anneaux de Saturne, ce qui explique que, situés très près du disque brillant de la planète, ils n'aient jamais été observés auparavant depuis la Terre.

Jupiter possède une grande quantité de satellites, que l'on peut regrouper en trois catégories :

- quatre petits satellites (diamètres ou dimensions voisins de 50 km) sont situés sur des orbites circulaires équatoriales très proches de la planète (demi-grands axes compris entre 1,79 et 3,11 rayons joviens).

- quatre satellites galiléens (diamètres voisins de 4 000 km), appelés satellites galiléens, gravitent également sur des orbites circulaires et équatoriales; de Jupiter vers l'extérieur, ce sont Io, Europe, Ganymède et Callisto ; les trois premiers ont des périodes de révolution résonantes (la période sidérale de Ganymède est double de celle d'Europe et quadruple de celle de Io); les demi-grands axes des orbites sont compris entre 5,90 et 26,33 rayons joviens; ils sont visible avec un petit télescope et même avec une bonne paire de jumelles.

- une grande quantité de petits satellites externes possèdent des orbites fortement excentriques, directes ou rétrogrades, inclinées par rapport au plan équatorial de la planète, et parfois situées très loin de Jupiter.

IdentificationOrbiteSatelliteObservationDécouverteCommentaires
NomSigleTemporairedistance
km
révolution
jours
ExcentricitéInclinaison
en °
diamètre
en km
Densité
eau=1
Mag vu
de terre
Distance
planet ('')
DécouvreurDate découv
MétisXVI1280000,2947790,00020,0620317,541,8Stephen P. Synnott04/03/1979
AdrastéeXV1290000,298260,00150,0313 x 10 x 8318,942,3Voyager 208/07/1979
AmalthéeV1814000,4981790,0030,4131 x 73 x 670,8614,159,4Edward E. Barnard09/09/1892
ThébéXIV2219000,67450,0180,855 x 45315,772,8Stephen P. Synnott05/03/1979
IoI4216001,7691380,0040,041821,63,5285,02147Galilée07/01/1610
EuropeII6709003,5511810,01010,471560,83,015,29234Galilée07/01/1610
GanymèdeIII10704007,1545530,00150,212631,21,9424,61373Galilée11/01/1610
CallistoIV188270016,6890180,0070,512410,31,8345,65656Galilée07/01/1610
ThémistoXVIII7507000130,020,24245,6742,6212592Equipe de Charles T. Kowal30/09/1975
LédaXIII11170000240,920,16427,4752,6203888Charles T. Kowal11/09/1974
HimaliaVI11460000250,56620,16227,63852,614,83996Charles D. Perrine03/12/1904
LysithéeX11720000259,220,11227,35122,618,44068Seth B. Nicholson06/07/1938
ÉlaraVII11740000259,65280,21724,77402,616,84068Charles Dillon Perrine02/01/1905
S/2000 J11125600002870,24828,322,622,44392Equipe de Scott S. Sheppard05/12/2001
CarpoXLVIS/2003 J2017100000456,50,29555,132,622,75760Equipe de Scott S. Sheppard09/02/2003(= Karpo)
S/2003 J3183400005040,241143,722,623,86264Equipe de Scott S. Sheppard05/02/2003Rétrograde
S/2003 J1219000000533,30,376145,812,623,86552Equipe de Scott S. Sheppard08/02/2003Rétrograde
EuporieXXXIVS/2001 J1019390000553,10,15614712,6236804Equipe de Scott S. Sheppard11/12/2001Rétrograde
MnéméXLS/2003 J21206000005990,20814822,623,17164Equipe de Scott S. Sheppard06/02/2003Rétrograde
ThelxinoéXLIIS/2003 J22207000006010,233151,122,623,27164Equipe de Scott S. Sheppard09/02/2003Rétrograde
S/2003 J1820700000606,30,119146,522,6237200Equipe de Brett J. Gladman06/02/2003Rétrograde
HélicéXLVS/2003 J620980000617,30,157156,142,622,57236Equipe de Scott S. Sheppard06/02/2003Rétrograde
S/2003 J1621000000595,40,27148,622,6237128Equipe de Brett J. Gladman06/02/2003Rétrograde
EuanthéXXXIIIS/2001 J7210300006200,176145,91,52,623,37308Equipe de Scott S. Sheppard11/12/2001Rétrograde
HarpalykéXXIIS/2000 J521110000623,30,227148,72,22,622,27272Equipe de Scott S. Sheppard23/11/2000Rétrograde
PraxidikéXXVIIS/2000 J721150000625,30,22148,73,42,621,27344Equipe de Scott S. Sheppard23/11/2000Rétrograde
OrthosieXXXVS/2001 J9211700006230,272141,912,623,17272Equipe de Scott S. Sheppard11/12/2001Rétrograde
HermippéXXXS/2001 J321250000631,90,251150,322,621,87344Equipe de Scott S. Sheppard09/12/2001Rétrograde
IocastéXXIVS/2000 J321270000631,50,218159,72,62,621,87200Equipe de Scott S. Sheppard23/11/2000Rétrograde
AnankéXII21280000629,80,244148,9102,618,97344Seth B. Nicholson28/09/1951Rétrograde
ThyonéXXIXS/2001 J221310000632,40,29514922,622,17236Equipe de Scott S. Sheppard11/12/2001Rétrograde
S/2003 J1522000000668,40,11140,822,623,37668Equipe de Scott S. Sheppard06/02/2003Rétrograde
S/2003 J1722000000690,30,19163,722,6237812Equipe de Brett J. Gladman08/02/2003Rétrograde
KallichoreXLIVS/2003 J11224000006830,223163,922,623,27740Equipe de Scott S. Sheppard06/02/2003Rétrograde
S/2003 J9224400006830,269164,512,623,67776Equipe de Scott S. Sheppard06/02/2003Rétrograde
S/2003 J1922800000701,30,334162,922,623,57920Equipe de Brett J. Gladman06/02/2003Rétrograde
ArchéLIIIS/2002 J122930000723,90,2591651,52,6238280Equipe de Scott S. Sheppard31/10/2002Rétrograde
PasithéeXXXVIIIS/2001 J623030000716,30,288165,412,623,28280Equipe de Scott S. Sheppard11/12/2001Rétrograde
KaléXXXVIIS/2001 J823120000720,90,475165,312,622,57776Equipe de Scott S. Sheppard09/12/2001Rétrograde
ChaldénéXXIS/2000 J1023180000723,80,238165,41,92,622,37056Equipe de Scott S. Sheppard26/11/2000Rétrograde
IsonoéXXVIS/2000 J623220000725,50,2611651,92,622,57956Equipe de Scott S. Sheppard23/11/2000Rétrograde
EurydoméXXXIIS/2001 J423220000720,80,345150,11,52,622,68316Equipe de Scott S. Sheppard09/12/2001Rétrograde
S/2003 J423260000723,20,204144,922,622,78064Equipe de Scott S. Sheppard05/02/2003Rétrograde
ÉrinoméXXVS/2000 J423280000728,30,27164,91,62,622,47632Equipe de Scott S. Sheppard23/11/2000Rétrograde
TaygètéXXS/2000 J923360000732,20,251165,22,52,621,97560Equipe de Scott S. Sheppard25/11/2000Rétrograde
CarméXI23400000734,20,253164,9152,6188100Seth B. Nicholson30/07/1938Rétrograde
AitnéXXXIS/2001 J11235500007410,291165,71,52,623,27740Equipe de Scott S. Sheppard09/12/2001Rétrograde
KalykéXXIIIS/2000 J2235800007430,243165,22,62,621,58388Equipe de Scott S. Sheppard23/11/2000Rétrograde (= Calycé)
PasiphaéVIII23620000743,60,409151,4182,6178244Philibert Jacques Melotte27/01/1908Rétrograde
SpondéXXXVIS/2001 J523810000749,10,45415512,6237848Equipe de Scott S. Sheppard09/12/2001Rétrograde
A½déXLIS/2003 J723810000748,80,405159,442,622,48244Equipe de Scott S. Sheppard08/02/2003Rétrograde
MégaclitéXIXS/2000 J823810000752,80,425152,72,72,621,58172Equipe de Scott S. Sheppard25/11/2000Rétrograde
SinopéIX23940000758,90,25158,1142,618,38316Seth Barnes Nicholson01/07/1914Rétrograde
CyllèneXLVIIIS/2003 J1324000000737,80,41214122,623,28280Equipe de Scott S. Sheppard09/02/2003Rétrograde
S/2003 J2324060000759,70,309149,222,6238280Equipe de Scott S. Sheppard06/02/2003Rétrograde
S/2003 J524080000759,70,2116542,6228352Equipe de Scott S. Sheppard06/02/2003Rétrograde
CallirrhoéXVIIS/1999 J124100000758,80,283147,142,620,58568Equipe de Jim V. Scotti06/10/1999Rétrograde
AutonoéXXVIIIS/2001 J124120000765,10,415151,922,6228496Equipe de Scott S. Sheppard10/12/2001Rétrograde
S/2003 J10242500007670,214164,122,623,68388Equipe de Scott S. Sheppard06/02/2003Rétrograde
HégémoneXXXIXS/2003 J824510000781,60,264152,632,622,58028Equipe de Scott S. Sheppard08/02/2003Rétrograde
EukéladeXLVIIS/2003 J124560000781,60,345163,442,622,58460Equipe de Scott S. Sheppard05/02/2003Rétrograde
S/2003 J1425000000807,80,222140,922,623,38640Equipe de Scott S. Sheppard08/02/2003Rétrograde
S/2003 J228570000982,50,38151,822,623,29756Equipe de Scott S. Sheppard05/02/2003Rétrograde

