Un système planétaire est composé d'une (ou plusieurs) étoile(s) et d'un cortège de planètes. Il y a le nôtre, le Système Solaire, et les milliers d'autres dont nous découvrons la diversité depuis vingt ans après des siècles de spéculations sur leur existence.

Ce site présente les systèmes planétaires au travers des outils scientifiques, de la physique, de la chimie, des mathématiques... qui sont les vaisseaux à bord desquels nous partons à leur découverte.

Le site se décline en modules autonomes. Les connaissances nécessaires pour suivre un module dépendent du sujet traité et couvrent les niveaux d'une Licence scientifique. Chaque module correspond à peu près à une dizaine d’heures de lecture/de travail, et est structuré en 4 parties :

Découvrir : texte de présentation du sujet. Il n’y a pas/peu d’équation. durée approximative : 2 heures.

Comprendre : la science nécessaire à la compréhension du sujet (mathématiques, physique, chimie…). durée approximative : 3 heures.

Se tester : des questions, QCM, exercices.. avec aide et solution, pour vérifier l'acquisition des connaissances. durée approximative : 2 heures.

Mini-projet : un travail de recherche sur de vraies données observationnelles ou théoriques.

Le plan des chapitres est accessible ici.

Ces modules peuvent être utilisés en autoformation, ou intégrés dans un cours en présentiel ou à distance. Les droits d'utilisation sont précisés ci-dessous.

Cet ensemble de modules s'accompagne du site Les exoplanètes qui contient un catalogue exhaustif des exoplanètes connues et de leurs caractéristiques, des outils de visualisation et de traitement statistique, de cartes du ciel, des TP guidés, quelques pages d'informations générales sur les exoplanètes.

Ce projet a été réalisé dans le cadre du Labex ESEP.

Veuillez nous signaler tout problème rencontré sur ces pages à l'adresse contact.sesp at obspm.fr

Les auteurs du site, les crédits et les conditions d'utilisation sont décrits ici.

Ce projet a été réalisé entre 2013 et 2017 dans le cadre du Labex ESEP. Il a bénéficié d'un soutien de l'Université Numérique Thématique UNISCIEL. Il a été soutenu par les établissements suivants :

• UVSQ
• UPEC
• Observatoire de Paris

Responsable : Françoise Roques (francoise.roques at obspm.fr)

Il est maintenu par le service informatique du LESIA et les contenus sont mis à jour régulièrement.

Le comité éditorial est constitué de : Christian Balança (LERMA), Yves Bénilan (LISA), Jean-Mathias Griessmeier (LPC2E), Emmanuel Marcq (LATMOS), Thomas Navarro (LMD), Stefan Renner (IMCCE), Francoise Roques (LESIA), Jean Schneider (LUTh).

Les auteurs sont : Jean-Loup Baudino, Bastien Brugger, Cecilia Caccarelli, Jean-Yves Chaufray, Valérie Ciarletti, Thierry Dudok de Wit, Sylvain Fouquet, François Forget, Nicolas Fray, Jean-Mathias Griessmeier, Nathan Hara, Quentin Kral, Jacques Laskar, Alice Le Gall, Emmanuel Lellouch, Emmanuel Marcq, Sophie Masson, Ronan Modolo, Yaël Nazé, Gary Quinsac, Thomas Navarro, Arianna Piccialli, Gary Quinsac, Loïc Rossi, Jean Schneider, Antoine Strugarek, Philippe Thébault, Martin Turbet.

Merci aux relecteurs : Alain Doressoundiram, Stéphane Erard, Thierry Fouchet, Anaëlle Halle, Sébastien Lebonnois, Emmanuel Lellouch, Benoit Mosser, Filippo Pantellini, Didier Pelat, François Raulin, Patricia Schippers, Bruno Sicardy, Philippe Thebault.

Equipe technique :

• Chef de projet, développements multimédia : Cédric Schott
• Groupe Informatique du LESIA : Florence Henry, Emmanuel Grolleau, Julien Brulé, Pierre-Yves Martin
• Graphisme : Sylvain Cnudde
• Maintenance logiciels (webjaxe, daxe): Soufiane Ayadi, Damien Guillaume

Les contenus ont été créés sous Licence Creative Commons 5: Paternité + Pas d’Utilisation Commerciale + Partage à l’Identique (BY NC SA). Le titulaire des droits autorise l’exploitation de l’œuvre originale à des fins non commerciales, ainsi que la création d’œuvres dérivées, à condition qu’elles soient distribuées sous une licence identique à celle qui régit l’œuvre originale, en particulier à condition de l’attribuer à son l’auteur en citant son nom.

Les outils et les appliquettes sont distribués sous Licence libre GNU GPL.