Saturne

Saturne constitue, comme Jupiter, un système solaire en miniature avec son cortège de satellites, mais, surtout, offre le spectacle somptueux de ses anneaux, découverts dès 1610 par Galilée et interprétés en tant qu'anneaux par Huygens en 1655. Saturne a été exploré à trois reprises par des sondes spatiales de la N.A.S.A.: Pioneer-11 à la fin d'août et au début de septembre 1979, Voyager-1 en novembre 1980 et Voyager-2 en août 1981.

Les anneaux qui auréolent Saturne lui confèrent une apparence unique dans le système solaire. Cependant, la planète proprement dite présente de grandes similitudes avec Jupiter. Ses dimensions sont presque les mêmes : rayon équatorial 60 268 kilomètres (9,45 rayons terrestres contre 11,21 pour Jupiter). Sa masse est de l'ordre de 95 fois celle de la Terre, au lieu de 318 dans le cas de Jupiter. Sa densité moyenne est ainsi de 0,7 ce qui est la valeur la plus faible de tout le système solaire en d'autres termes, plongée dans une piscine imaginaire remplie d'eau, Saturne flotterait à la surface comme un ballon. Cela suggère que Saturne est, à l'instar de Jupiter, formée des éléments constitutifs de la nébuleuse solaire primitive, c'est-à-dire surtout d'hydrogène et d'hélium. On verra cependant que ces deux composants ne demeurent pas uniformément mélangés à l'intérieur de la planète, et que la structure interne de Saturne est différente de celle de Jupiter.

Saturne est, comme Jupiter, essentiellement une énorme boule de gaz comprimé sous son propre poids, et que ce que nous en voyons est constitué de nuages composés d'éléments mineurs qui se condensent aux faibles températures existant à la périphérie de cet astre.

Observés pour la première fois par Galilée en 1610, les anneaux de Saturne sont probablement l'un des plus beaux spectacles qu'on puisse voir dans le ciel avec une petite lunette. Leurs survols par les sondes Voyager en novembre 1980 et août 1981 nous ont révélé un magnifique système composé d'un nombre incalculable de milliards de cailloux en orbite autour de Saturne et formant des milliers de structures étonnantes. Les sondes Voyager ont non seulement photographié l'un des plus beaux objets du ciel, mais aussi l'un des plus intéressants scientifiquement, et l'un des plus mal compris actuellement. Les différentes divisions et structures complexes que l'on trouve dans les anneaux de Saturne sont du aux satellites les plus proches même si la division de Cassini, la plus grande celle que l'on voit facilement avec un petit télescope n'en contient aucun. La sonde Cassini à depuis pris le relais et a détaillé comment les satellite dits bergers tordent les anneaux pour donner ces structures. On à même trouvé dans l'anneau F des satellite qui ce forment puis sont tout de suite détruits par les forces de marrés qui y règnent ! Voici les principaux anneau de saturne :

En 1970, on connaissait dix satellites autour de Saturne; le plus gros, Titan, avait été découvert au XVIIe siècle par Christiaan Huygens. En 1994, on en connaissait vingt et un. Quatre ont été découverts en mars 1980 depuis la Terre, alors que l'on voyait les anneaux par la tranche, et sept ont été découverts par les sondes Voyager 1 et 2. Depuis de très nombreux satellites ont été découverts il s'agit surtout de satellites lointains.