Crédit : nom de l'auteur - SESP

1. Introduction
   • Planètes et exoplanètes: Histoire et définitions (Y. Nazé, J. Schneider)
   • Formation et évolution des systèmes planétaires (P. Thebault)
2. Structures planétaires
   • Surfaces planétaires (A. Le Gall)
   • Structure thermique des atmosphères planétaires (E. Marcq)
   • Dynamique atmosphérique (T. Navarro, A. Piccialli)
   • Structure interne (Bastien Brugger, en cours)
   • Petits corps du système solaire (N. Fray)
   • Relations étoile-planètes (S. Masson, A. Strugarek, en cours)
   • Les orbites planétaires(V. Ciarletti, Lucie Maquet)
3. Observations
   • Rayonnement électromagnétique : Flux et spectre (E. Marcq, L. Rossi)
   • Polarisation (L. Rossi)
   • Plasmas planétaires (R. Modolo)
   • Flux U.V. (J.Y. Chaufray)
4. Techniques et méthodes
   • Modèle de circulation générale des atmosphères (GCM) (T. Navarro)
   • Technique des microlentilles gravitationelles (Virginie Batista, en cours)
   • Imagerie directe d'exoplanètes (J.L. Baudino)
   • Méthodes de détection d'exoplanètes par vitesse radiale et astrométrie (N. Hara, J. Laskar)
   • Transits d'exoplanètes (E. Lellouch, Q. Kral, J.M. Griessmeier, F. Roques)
   • Les CubeSats (G. Quinsac)
   • Exoplanètes : Statistique et probabilités (S. Fouquet)
5. Lieu de vie
   • Habitabilité (M. Turbet, F. Forget)
   • L’équation de Drake et SETI, ou comment savoir si nous sommes seuls dans cet univers (Q. Kral)

Nous savons maintenant que toute étoile du ciel possède deux planètes en moyenne, et nous sommes à la veille de savoir si ces innombrables systèmes planétaires sont les soeurs, en beauté et en diversité, des planètes du Soleil.

Pour introduire ce voyage parmi les planètes, le premier chapitre nous présente, entre religion, philosophie et sciences, les grandes étapes de la recherche de vie dans l'Univers. Le deuxième chapitre décrit le scénario "standard" de la formation des planètes, "standard" parce que basé sur notre connaissance des seules planètes du Soleil. Un scénario "revisité" sera peut-être à ajouter dans quelques années.

• Les questionnements au cours de l'histoire sur les mondes extraterrestres,
• Les modalités de formation des systèmes planétaires

1888

Jusqu'à 1995, les planètes étaient, pour l'Humanité, le propre d'une seule étoile, le Soleil.

Crédit : C. Flammarion, 1888

2011 : Des exoplanètes gazeuses mais aussi telluriques

En ce début de 21ième siècle, on détecte des planètes dont les propriétés sont proches de celles de la Terre: Sur cette figure, la couleur traduit la température (échelle à droite de la figure). On voit que Kepler-11 b et Corot-7 b, respectivement les croix rouge et orange, sont plus massives et plus chaudes que la Terre mais elles ont des densités semblables à celle de la Terre.

Crédit : d'aprés J. Lissauer, 2011

Ce module présente :

• l'histoire des questionnements sur l'existence de mondes extraterrestres,
• l'évolution dans l'histoire du nombre de planètes du système solaire,
• et comment se sont précisées les définitions des planètes et des exoplanètes

Ce module ne nécessite aucune connaissance préalable.

Une des plus grandes questions philosophiques tourmentant l’homme depuis des siècles est celle de l’« autre ». Sommes-nous uniques, création esseulée dans l’Univers, ou faisons-nous partie d’une grande communauté cosmique aux mondes innombrables ? La recherche de vie « ailleurs » s’est d’abord limitée à notre planète, les grandes expéditions rapportant la présence de nombreuses « races » aux traits étranges. Toutefois, la problématique ne se limite pas à la seule Terre ; les hommes se sont très tôt interrogés sur la présence de vie au-delà de notre atmosphère... et ce avec des fortunes diverses.

L’idée de pluralité des mondes est aussi ancienne que l’humanité. Elle faisait partie intégrante des mythes et cosmogonies anciens car toutes les tribus primitives peuplèrent le ciel... Il ne s’agit toutefois pas d’un peuple céleste de nature humaine, mais plutôt d’une cohorte divine : le firmament est donc habité, quelle que soit la culture – l’idée actuelle de vie extraterrestre s’éloigne toutefois beaucoup de ces conceptions initiales.

Aristote

Crédit : S. Cnudde

La philosophie atomiste n’est cependant pas le seul courant philosophique de l’Antiquité, et certains sont bien plus sceptiques sur la question. Parmi les chefs de file des opposants, on compte Aristote (384-322 av. J.-C.). Dans ses théories, il considère quatre éléments, qui ont chacun leur place naturelle : la terre, plus lourde, se trouve au centre, suivie de l’eau, l’air et le feu, par ordre d’éloignement. Si l’un d’eux est écarté de sa position, il tend à y revenir : ainsi, les rochers coulent et les flammes montent. Imaginons qu’il existe une seconde Terre, un autre monde : les éléments seraient perturbés et ne sauraient vers quoi se diriger – il n’y aurait plus de « place naturelle » mais bien deux centres attractifs ! Il ne peut donc y avoir qu’un monde. De plus, Aristote pense que les quatre éléments sont confinés sur la Terre corruptible, car les cieux, parfaits, sont eux composés d’un mystérieux cinquième élément... Il semble donc absurde d’imaginer les astres habités.