Le système saturnien est unique dans le système solaire au point de vue de ses propriétés physiques et orbitales . Alors qu'avec Mercure, Vénus, la Lune, la Terre, Mars et les satellites de Jupiter, on connaissait deux catégories de tailles de corps solides d'une part, de gros corps sphériques de diamètre supérieur à 3 000 kilomètres, d'autre part, de petits corps non sphériques, de grand axe inférieur à 300 kilomètres, le système saturnien comprend trois classes de satellites: un gros satellite, Titan (5 150 km de diamètre), tout une collection de petits satellites non sphériques (dimensions inférieures à 400 km) et six satellites sphériques de taille intermédiaire (diamètres compris entre 390 et 1 500 km): Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa et Japet.

- deux petits satellites sont situés en deçà de l'anneau F (Atlas et Prométhée), et un autre est juste au-delà (Pandore), ces satellites sont d'ailleurs les satellites bergers ou gardiens de l'anneau F même si ces derniers sont aidé par les satellites que ce font et défont dans l'anneau F (voir le paragraphe juste avant le schéma des anneaux).

- deux petits satellites (Épiméthée et Janus), situés pratiquement sur la même orbite, voient leur distance mutuelle varier périodiquement;

- Dioné et Téthys possèdent des petits satellites lagrangiens, c'est-à-dire des satellites situés sur leurs orbites, mais à 60° de part et d'autre du satellite principal;

- trois paires de satellites montrent des commensurabilités orbitales; il s'agit de Mimas et de Téthys (périodes orbitales de 0,94 j et de 2 x 0,94 j = 1,88 j), d'Encelade et de Dioné (périodes de 1,37 j et de 2 x 1,37 j = 2,73 j), de Titan et d'Hypérion (périodes de 15,94 j et de 21,27 j: quand Titan accomplit quatre révolutions, Hypérion en accomplit trois);

- le système saturnien possède le seul satellite du système solaire dont la période de rotation est chaotique, c'est-à-dire varie d'une orbite à l'autre; il s'agit d'Hypérion.

Anneau de Saturne :
NomDemi-grand axerévolution joursVisibilitéDécouvreurDate de découverte
D67 0000,2Observation impossible avec des moyens amateur.Voyager 11981
C74 50092 0600,240,33L'anneau de crêpe, observable avec un bon télescopeBond1851
B92 060117 5000,330,48Visible avec une petite lunette.Galilée1610
A122 200136 7700,500,60Visible avec une petite lunette voire avec une bonne paire de jumelles.Galilée1610
F140 2000,618Trop mince pour être visiblePioneer 111980
G169 000 Observation impossible avec des moyens amateurPioneer 111980
E180 000480 000 Observation impossible avec des moyens amateurFeibelman1967

Satellites :
IdentificationOrbiteSatelliteObservationDécouverteCommentaires
NomSigleTemporaire distance
km
révolution
jours
ExcentricitéInclinaison
en °
diamètre
en km
Densité
eau=1
Mag vu
de terre
Distance
planet ('')
DécouvreurDate découv
PanXVIIIS/1981 S131336000,575200,6323Mark R. Showalter22/08/1981Division d'Encke
AtlasXVS/1980 S281376700,6020,0020,337 x 35 x 270,631824Richard J. Terrile12/11/1980satellite berger externe à l'anneau A
ProméthéeXVIS/1980 S271393500,6130,0020148 x 100 x 680,631524Stewart A. Collins25/10/1980satellite berger interne à l'anneau F
PandoreXVIIS/1980 S261417000,6290,0040110 x 88 x 620,6315,524Stewart A. Collins25/10/1980satellite berger externe à l'anneau F
ÉpiméthéeXIS/1980 S31514200,6940,0090,34138 x 110 x 1100,611526Richard L. Walker18/12/1966co-orbital avec Janus
JanusXS/1966 S21514700,6950,0070,14194 x 190 x 1540,661426Audouin Dollfus15/12/1966co-orbital avec Épiméthée
MimasI1855400,9424220,019051,56397,81,1712,932William Herschel17/09/1789un énorme cratère avec un pic central important
MéthoneS/2004 S11940001,0073sonde Cassini2004Nom pas non définitif
PallèneS/2004 S22110001,1424sonde Cassini2004Nom pas non définitif
EncéladeII2382001,3702180,00490,03498,81,3311,741William Herschel28/08/1789
TelestoXIII2946601,88780,0011,15830 x 25 x 1511850Equipe de Bradford A. Smith08/04/1980(= Tethys B)
CalypsoXIV2946601,88780,00051,47330 x 16 x 16118,550Equipe de Dan Pascu13/03/1980(= Tethys C)
TéthysIII2949921,88780301,11059,70,9910,351Jean-Dominique Cassini21/03/1684
HeleneS/1980 S63774002,7370,00010,212321,51765Equipe de Pierre Laques01/03/1980(= Dione B)
DionéIV3776542,7369160,00220,0111201,510,465Jean-Dominique Cassini21/03/1684
RhéaV5273674,5175030,00030,3515281,249,790Jean-Dominique Cassini23/12/1672
TitanVI122180315,9454460,02910,351501,358,3209Christiaan Huygens25/03/1655
HypérionVII148110021,2766730,10350,64360 x 280 x 2251,114,19254William Cranch Bond16/09/1848
JapetVIII356185079,3309540,028318,514361,2711610Jean-Dominique Cassini25/10/1671(= Iapetus) Mag varie de 10,2 à 11,9 (taches sur le satellite).
KiviuqXXIVS/2000 S511319009449,25750,165818448,39259142,322,11944Brett J. Gladman07/08/2000
IjiraqXXIIS/2000 S611359250452,910,359235549,17794102,3231944Équipe de John J. Kavelaars23/09/2000
Ph½béIXS IX12893240546,4140,17563173,73230 x 220 x 2101,316,52196William Henry Pickering16/08/1898Rétrograde, Présence de glace
PaaliaqXXS/2000 S214985054686,670,461865345,86246182,321,62556Équipe de Brett J. Gladman07/08/2000
SkathiXXVIIS/2000 S815471935719,54250,2117209148,713762,3242664Équipe de John J. Kavelaars23/09/2000Rétrograde
AlbiorixXXVIS/2000 S1116495933792,59250,451550137,40368212,320,32808Équipe de Matthew J. Holman09/11/2000
ErriapoXXVIIIS/2000 S1017807712887,55750,609318134,4720682,323,23060Équipe de John J. Kavelaars23/09/2000
TarvosXXIS/2000 S417977236898,5150,612523734,90118122,322,23096Équipe de Brett J. Gladman23/09/2000
SiarnaqXXIXS/2000 S318201438916,77750,380475348,50265352,3203132Équipe de Brett J. Gladman23/09/2000
MundilfariXXVS/2000 S918412670931,38750,2123419169,795252,323,83168Équipe de Brett J. Gladman23/09/2000Rétrograde
NarviS/2003 S119140479989,82750,3254084135,831634,92,323,93276Équipe de Scott S. Sheppard05/02/2003Rétrograde, Nom pas non définitif
SuttungrXXIIIS/2000 S1219185702993,480,1445464174,6511362,323,83276Équipe de Brett J. Gladman23/09/2000Rétrograde
ThrymrXXXS/2000 S7199575381051,920,5653018174,9107962,323,53420Équipe de Brett J. Gladman23/09/2000Rétrograde
YmirXIXS/2000 S1233058671329,510,374658172,74556152,322,33996Équipe de Brett J. Gladman07/08/2000Rétrograde