Thomas d'Aquin

Crédit : C. Crivelli

Au début de notre ère, la philosophie d’Aristote domine les réflexions savantes, et il faut attendre la fin du Moyen-Âge pour voir apparaître de nouveaux débats. Le problème principal est que le monde occidental, désormais chrétien, assure l’existence d’un Dieu omnipotent, incompatible avec certaines idées du philosophe grec. En effet, si Dieu avait envie de créer un deuxième monde, ce ne sont certes pas les théories d’Aristote qui l’en empêcheraient... ou alors les pouvoirs divins sont limités – une hérésie ! D’aucuns tentent de pallier cette contradiction. Ainsi, Thomas d’Aquin (1225-1274) assure qu’il n’y a aucun problème d’omnipotence dans cette question de pluralité des mondes, car la perfection peut justement se trouver dans l’Unicité de la création ! Roger Bacon (1214-1294) et d’autres assurent que, pour avoir plusieurs mondes et aucun problème de « place naturelle », il faudrait qu’un vide existe entre ces mondes, ce qui est impossible dans la philosophie d’Aristote : notre monde est donc bien unique.

Pourtant, les critiques se font de plus en plus nombreuses, avec comme antienne « Dieu n’est pas soumis aux lois d’Aristote ». En 1277, Etienne Tempier (?-1279), évêque de Paris, condamne ainsi 219 exécrables erreurs à caractère scientifique, en y incluant notamment le fait que la Cause Première ne peut créer plusieurs mondes. Jean Buridan (1300- 1358) assure quant à lui que Dieu est capable de créer un deuxième monde et de s’arranger pour que les éléments respectent les lois d’Aristote dans ce monde-là aussi ! Pour Guillaume d’Ockham (1280-1347), celui du fameux rasoir, la pluralité des mondes est une évidence, voire une nécessité – dans chaque monde, les éléments retournent à leur place, sans même le besoin d’une intervention divine. Nicole Oresme (1325-1382), évêque de Lisieux, poursuit en affirmant que, si les corps lourds restent au milieu des légers, il n’y a aucun problème. Le cardinal Nicolas de Cuse (1401-1464) va même plus loin : pour lui, l’Univers est ouvert, et la Terre n’y occupe aucune place privilégiée ; de plus, la création divine peut s’exprimer partout – tout corps étant formé des mêmes éléments. Les adeptes de la pluralité restent cependant minoritaires, et la plupart des penseurs de l’époque résolvent le problème à la manière de Thomas d’Aquin : oui, Dieu pourrait créer un autre monde mais en pratique, il n’en a fait qu’un.

Héliocentrisme

Crédit : Harmonia Macrocosmica (Andreas Cellarius 1708).

Le véritable changement de mentalité doit attendre la révolution héliocentrique. Dans ce modèle, la Terre n’est qu’une planète parmi d’autres. Copernic lui-même ne tire pas les conséquences de cette idée fondamentale, mais d’aucuns s’en chargent pour lui : si la Terre n’est pas centrale, l’homme non plus ! Un des porte-drapeaux de cette nouvelle génération est Giordano Bruno (1548-1600) : « Dans le cosmos, il doit y avoir une infinité de soleils avec des planètes et la vie autour d’ elles. » ou encore « Il y a d’ innombrables soleils et d’innombrables terres, toutes tournant autour de leur soleil comme le font les sept planètes (Rappelons qu’à l’époque, Uranus et Neptune n’avaient pas encore été découvertes.) de notre système. Nous n’en voyons que les soleils parce qu’ils sont les plus grands et les plus lumineux, mais leurs planètes nous restent invisibles parce qu’elles sont petites et peu lumineuses. Les innombrables mondes de l’univers ne sont pas pires et moins habités que notre Terre. ».

Hélas, Bruno ne s’arrête pas à la pluralité et commence à remettre en cause certains fondements de la foi catholique (transsubstantiation, virginité de Marie, nature divine du Christ, etc.) en poussant les théories atomistes à l’extrême. Pour ces réflexions par trop audacieuses, il est condamné comme hérétique, puis brûlé au Campo dei Fiori de Rome le 17 février 1600. Cependant, cette exécution ne peut arrêter la marche des idées pluralistes, qui se voient même renforcées par les premières observations au télescope. Outre une confirmation de l’héliocentrisme, celles-ci montrent les astres semblables à la Terre : taches solaires et montagnes lunaires ont tôt fait d’abattre les théories de perfection céleste...

Johannes Kepler

Crédit : Wikipedia

La vie ailleurs passe alors du statut d’impossibilité naturelle à celui d’évidence universelle. On imagine alors tous les corps peuplés, y compris le Soleil ! Par extension, les étoiles, soleils lointains, doivent également posséder des planètes et ces autres systèmes solaires ne peuvent qu’accueillir la vie. On y voit même la preuve de la toute-puissance de Dieu, qui n’aurait certainement pas laissé les étoiles seules, sans raison d’être.

Les plus grands scientifiques apportent alors leur soutien à l’idée. Kepler (1571-1630) pense la Lune habitée (une cavité lunaire observée par Galilée serait selon lui une digue dans laquelle les Sélènes creusent des grottes-maisons). L’illustre Allemand publie même un roman de science-fiction en 1634 dans lequel un explorateur découvre la faune et la flore de notre satellite, protégé évidemment par une atmosphère, gage de vie. Il assure toutefois que la Terre abrite les plus merveilleuses des créatures... mais il a un doute « S’il y a des globes dans les cieux semblables à notre Terre, nous battrons-nous avec eux pour savoir qui occupe la meilleure partie de l’Univers ? Car si leurs globes sont plus nobles, nous ne sommes pas les plus nobles des créatures. Alors comment est-il possible que les choses soient faites pour l’homme ? Comment pouvons-nous être les maîtres de l’œuvre de Dieu ? »

Les vortex de Descartes

Figure 1 : Théorie des tourbillons : "Si nous supposons par exemple que le premier ciel AYBM au centre duquel est le Soleil tourne sur ses pôles dont l'un marqué A est l'austral et B le septentrional, et que les quatre tourbillons KOLC qui sont autour de lui tournent sur leurs essieux TT, YY, ZZ, MM et qu'il touche les deux marqués O et C vers leurs pôles et les deux autres K et L vers les endroits qui en sont fort éloignés" (Descartes, 1647).

Crédit : Principia Philosophia, R. Descartes(1596-1650),

Entretiens sur la pluralité des mondes

Figure 2 : La Marquise et le Philosophe, frontispice des Entretiens sur la pluralité des mondes.

Crédit : Bernard le Bouvier de Fontenelle

Alors que Descartes (1596-1650) reprend les idées atomistes et multiplie les « tourbillons », chacun centré sur un système solaire (figure 1), son protégé Christiaan Huygens (1629- 1695) écrit le Cosmotheoros (qui sera publié en 1698) dans lequel les planètes, mais pas la Lune, sont habitées par des êtres paisibles et savants, en majorité... astronomes. La pluralité devient alors à la mode en littérature : Pascal (1623-1662) penche pour une infinité d’univers, dont plusieurs « terres » habitées, Cyrano de Bergerac (1619-1655) envoie lui aussi ses personnages dans la Lune, tandis que Voltaire (1694-1778) met en scène un habitant de Sirius dans Micromegas...

Les idées de l’époque sont rassemblées et vulgarisées par Bernard le Bouvier de Fontenelle (1657-1757) dans son célèbre Entretiens sur la Pluralité des Mondes publié en 1686 (figure 2) . Dans cet ouvrage, on retrouve une infinité d’étoiles, toutes des soleils possédant des planètes – selon l’auteur, cette pluralité rend l’Univers encore plus magnifique qu’on ne le pensait auparavant. Fontenelle raconte même que les extraterrestres se baladent non loin et pêchent peut-être des humains comme nous les poissons (les enlèvements par des « aliens », avec trois siècles d’avance !). Les arguments en faveur de la vie extraterrestre sont énumérés : similitude de la Terre et des planètes quant aux conditions de vie, impossibilité d’imaginer d’autres usages à ces objets célestes, fécondité de la Nature et nécessité de peupler les autres planètes... Le livre connaît un succès sans égal, et se répand dans toute l’Europe.

Toute opposition n’est toutefois pas morte, et les thèses religieuses ont parfois bien du mal à s’accorder avec la pluralité généralisée. Thomas Paine (1737-1809) écrit ainsi en 1793 que « croire que Dieu a créé une pluralité de mondes au moins aussi nombreux que ce que nous appelons étoiles rend le système de foi chrétien à la fois petit et ridicule. » et « celui qui croit aux deux [pluralité et chrétienté] n’a que peu réfléchi à l’un comme à l’autre. » S’il existe des millions de mondes, alors comment croire que le Messie soit venu précisément sur la Terre pour sauver tous les êtres pensants de la Galaxie ? Ou alors, il passe d’un monde à l’autre « souffrant sans fin une succession de morts entrecoupées de rares intervalles de vie » de manière à sauver chaque peuple de l’Univers à son tour... Cela semble si ridicule qu’une seule conclusion doit s’imposer : la doctrine chrétienne est à abandonner. Ces idées sont peu suivies par les contemporains de Paine, qui prennent toutefois la peine de lui répondre. Timothy Dwight (1752-1817), Thomas Chalmers (1780-1847) et Thomas Dick (1774-1857) réaffirment alors que la pluralité constitue une des bases de la chrétienté, une confirmation de la Gloire de Dieu (on est loin des juges de Bruno !) – on retrouverait d’ailleurs la notion de vie extraterrestre à divers endroits des Ecritures !

Certains nouveaux groupes religieux incorporent même la pluralité directement dans leur foi : mormons, adventistes du 7e jour, swedenborghiens. Mais la question de la portée de l’incarnation christique et de la rédemption associée reste sans réponse, même aujourd’hui, et les débats continuent dans les milieux théologiques, quoique sur un ton moins passionné et surtout plus ouvert qu’au Moyen-Âge.

Robert Dicke

Crédit : NAS Biographical Memoirs

Le courant majoritaire n’empêche pas plusieurs philosophes allemands du 19e siècle de renoncer également à la pluralité, en faveur de l’anthropocentrisme : G.W.F. Hegel (1770-1831) affirme ainsi que la Terre est la plus excellente des planètes ; L. Feuerbach (1804-1872) assure que la Terre est l’âme et la raison d’être du cosmos ; A. Schopenhauer (1788-1860) accepte la présence d’extraterrestres mais considère l’humanité au pinacle de la création ; G.W. von Leibniz (1646-1716) et d’autres soutiennent ces idées...