Uranus

Près de deux fois et demie plus petite et située deux fois plus loin du Soleil que Saturne, la planète Uranus a une magnitude de l'ordre de 6, ce qui est à la limite de la détection à l'oeil nu. Un observateur expérimenté peut cependant l'apercevoir par une nuit claire; elle apparaît alors comme une étoile très faible. A résté longtemps inconue, Uranus n'a été découvert que le 13 mars 1781 par le musicien et astronome amateur William Herschel qui, observant par hasard la constellation des Gémeaux à l'aide d'un télescope de 16 centimètres d'ouverture, remarqua un objet qui n'était pas ponctuel comme une étoile. Il crut avoir découvert une nouvelle comète, mais le calcul de son orbite révéla vite que cet objet était en fait une planète gravitant sur une orbite circulaire à plus de 3 milliards de kilomètres du Soleil.

Son mouvement apparent n'avait jamais été remarqué avant sa découverte, et pourtant Uranus a été porté plusieurs fois sur des cartes du ciel entre 1690 et 1780, ce qui a été très utile par la suite pour déterminer les paramètres de son orbite. Uranus est vu depuis la Terre sous un angle de 4 secondes. Uranus apparaît donc, même à l'aide de plus gros télescopes, comme un petit disque bleu verdâtre sur lequel on ne discerne aucun détail. En 1994, cependant le télescope spatial Hubble a obtenu des images détaillées du disque de Uranus, sur lesquelles on distingue les grands traits de son atmosphère.

D'un diamètre quatre fois plus grand que celui de la Terre, Uranus est quinze fois plus massif. Plus petit que Jupiter et Saturne, mais plus dense, il est comparable à Neptune. Comme les autres planètes géantes, Uranus est composé à 99% d'hydrogène et d'hélium et possède un système complet de satellites réguliers ainsi qu'un un système d'anneaux. Sa période de rotation est égale à 17 heures 14 minutes. Contrairement aux autres planètes, l'axe de rotation d'Uranus se trouve pratiquement dans son plan orbital; le plan équatorial d'Uranus ainsi que le plan orbital de ses satellites connus sont quasi perpendiculaires au plan de son orbite autour du Soleil.

Le 24 janvier 1986, Uranus était survolé par Voyager-2. Ce qui, depuis deux cent cinq ans, n'était qu'un petit point de lumière bleuâtre s'est révélé en quelques heures un monde particulièrement riche avec un environnement d'anneaux surprenants et de satellites beaucoup plus actifs que prévu, en particulier l'étonnant petit Miranda.

Le 10 mars 1977, neuf anneaux étroits étaient détectés autour d'Uranus au cours de l'observation de l'occultation d'une étoile par la planète. Alors qu'on ne connaissait les aunneau que d'une seule planète, Saturne. La découverte de ces anneaux puis, deux ans après, la découverte d'anneaux autour de Jupiter montraient que l'existence d'anneaux autour des planètes géantes était un phénomène commun. Comparés à leur circonférence supérieure à 260 000 kilomètres, les anneaux d'Uranus sont particulièrement étroits: huit d'entre eux ont moins de dix kilomètres de largeur. Trois anneaux sont circulaires, six sont elliptiques et de largeur variable. Les caractéristiques de ces anneaux sont bien illustrées par l'anneau extérieur, qui est le plus large: sa distance à Uranus varie de plus de 800 kilomètres et sa largeur varie entre 20 et 100 kilomètres, linéairement avec sa distance à Uranus.

Avant le passage de Voyager-2, on connaissait cinq satellites d'Uranus, qui tournent tous dans le sens direct sur des orbites quasi circulaires situées à l'exception de Miranda dans le plan équatorial de la planète. Ces objets sont très difficiles à voir depuis la Terre. Les deux plus gros, Titania et Obéron, ont été découverts par William Herschel en 1787; Ariel et Umbriel étaient détectés par William Lassell en 1851; le plus petit et le plus proche de la planète, Miranda, était observé pour la première fois par Gerard Kuiper en 1948. Ariel, Titania et Obéron montrent dans leur spectre des raies d'absorption caractéristiques de la glace d'eau. Ces satellites sont probablement composés d'un mélange de silicates, de glace d'eau et d'autres glaces; leur température et leur pression centrale sont trop faibles pour qu'ils possèdent un noyau en fusion.