Certains rapprochent également les tenants du « principe anthropique » de ce courant centré sur l’homme. Ce principe fut introduit dès 1961 par Robert Dicke (1916-1997), qui assurait que l’âge de l’Univers n’est pas quelconque mais «limité par des critères liés à l’existence de physiciens. » En 1973, l’idée est reprise par Brandon Carter (1942-), qui sépare la chose en deux versions : la faible et la forte. La première peut s’exprimer comme suit : « ce que l’on peut s’attendre à observer doit être restreint par les conditions nécessaires à notre présence en tant qu’observateurs ». Exemple : l’Univers ne peut être trop vieux car il faut que le carbone, brique indispensable à la vie, ait eu le temps d’être formé dans les étoiles et distribué un peu partout ; il ne peut être trop grand sinon il ne resterait plus que des cadavres stellaires inhospitaliers. La seconde version va plus loin encore et affirme que « l’Univers, et donc les paramètres fondamentaux dont il dépend, doivent être tels qu’ils admettent la création d’observateurs en son sein à un certain stade » – en résumé, la vie est donc essentielle au cosmos. Exemple : la constante de gravitation ne peut être ni plus petite, sinon il n’y aurait que des étoiles rouges et froides, ni plus grande, sinon les étoiles bleues et chaudes, tout aussi hostiles à la vie, domineraient le ciel.

Un lien esprit-matière est invoqué et selon John A. Wheeler (1911-2008), l’Univers s’adapte pour rencontrer les besoins de la vie et de l’esprit. Si les « observateurs » ne doivent pas en principe être nécessairement humains, c’est bien dans le cadre de l’humanité que ce principe a été formulé : certains adhérents au principe ne croient d’ailleurs pas en la vie extraterrestre. On peut d’ailleurs rapprocher ces idées de la pensée du biologiste Alfred R. Wallace (1823-1913) qui déclarait au début du 20e siècle « L’objectif final et la raison de ce vaste univers était la production et le développement de l’âme vivante dans le corps périssable de l’Homme. ».

Le principe anthropique, surtout dans sa version forte, est loin de faire l’unanimité. Le grinçant Fred Hoyle (1915-2001) ironise sur le sujet : « ce n’est pas tant l’Univers qui doit être compatible avec nous, que nous qui devons être compatibles avec l’Univers. Le principe anthropique a inversé la donne. » Certains dénoncent un problème important de ce principe : l’impossibilité de le tester, d’en obtenir des prédictions – il ne s’agirait donc peut-être pas d’une théorie, mais d’une profession de foi... D’aucuns insistent dans cette voie et assurent n’y voir qu’une version plus scientifique et sophistiquée de l’argument de « design » en faveur de l’existence d’un dieu...

Camille Flammarion

Camille Flammarion, farouche défenseur de la pluralité.

Crédit : Wikipedia

Certains penseurs préfèrent attaquer la pluralité dans ses postulats de base. Un bon exemple est William Whewell (1794-1866), pluraliste en 1827 devenu anti en 1850. Il s’interroge sur les preuves dont on dispose pour affirmer la pluralité des mondes, et n’en trouve aucune de bien tangible. L’Univers est grand, soit, mais il n’y a à l’époque aucune preuve que les étoiles possèdent des planètes, ni que les étoiles sont véritablement semblables au Soleil (au niveau de la stabilité, des propriétés physiques, etc.). Il réfute l’idée selon laquelle la variabilité d’Algol est due au passage d’un corps opaque (une planète ?) devant l’astre. Même dans notre Système solaire, on n’est pas sûr que les autres planètes soient habitables, ni alors, ni aujourd’hui ! Enfin, Whewell s’oppose également à la doctrine du « Tout doit servir » : on sait alors que la Terre est restée longtemps inhabitée... notre civilisation ne représente donc qu’un « atome de temps », alors pourquoi la Terre ne serait pas qu’un « atome d’espace » dans l’Univers ? Whewell récuse donc l’utilisation de l’analogie à tout va : il exige des preuves concrètes avant de discuter de ce problème – qui selon lui dépend donc plus de la science que de la religion. Précisons aussi que Whewell est le premier à décrire le concept de « zone d’habitabilité » et à reconnaître que la présence de vie n’implique pas nécessairement la présence de vie intelligente. Ses écrits font beaucoup de bruit et sont ardemment débattus, mais ils diminuent finalement peu le soutien général en faveur de la pluralité. On retrouve ainsi tout au long du 19e siècle des déclarations comme « Il faudrait avoir retiré bien peu de fruits de l’étude de l’astronomie pour pouvoir supposer que l’homme soit le seul objet des soins de son Créateur, et pour ne pas voir, dans le vaste et étonnant appareil qui nous entoure, des séjours destinés à d’autres races d’êtres vivants. » (François Arago, 1786-1853) ou « La vie se développe sans fin dans l’espace et dans le temps. Elle est universelle et éternelle. Elle remplit l’infini de ses accords, et elle règnera à travers les siècles, durant l’interminable éternité » (Camille Flammarion, 1842-1925).