IdentificationOrbiteSatelliteObservationDécouverteCommentaires
NomSigleTemporaire distance
km
révolution
jours
ExcentricitéInclinaison
en °
diamètre
en km
Densité
eau=1
Mag vu
de terre
Distance
planet ('')
DécouvreurDate découv
CordéliaVIS/1986 U7497700,3350340,00030,08201,324,24Richard J. Terrile20/01/1986
OphélieVIIS/1986 U8537900,37640,00990,1211,323,94,3Richard J. Terrile20/01/1986
BiancaVIIIS/1986 U9591700,4345790,00090,19271,323,14,7Bradford A. Smith23/01/1986
CressidaIXS/1986 U3617800,463570,00040,01401,322,34,9Stephen P. Synnott09/01/1986
DesdémoneXS/1986 U6626800,473650,00010,11321,322,55Stephen P. Synnott13/01/1986
JulietteXIS/1986 U2643500,4930650,00070,07471,321,75,1Stephen P. Synnott03/01/1986
PortiaXIIS/1986 U1660900,51319600,06681,321,15,3Stephen P. Synnott03/01/1986
RosalindeXIIIS/1986 U4699400,558460,00010,28361,322,55,6Stephen P. Synnott13/01/1986
CupidonS/2003 U2748000,618121,35,9Equipe de Mark R. Showalter25/08/2003
BélindaXIVS/1986 U5752600,6235270,00010,03401,322,16Stephen P. Synnott13/01/1986
PerditaS/1986 U10764000,638401,55Erich Karkoschka18/01/1986
PuckXVS/1985 U1860100,7618330,00010,32811,320,46,7Stephen P. Synnott30/12/1985
MabS/2003 U1977000,923161,37,5Equipe de Mark R. Showalter25/08/2003
MirandaV1293901,4134790,00274,22235,71,216,510Gerard P. Kuiper16/02/1948
ArielI1910202,5203790,00340,31578,91,6714,415William Lassell24/10/1851
UmbrielII2663004,1441770,0050,36584,71,415,321William Lassell24/10/1851
TitaniaIII4359108,7058720,00220,14788,91,7113,935William Herschel11/01/1787
ObéronIV58352013,4632390,00080,1761,41,6314,247William Herschel11/01/1787
FranciscoS/2001 U34280000266,60,146145,261,5337Equipe de Matthew J. Holman13/08/2001Rétrograde
CalibanXVIS/1997 U17230000579,50,159140,88481,518570Équipe de Brett J. Gladman06/09/1997Rétrograde
StéphanoXXS/1999 U28002000676,50,23144,06101,5630Équipe de Brett J. Gladman18/07/1999Rétrograde
TrinculoXXIS/2001 U18571000758,10,208166,3351,525,1684Equipe de Matthew J. Holman13/08/2001Rétrograde
SycoraxXVIIS/1997 U2121790001283,40,522159,4951,518,5972Equipe de Philip D. Nicholson06/09/1997Rétrograde
MargaretXXIIIS/2003 U3143450001694,80,66156,661,51121Equipe de Scott S. Sheppard29/08/2003
ProspéroXVIIIS/1999 U3164180001992,80,443151,91151,51284Equipe de Matthew J. Holman18/07/1999Rétrograde
SétébosXIXS/1999 U1174590002202,30,588158,17151,51434Equipe de John J. Kavelaars18/07/1999Rétrograde

Neptune

Gravitant à environ 4,5 milliards de kilomètres du Soleil sur une orbite quasi circulaire, Neptune met cent soixante-cinq ans pour accomplir une révolution. Son plan équatorial est incliné de près de 30 degrés par rapport au plan de son orbite. Bien que trois fois plus petit que Jupiter, Neptune est une planète géante qui est composée à 99% d'hydrogène et d'hélium. Avec un diamètre de 49 520 kilomètres, Neptune est à peine plus petit qu'Uranus. Cependant, sa masse est légèrement supérieure, de l'ordre de 17,2 fois celle de la Terre (contre 14,5 fois pour Uranus), ce qui lui confère la masse volumique moyenne la plus élevée des planètes géantes (1,76 g/cm3). Comme Neptune est notablement moins massif que Jupiter ou Saturne, donc moins comprimé par la gravité, il contient une plus grande proportion d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium.

La découverte de Neptune eut un très grand retentissement au XIXe siècle. Elle fait date dans l'histoire des sciences car elle marque le triomphe de la mécanique céleste: le calcul permettait de découvrir un corps céleste situé à plus de 4 milliards de kilomètres de la Terre! Dès la fin du XVIIIe siècle, les astronomes eurent de la peine à accorder les observations d'Uranus avec ses positions calculées. Alexis Bouvard, astronome à l'Observatoire de Paris, fut un des premiers à remarquer les «irrégularités» du mouvement d'Uranus. Grâce en particulier à François Arago, l'idée qu'un corps inconnu perturbait son orbite se fit alors jour, et, indépendamment, l'Anglais John Couch Adams en 1843 et Urbain Jean Joseph Le Verrier en 1846 calculèrent la position et la masse de ce corps avec une précision suffisante pour permettre sa découverte dans la constellation du Verseau.

Objet de huitième magnitude, donc invisible à l'oeil nu, Neptune se présente au télescope comme un disque bleu-vert d'un diamètre apparent de l'ordre de 2 secondes d'angle.

Avant l'ère spatiale, deux satellites seulement étaient connus: Triton et Néréide. Par ailleurs, en observant des occultations d'étoiles par Neptune à partir d'observatoires différents, des chercheurs français et américains avaient, dès 1984 et 1985, simultanément détecté au moins deux «arcs» de matière autour de la planète.

Mais l'essentiel de nos connaissances sur Neptune, son environnement, ses satellites et ses anneaux proviennent des observations effectuées par la sonde Voyager-2 en 1989. Initialement conçue pour explorer Jupiter et Saturne, cette sonde avait été améliorée et réparée à distance afin d'aller étudier Uranus et Neptune. La découverte du monde de Neptune s'avérait toutefois très délicate pour deux raisons: les anneaux ainsi que les satellites sont intrinsèquement très sombres, et l'intensité du rayonnement solaire est neuf cents fois plus faible au niveau de l'orbite neptunienne que près de la Terre. Il n'était donc pas a priori évident de prendre des images à partir d'une sonde qui, de surcroît, devait survoler le système de Neptune, les 25 et 26 août, à plus de 27 kilomètres par seconde. Les ingénieurs ont cependant réussi à programmer les mouvements de Voyager-2 de manière à compenser l'effet de bougé pendant les prises de vue. En quelques jours, la sonde a recueilli plusieurs milliers d'images et de spectres ainsi que des millions de mesures radio, magnétiques, de flux de particules, etc. Elle a mis en évidence six nouveaux satellites, un système d'anneaux complets et a révélé la complexité de l'atmosphère neptunienne, beaucoup plus animée qu'il n'était prévu pour un corps aussi froid. La plus grande surprise a certainement été provoquée par les images de Triton, qui ont montré un satellite à l'histoire géologique complexe et présentant encore des traces d'activité.

Une occultation stellaire par Neptune est observée pour la première fois le 7 avril 1968, depuis l'Australie. Dix ans plus tard, après la découverte des anneaux d'Uranus, certains astronomes prétendent avoir vu l'étoile s'«éteindre» juste avant l'occultation par la planète. Malheureusement, ce fait n'avait pas été signalé à l'époque de l'occultation et les données originales n'ont jamais été retrouvées.

Avant le survol de Neptune par la sonde Voyager-2, seuls deux satellites, Triton et Néréide, étaient connus. Ils sont dits irréguliers car leurs orbites sont insolites: Triton a un mouvement rétrograde sur une orbite très inclinée par rapport au plan équatorial de Neptune, et Néréide gravite sur une orbite fortement excentrique. En 1989, les images prises par Voyager-2 ont révélé six nouveaux satellites qui forment un système régulier tournant dans le sens direct sur des orbites circulaires et peu inclinées. Depuis quelques satellites lointains ont été découverts depuis la Terre.

IdentificationOrbiteSatelliteObservationDécouverteCommentaires
NomSigleTemporairedistance
km
révolution
jours
ExcentricitéInclinaison
en °
diamètre
en km
Densité
eau=1
Mag vu
de terre
Distance
planet ('')
DécouvreurDate découv
NaïadeIII482300,2943960,00034,7448 x 30 x 261,324,72,3Richard J. Terrile1989
ThalassaIV500700,3114850,00020,2154 x 50 x 261,323,82,4Richard J. Terrile1989
DespinaV525300,3346550,00010,0790 x 74 x 641,322,62,5Stephen P. Synnott1989
GalatéeVI619500,4287450,00010,05102 x 92 x 721,322,33Stephen P. Synnott1989
LarissaVII735500,5546540,00140,2108 x 102 x 841,3223,5Equipe de Harold J. Reitsema24/05/1981
ProtéeVIII1176501,1223150,00040,04220 x 208 x 2021,320,35,6Equipe de Harold J. Reitsema10/10/1846
TritonI3547605,8768540,000016157,3451353,42,0513,717William Lassell01/05/1949Rétrograde, rotation inverse
NéréideII5513400360,136190,75127,231701,518,7264Gerard P. Kuiper01/05/1949
S/2002 N1156860001874,80,572134,1241,524774Equipe de Matthew J. Holman14/08/2002
S/2002 N2224520002918,90,29748,4241,524965Equipe de Matthew J. Holman14/08/2002
S/2002 N3225800002982,30,47934,6241,5241023Equipe de Matthew J. Holman13/08/2002
S/2002 N4465700008863,10,527132,5301,524,92322Equipe de Matthew J. Holman14/08/2002Rétrograde
PsamathéeXS/2003 N1467380009136,10,45137,3141,5Equipe de David C. Jewitt29/08/2003Rétrograde

Pluton

Depuis le 24 août 2006 Pluton n'est plus considéré comme une planète.

Même au voisinage de son périhélie, Pluton a un diamètre apparent de l'ordre de 0,2 seconde d'angle, inférieur à la limite de résolution des télescopes terrestres. Sur la plupart des photographies, il apparaît donc comme un point faiblement lumineux noyé parmi les vingt millions d'étoiles qui, sur la voûte céleste, sont au moins aussi brillantes que lui. Seul son mouvement révèle Pluton: quand on compare deux photographies du même champ d'étoiles prises, par exemple, à 24 heures d'intervalle, on constate qu'un point lumineux s'est déplacé par rapport aux étoiles du champ (au moment de l'opposition, le mouvement peut atteindre 1 seconde d'angle par jour). C'est en utilisant cette méthode de comparaison que Clyde William Tombaugh identifia Pluton.

Encouragés par le succès d'Urbain Jean Joseph Le Verrier et de John Couch Adams dans la prédiction et la découverte de Neptune, de nombreux astronomes avaient commencé, dès la fin du XIXe siècle, à chercher une neuvième planète en analysant les perturbations non encore expliquées de l'orbite d'Uranus (l'orbite de Neptune n'était alors pas connue avec suffisamment de précision pour être utilisable). En particulier, Percival Lowell et William Pickering avaient prédit au début du XXe siècle l'existence d'une planète transneptunienne. À partir de 1905, une recherche photographique fut alors entreprise, sans succès, aux observatoires Lowell (Flagstaff, Arizona) et du mont Wilson (Californie). Percival Lowell mit en place, dans son observatoire, les moyens pour entreprendre une recherche photographique intensive.

Ce ne fut qu'en 1930, quatorze ans après sa mort, qu'une neuvième planète fut découverte après une très longue et systématique recherche photographique qui couvrit une grande partie du ciel. Le 18 février 1930, Tombaugh, grâce à une nouvelle lunette à grand champ spécialement construite dans ce but, découvrait, après une année d'examen minutieux de centaines de plaques photographiques, à environ 5 degrés de la position prédite, un petit objet de magnitude 15. Comme les autres planètes, cette neuvième planète reçut un nom provenant de la mythologie grecque: Pluton (les deux premières lettres commémorent la mémoire de Percival Lowell).

On pensa que l'histoire de la découverte de Neptune venait de se répéter. Des déterminations récentes de la masse de Pluton ont conduit à abandonner cette idée car ça masse est beaucoup trop faible pour perturber de façon notable les mouvements d'Uranus et de Neptune. Par ailleurs, il semble que des erreurs d'observation aient conduit à une surestimation de ces perturbations. La découverte de Pluton n'a donc pas été le résultat d'une prédiction mathématique précise, mais plutôt le fruit d'une recherche systématique. En d'autres termes, les calculs ont bien conduit à la découverte, mais ils étaient faux!

La dernière planète découverte dans le système solaire est encore bien mystérieuse, bien que les premières images montrant quelques détails de sa surface aient été publiées en 1994 et en 1995.

Cependant, plusieurs découvertes importantes ont été faites au cours des dernières décennies. En 1976, des observations spectroscopiques révèlent que la surface de Pluton est recouverte, au moins partiellement et peut-être même en totalité, de méthane gelé. En 1978, un aspect allongé de la planète sur les meilleures photographies montre un satellite, Charon. Entre 1979 et 1995, le diamètre et la masse de Pluton sont correctement mesurés: avec 2 300 kilomètres de diamètre, cette planète est plus petite que la Lune et a une masse cinq cents fois plus faible que celle de la Terre. En 1988, l'observation d'une occultation d'étoile par Pluton met en évidence son atmosphère. En 1989, l'exploration de Triton par la sonde Voyager-2 nous fait découvrir un objet qui lui ressemble probablement tellement qu'on pense avoir trouvé son frère jumeau. En 2005 le télescope spatial Hubble permet la découverte de deux autres petits satellites.