Une nouvelle technique va changer un peu la donne : la spectroscopie, un moyen d’étudier à distance la composition chimique et les propriétés chimiques des astres – on possède enfin un moyen de tester les hypothèses à la base de la pluralité. Cette science va permettre de prouver que la matière est, essentiellement, partout la même dans l’Univers, ajoutant de l’eau au moulin des pluralistes. Elle va toutefois ruiner leurs espoirs dans d’autres domaines : non-détection de l’atmosphère lunaire (les Sélènes font leurs bagages...) ; ailleurs, présence de gaz toxiques ou conditions de pression et de température très défavorables à la vie. Le débat sur la vie extraterrestre va se mettre à osciller entre pessimisme (surtout première moitié du 20e siècle) et optimisme (surtout seconde moitié du 20e siècle) : formation des planètes, théories biologiques, observations martiennes apportent alors chacune leur lot de (dés)illusions.

figure 1 : Immanuel Kant

Crédit : S. Cnudde

figure 2 : Pierre-Simon de Laplace

Crédit : S. Cnudde

La question de la formation des systèmes planétaires pimente le débat. Une première théorie, élaborée par Immanuel Kant (1724-1804, fgure 1) et Pierre-Simon de Laplace (1749-1827, figure 2), part de la « nébuleuse primitive » : l’ensemble du Système solaire naît d’un nuage qui se contracte; sa rotation accélérant, le nuage donne naissance à un disque plat; en se refroidissant, ce disque devient instable et se divise en anneaux qui donnent naissance aux planètes.

Rapidement, on met en évidence un sérieux problème dans ce modèle. En effet, les planètes de notre Système solaire tournent rapidement alors que le Soleil, qui possède la majorité de la masse du système, tourne très lentement sur lui-même. À l’époque, on ne connaît aucun moyen pour une étoile de se débarrasser du moment cinétique et cette observation indiscutable conduit alors à l’abandon de la théorie.

Une vingtaine d’années plus tard, on démontre qu’il est impossible de former avec ce modèle des planètes dont la composition et les orbites sont celles que l’on observe, que de telles collisions ne peuvent arracher suffisamment de matière pour former le Système solaire dans son ensemble, et que le filament obtenu est de toute façon instable. La théorie nébulaire, et avec elle les cortèges de planètes, resurgit alors dans les années 1940. Des modifications permettent d’éliminer le vieux problème : une grande partie de la nébuleuse primitive est évacuée dans l’espace, emportant la majorité du moment angulaire – on ajoutera ensuite l’action du vent solaire dans le ralentissement du Soleil. Avec le retour de ce modèle, les systèmes planétaires sont alors de nouveau nombreux dans l’imaginaire astronomique...

Exprience de Miller

Figure 1 : Schéma de l’expérience de Miller. On produit des décharges électriques dans un ballon contenant les gaz primitifs, et des composés organiques se forment alors.

Crédit : Wikipedia

ALH84001

Figure 2 : Structure étrange dans la météorite martienne ALH84001.

Crédit : Wikipedia

Alors qu’il s’agit de discuter la présence de vie, la biologie est curieusement absente des débats jusqu’à l’aube du 20e siècle, laissant les astronomes et les philosophes occuper le premier plan. À la fin du 19e siècle, les choses commencent à changer.

Louis Pasteur (1822-1895) mettant à mal les théories de génération spontanée, certains proposent alors que la vie terrestre vient d’ailleurs (théorie dite de panspermie)... Lord Kelvin (1824-1907) décrit ainsi les météorites comme des fragments de planètes verdoyantes venues féconder la Terre. Se disant que la descente dans l’atmosphère et la collision brutale avec le sol doit détruire la vie dans ces objets, Svante Arrhénius (1859-1927) propose plutôt que les spores présents dans l’atmosphère soient gentiment poussés par la pression de radiation pour finir par ensemencer, sinon l’Univers, tout au moins le Système solaire. Il calcule que des spores terrestres atteignent ainsi l’orbite de Mars en vingt jours, et l’étoile la plus proche en neuf mille ans. Il suppose que les températures glaciales de l’espace interstellaire suspendent le pouvoir de germination de ces « graines » – certains expérimentent et constatent que c’est bien le cas ; toutefois, le rayonnement ultraviolet a tendance à détruire les cellules vivantes...

Plus récemment, Fred Hoyle et Chandra Wickramasinghe (1939 -)reprennent l’hypothèse de panspermie, en assurant que l’absorption ultraviolette du milieu interstellaire est due à des virus ou des algues (leur arrivée dans l’atmosphère provoquant des épidémies sur Terre), que la poussière interstellaire est peut-être de la cellulose, ou encore que les explosions récurrentes du nombre de nouvelles espèces correspondent à l’arrivée massive de « semences » spatiales. Allant plus loin encore, Francis Crick (1916-2004) et Leslie Orgel (1927-) proposent une panspermie dirigée – des vaisseaux spatiaux extraterrestres envoyés délibérément pour féconder les planètes... Tout cela ne règle évidemment pas le problème de l’apparition de la vie, reportant le problème de la Terre à une autre planète.

Dans les années 1950, Melvin Calvin (1930-2007) et Stanley Miller (1911-1997) arrivent à produire des substances organiques (acide formique pour le premier, acides aminés pour le second) à partir d’un mélange de gaz « primitifs » (figure 1).