Pluton effectue une révolution autour du Soleil en 247,7 ans sur une trajectoire inhabituelle pour une planète: elle n'est ni circulaire ni située dans le plan de l'écliptique. L'orbite est inclinée de 17 degrés par rapport à ce plan, ce qui conduit la planète à s'élever de 1,25 milliard de kilomètres au-dessus de celui-ci, distance qui est du même ordre de grandeur que la distance Soleil-Saturne. L'excentricité de l'orbite (0,25) est de loin la plus grande de toutes les planètes. Elle est telle que, entre 1979 et 1999, Pluton était plus proche du Soleil que Neptune ! En 1989 elle est passé à son périhélie. En 2113, Pluton passera à son aphélie : sa distance héliocentrique sera supérieure à 7,5 milliards de kilomètres.

On pourrait penser que l'orbite de Pluton coupe celle de Neptune et que les deux planètes pourraient un jour entrer en collision. En fait, il n'en est rien. Bien qu'une vue de dessus des orbites de Pluton et de Neptune donne l'impression qu'elles se coupent, l'orbite de Pluton est inclinée de telle manière qu'à aucun endroit les deux orbites ne sont proches l'une de l'autre. Au périhélie, Pluton est au-dessus du plan de l'orbite de Neptune d'une distance qui est supérieure au quart de la distance Neptune-Soleil. En fait, l'inclinaison de l'orbite de Pluton et son mouvement sur son orbite sont tels qu'ils laissent une marge de sécurité maximale contre les risques de collision. Pluton et Neptune ne s'approchent jamais à moins de 2,5 milliards de kilomètres l'un de l'autre, bien que les points les plus proches de leurs orbites respectives soient beaucoup moins éloignés que cela; il est intéressant de noter que cette distance minimale entre Pluton et Neptune est bien supérieure à la distance minimale entre Pluton et Uranus, qui est seulement de 1,6 milliard de kilomètres.

Pluton paraît une anomalie quand on le compare aux quatre planètes telluriques ou aux quatre planètes géantes. Ce monde glacé ressemble plutôt à un gros astéroïde ou à Triton; certains ont même suggéré que Pluton était un satellite évadé de l'environnement de Neptune.

L'orbite de Charon est inclinée de 118 degrés par rapport à celle de Pluton dans son mouvement autour du Soleil. Si, comme cela est probable, Charon se déplace dans le plan équatorial de Pluton, alors cette planète, comme Uranus, a son axe de rotation qui est voisin du plan de son orbite. Avec Vénus et Uranus, Pluton est peut-être la troisième planète à être caractérisée par un mouvement de rotation rétrograde sur elle-même.

Depuis 1992, les découvertes de petits astres lointains qui ont presque taille de pluton tend à faire penser que Pluton ne serait pas une planète mais un objet le la Ceinture de Kuiper autrement appelé objet Trans-néptunien. L'objet 2003UB 313 est plus gros que Pluton et s'offre même le luxe d'avoir un satellite !

Les scientifiques ce sont demandé si l'astre pouvait s'appeler planète. En août 2006, il était question de donner le statut de planète à 3 voire 12 autres astres. Cette solution peut paraître étrange, donner le nom de planète à un tel nombre d'astres fait perdre beaucoup de sens au terme planète. Il faut toutefois savoir que Pluton est la seule planète découverte par un américain ce qui pèse lourd dans le choix de la rétrogradation de Pluton, avant le vote de l'Union astronomique internationale on pensant qu'ont aurait un ajout de planètes mais que Pluton resterait planète. Toutefois le 24 août 2006 ça y est : Pluton n'est plus une planète. Il n'y a donc plus que 8 planètes dans le système solaire.

IdentificationOrbiteSatelliteObservationDécouverteCommentaires
NomSigleTemporairedistance
km
révolution
jours
ExcentricitéInclinaison
en °
diamètre
en km
Densité
eau=1
Mag vu
de terre
Distance
planet ('')
DécouvreurDate découv
CharonIS/1978 P1196006,387250,000296,5611861,916,80,9James W. Christy13/04/1978
S/2005 P24950024,8560,0020,04entre 44 et 1301,92,3Pluto Companion Search Team15/05/2005Découverte depuis peu : forte marge d'erreur
S/2005 P16470038,2060,0050,22entre 44 et 1301,93,0Pluto Companion Search Team15/05/2005Découverte depuis peu : forte marge d'erreur

Comètes

Les comètes sont des astres qui appartiennent au système solaire; leur éclat est dû à la lumière solaire diffusée par les gaz et les grains de poussière et de glace émis par un corps solide de petite taille appelé noyau . Les comètes sont observées depuis la plus haute antiquité et connues pour leur extrême diversité et leur variabilité, puisque les astronomes grecs et romains en dénombraient déjà neuf espèces différentes.

A grande distance du Soleil, une comète se présente comme un objet stellaire, mobile par rapport aux étoiles et entouré d'une nébulosité parfois très ténue. L'astre se rapprochant, on voit ensuite se développer la tête, ou coma, ou encore chevelure, de forme à peu près sphérique et dont la dimension avoisine la centaine de milliers de kilomètres au niveau de l'orbite de la Terre.

La chevelure se prolonge souvent par des traînées lumineuses appelées queues, dont la longueur peut atteindre plusieurs millions de kilomètres. La morphologie des queues est très variée car elle dépend non seulement de la nature des particules qui la constituent gaz, poussières petites et grosses mais encore de l'activité solaire.

Par apparition, on entend l'observation d'une comète au voisinage de son périhélie, point de l'orbite le plus proche du Soleil, opposé à l'aphélie, qui en est le plus éloigné. Dans la sixième édition de son catalogue des orbites cométaires parue en 1989, Brian G. Marsden dénombre 1292 apparitions entre l'an 240 avant J.-C., date de la première apparition identifiée avec certitude de la comète périodique de Halley, et la fin de l'année 1988; la cadence annuelle des apparitions est passée de 4 en 1900, à 8 en 1960 et a atteint 20 en 1990, cette augmentation rapide étant due à l'utilisation par les astronomes amateurs et professionnels de télescopes à grand champ et de détecteurs de plus en plus sensibles, mais surtout à la mise en service d'ordinateurs ultrarapides qui permettent de prédire avec exactitude le retour des comètes périodiques. En effet, 482 apparitions représentent des retours de comètes périodiques sur le total de 1292.

On compte donc 810 comètes individuelles, dont 155 sont classifiées comme périodiques, de période inférieure à 200 ans, les 655 restantes comme de longue période, c'est-à-dire de période supérieure à 200 ans (la période est la durée de révolution autour du Soleil).

La théorie la plus convaincante sur l'origine et sur l'évolution des comètes fut formulée dès 1950 par Adrianus van Woerkom et Jan Hendrik Oort: à grande distance du Soleil, 50 000 ua selon les estimations les plus récentes, il existerait un réservoir contenant quelque 1011 comètes ; Oort a démontré que le mouvement des comètes dans le nuage était contrôlé par les perturbations gravitationnelles induites par des étoiles voisines, dont la fréquence de passage à cette distance est en moyenne de un par million d'années; certaines perturbations éjectent des comètes hors du système solaire, d'autres au contraire les précipitent vers l'intérieur, abaissant leur périhélie au-dessous de 5 ua, où elles deviennent observables (c'est le cas des quelque 650 comètes quasi paraboliques); d'autres enfin abaisseraient le périhélie au niveau des orbites des planètes géantes où, dans certaines conditions, elles pourraient être capturées et transformées en comètes de courte période (c'est le cas des quelque 150 comètes périodiques).

Il existe une relation très étroite entre les grandes pluies de météorites observées visuellement mais surtout à l'aide de radars, et les comètes. Le meilleur exemple de cette relation a été donné par la comète P/Biéla (1826 I), dont la période initiale était de 6,62 ans et dont l'orbite coupait celle de la Terre. Après plusieurs retours, la comète se brisa en deux en 1846 et ne fut pas au rendez-vous en 1865. Mais en 1872, quand la Terre se trouva au point d'intersection des deux orbites, il y eut une très importante pluie d'étoiles filantes qui dura plusieurs heures et dont le radiant, c'est-à-dire le point d'où semble diverger cette pluie, se trouvait dans la direction de l'orbite cométaire. Il ne fait aucun doute que les grosses poussières, mises en évidence dans les anti-queues, comme les fragments de désagrégation du noyau, continuent à suivre la même orbite; c'est ainsi qu'on a pu observer bien d'autres averses de météores associées à des comètes dont l'orbite croise celle de la Terre; on peut citer les Léonides (associées à la comète Temple-Tuttle), les Perséides (comète Swift-Tuttle), les Draconides (comète GiacobiniZinner)... Les météorites sont d'abord proches de la comète, puis elles diffusent sous les effets conjugués de la pression de radiation du vent solaire et des perturbations planétaires. Elles donnent lieu à des averses lorsque l'orbite cométaire intercepte celle de la Terre.

Le noyau

Le noyau de la comète P/Encke (1786 I) a été détecté par radar; il s'agit d'un corps solide dont le diamètre est d'environ 2 kilomètres. Celui de la comète de Halley, observé en 1986 par les sondes Vega et Giotto, présente une forme allongée dont les dimensions maximales sont de 15 et de 8 kilomètres.

Conformément au modèle de Fred L. Whipple proposé dès 1950, le noyau est une boule de neige sale formée d'un conglomérat de glaces d'eau de, NH3, CH4, CO2, CO, N2 ... et de poussières météoritiques, dont des silicates.

Sous l'action du rayonnement solaire, la surface du noyau s'échauffe, les glaces se subliment et les gaz libérés entraînent la poussière. Certains matériaux cométaires sont très volatiles car les noyaux sont actifs à 5, à 8 et parfois même à 15 ua du Soleil. Il s'ensuit que, même à très grande distance héliocentrique, la lumière solaire réfléchie par une comète ne provient pas du noyau solide mais bien du halo de matériaux qui l'entourent, d'où l'impossibilité de mesurer le diamètre du noyeau depuis la Terre.

La tête ou coma

Nébulosité de forme à peu près sphérique et centrée sur le noyau, la tête a un diamètre de l'ordre de 200 000 kilomètres à 1 ua du Soleil; ce diamètre varie comme le carré de la distance héliocentrique. Le spectre visible dans la gamme de longueur d'onde 0,3 à 0,7 mm révèle généralement une composante continue et des raies et bandes d'émission atomiques et moléculaires. Le continuum montre les raies de Fraunhofer du spectre solaire; il est donc dû au rayonnement solaire diffusé par des particules de poussière. Quant au spectre discret, il révèle les molécules OH, CN, C2, C3, CH, NH, NH2, les atomes H, O, K, Al, Na, Ca, Cr, Co, Mn, Fe, Ni, Cu (ces dix métaux n'apparaissant qu'à faible distance héliocentrique), les ions moléculaires CO+, N2+, CO2+, H2O+, CH+, OH+ et les ions atomiques C+ et Ca+.

Les queues

Les queues des comètes prennent naissance près du noyau, traversent la coma et s'étendent sur des distances considérables. On distingue deux types principaux de queues cométaires et un troisième, moins fréquent, apparenté au deuxième et appelé anti-queue.

La queue de type I, ou d'ions, est droite et fait un angle de quelques degrés avec la ligne joignant le Soleil à la comète, dans la direction opposée au mouvement ; le spectre, qui est celui des ions déjà rencontrés dans la coma, est souvent dominé par le bleu de l'ion CO+. Les queues ioniques présentent fréquemment des structures complexes et l'on y observe des inhomogénéités se déplaçant à des vitesses de l'ordre de 10 à 100 kilomètres par seconde et subissant des accélérations considérables qu'on ne peut imputer au seul rayonnement solaire.

Les queues de poussière, dites de type II, sont très différentes des premières. Bien que restant dans le plan de l'orbite, elles sont fortement courbées dans la direction opposée à la marche de la comète ; les vitesses des poussières qui les composent sont de l'ordre de 0,1 à quelques kilomètres par seconde, bien inférieures à la vitesse orbitale du noyau, d'où l'effet de traînée observé. Le spectre est celui du continuum solaire qui donne la couleur jaunâtre caractéristique des queues de poussière. La théorie mécanique des queues de type II a été établie par Friedrich Bessel en 1835 et affinée en 1968 par Finson et Probstein : après sublimation des glaces, les molécules de gaz s'échappent aisément dans l'espace.