Très vite, ces résultats font l’effet d’une bombe : si l’on arrive à produire ces composés aussi facilement, cela implique que la vie est possible ailleurs ! Les astronomes découvrent d’ailleurs des composés organiques dans le milieu interstellaire voire des acides aminés dans des météorites... Certains assurent même y avoir trouvé des « algues » (Nagy & Claus en 1961 et Mc Kay en 1996 pour ALH84001, figure 2), mais ces résultats sont encore loin d’être confirmés. Tout cela, combiné à la découverte de vie dans les conditions les plus extrêmes de la Terre, pousse certains à l’optimisme : « Il y a aujourd’hui toute raison de penser que l’origine de la vie n’est pas un ‘heureux accident’ mais un phénomène complètement régulier. » (A.I. Oparin en 1975).

Côté théorique, la fin du 19e siècle a vu Charles Darwin (1809-1882) et Alfred R. Wallace introduire l’idée de sélection naturelle. Cette théorie permet d’envisager l’évolution dans d’autres conditions – comme celles régnant sur d’autres planètes, par exemple. Elle pousse au départ à l’optimisme mais il apparaît rapidement que l’évolution de la vie sur Terre ne s’est pas faite de façon très linéaire... Wallace affirme ainsi qu’il a fallu des millions de petites modifications pour arriver à l’Homme – obtenir la même chose ailleurs est donc impossible ; de plus, l’humanité est la seule race intelligente sur Terre – la possibilité d’une intelligence extraterrestre est donc encore plus faible. Beaucoup reprennent ces idées : « L’homme sait enfin qu’il est seul dans l’immensité indifférente de l’Univers d’où il a émergé par hasard. Non plus que son destin, son devoir n’est écrit nulle part. À lui de choisir entre le Royaume et les ténèbres.» (J. Monod en 1970), «La pleine réalisation de la quasi-impossibilité de l’origine de la vie nous rappelle combien cet événement était improbable. » (E. Mayr en 1982). Sans preuves observationnelles, le débat reste actuellement ouvert. Les scientifiques les plus optimistes s’accordent toutefois à dire que « vie extraterrestre » ne rime pas avec « humains » : le chemin évolutif ayant probablement été différent ailleurs, les formes de vie le seront aussi.

Schiaparelli/Antoniadi

Une des cartes que Schiaparelli dressa de Mars (en haut), à comparer à une des cartes d’Antoniadi (en bas)

Crédit : Antoniadi (La planète Mars)

Le visage sur Mars

"The face", une signature en forme de visage humain laissée par une civilisation décadente... une image de basse résolution prise par Viking et une image à haute résolution de la même région.

Crédit : NASA/ESA

Vu le peu de certitudes, il existe donc quelques opposants à la théorie des canaux artificiels, par exemple le français Eugène Antoniadi (1870-1944). Ce dernier était pourtant au départ convaincu de l’existence des canaux. Mais après de longues heures d’observation, il doit cependant revenir sur ses convictions, et analyse les canaux comme de simples alignements fortuits. Pour convaincre le monde scientifique, son collègue Edward Maunder (1851-1928) tente même une expérience dans une classe. Dessinant sur une feuille de papier une carte de Mars « naturelle » (quelques points au hasard), il demande aux élèves de reproduire ce qu’ils voient : si les élèves du premier rang copient fidèlement les points disposés au hasard, les potaches du dernier rang dessinent consciencieusement des lignes droites... imaginaires. L’esprit humain, assurent Antoniadi et Maunder, a tendance à (sur)interpréter les choses naturelles, et à dessiner des lignes là où il n’y a rien de particulier en réalité. De plus, la mauvaise qualité des instruments de l’époque n’arrange rien.

Mais le courant opposé a tôt fait de balayer les objections d’Antoniadi et des autres opposants : ils ne sont jamais que de piètres observateurs, prévient-on ! Et d’ailleurs, Antoniadi, basé à Meudon, ne pourrait pas distinguer de fins détails sur la planète rouge à travers les cieux parisiens si pollués !

À la fin du 19e siècle, quatre interprétations circulent : une illusion (Maunder, Newcomb, Antoniadi), des structures réelles et continues dues à des craquelures dans la surface martienne (Pickering, Eddington), de fines lignes naturelles (Schiaparelli), de fines lignes artificielles (Lowell, Flammarion, Lockyer, Russell). Beaucoup d’astronomes modérés sont persuadés de l’existence de la vie sur Mars – tous ne vont pas jusqu’à soutenir l’image des Martiens bâtisseurs, mais Lowell a la presse pour lui et son modèle devient extrêmement populaire. Les médias diffusent l’affaire, et certains vont jusqu’à affirmer que les canaux forment le nom de Dieu en hébreu ou que les habitants nous envoient parfois des signaux ! Des romans mettant en scène les hypothétiques Martiens fleurissent, le plus connu étant certainement « La Guerre des Mondes » d’Herbert Georges Wells (dont la lecture radiodiffusée par Orson Welles le 30 octobre 1938 provoqua une panique sans précédent).

Le passage au 20e siècle ne clôt pas les débats. Certains astronomes affirment en 1909 avoir détecté de l’eau et de l’oxygène dans l’atmosphère martienne, voire en 1956 des molécules organiques... observations infirmées par la suite (elles étaient dues à une contamination par l’atmosphère terrestre).

Finalement, en juillet 1965, Mariner 4, première sonde lancée à l’assaut de la planète rouge, envoie ses premières images : Mars est une planète désolée, glacée et pratiquement sans air. Il n’y a nulle trace des fameux canaux, comme le confirmeront d’ailleurs les successeurs de Mariner.

Après l’observation de loin vient le temps des tests sur place. En 1976, les sondes Viking emportent avec elles quatre expériences destinées à tester la présence de vie sur Mars : Gas Chromatograph-Mass spectrometer (analyse des composés du sol martien), Gas exchange (si un organisme vivant se trouve dans l’échantillon de sol martien, il rejettera du gaz lorsqu’il recevra de de l’eau et/ou des nutriments), Labelled release (solution aqueuse avec 7 composés organiques marqués, expérience destinée à chercher de la vie qui les décompose en méthane ou gaz carbonique), Pyrolitic release (sans changer les conditions, on ajoute du gaz carbonique marqué et 120 heures plus tard, une pyrolyse décompose le résultat). Les deux premières ont des résultats clairement négatifs, les deux dernières des résultats positifs, mais attribués généralement à des réactions non biologiques : l'enthousiasme pour la vie martienne prend alors du plomb dans l’aile.

D’un autre côté, les responsables de la sonde Mars Express ont affirment avoir trouvé du méthane, un gaz qui se décompose rapidement sur Mars, distribué de façon non-uniforme à la surface tout comme la vapeur d’eau : l’origine en est encore incertaine (volcans, bactéries méthanogènes ?). D’autres expériences biologiques seront donc tentées à l’avenir, notamment avec la sonde européenne Exomars, pour obtenir des résultats définitifs tout en essayant d’éviter les ambiguïtés des mini-labos des Viking.

Les Martiens, héritiers des canaux du 19e siècle, n’ont cependant jamais vraiment déserté notre imagination. En 1976, ils ressurgissent de plus belle avec la découverte de « The Face ». Un étrange monticule en forme de tête humaine – c’est bien connu, les Martiens nous ressemblent. Sous la pression du public, la NASA a dû refaire récemment des images de la région à haute résolution... qui montrent une simple colline érodée! Cela n’empêche pas certains de parcourir les images de la planète rouge et d’y trouver des soucoupes volantes abandonnés, des pyramides-dortoirs, des forteresses abandonnées, et autres joyeusetés.

Méthode des transits

Figure 1 : Méthode du transit : en passant devant son étoile, la planète cache une partie du disque stellaire, provoquant une baisse de luminosité.

Crédit : OCA

Méthode astrométrique

Figure 2 : Méthode astrométrique : le mouvement de l’étoile est détecté par le changement de position de l’astre par rapport aux objets lointains. Déplacement du Soleil sous l'effet des mouvements planétaires (Jupiter et Saturne principalement), vu à une distance de 10 pc. L'amplitude de ce déplacement est de 500 microsecondes d'arc

Crédit : NASA

Méthode des vitesses radiales

Figure 3 : L'étoile tourne autour du centre de gravité étoile-planète. La mesure du décalage des raies sombres visibles dans son spectre (l'effet Doppler) permet de calculer sa vitesse radiale. L'amplitude de cette variation informe sur la masse de la planète.

Crédit : Observatoire de Paris, ASM, E. Pécontal

Figure 4 : P. Van de Kamp

Crédit : S. Cnudde

Puisque la théorie nébulaire prédit la présence de nombreux systèmes planétaires, les astronomes ont commencé à les chercher. Les fausses alarmes se multiplient, jusqu’à la dernière décennie du 20e siècle... La quête débuta par la découverte de compagnons invisibles. En 1782, des transits (figure 1) de tels objets sont proposés pour expliquer la variabilité d’Algol. (En réalité, les changements de luminosité de cette étoile résultent des éclipses de l’astre par un compagnon stellaire plus froid).

Cette idée fera son chemin, et en 1858 D. Lardner propose de chercher des objets planétaires par transits. Moins d'un siècle plus tard, D. Belorizky calcule que le transit d'un Jupiter fait une diminution de flux de 1%, ce qui est alors détectable, tandis qu'Otto Struve redécouvre la méthode et la promeut ! Dans les annees 1980, des astronomes proposent des missions spatiales permettant de chercher des transits d'exoplanètes, qui seront mises en oeuvre 20 ans plus tard avec CoROT et Kepler.

En 1844, F.W. Bessell (1784- 1846) en découvre pour Sirius et Procyon par la méthode astrométrique (figure 2).

En 1889, Edward Pickering (1846-1919) découvre des astres inconnus par la méthode des vitesses radiales (figure 3). Bien sûr, compagnon invisible, car noyé dans la lumière de l’astre principal, ne veut pas nécessairement dire compagnon planétaire – mais certains s’enthousiasment déjà, tels Simon Newcomb (1835-1909) qui déclare : « L’histoire de la Science n’offre pas de plus grande merveille que les découvertes de planètes invisibles qui sont en train de se produire. ».

En 1855, le capitaine W.S. Jacobs, féru d’astronomie, rapporte les «anomalies orbitales » de l’étoile binaire 70 Oph, détectées par la méthode astrométrique et probablement associées à une planète. Thomas Jefferson Jackson See (1866-1962), astronome fantasque, reprend l’idée en 1896 et assure que ces anomalies prouvent absolument l’existence d’une planète, de période égale à 36 ans. Un de ses confrères, F.R. Moulton, calcule néanmoins qu’un tel système à 3 corps serait instable, et donc qu’il ne peut exister de planète dans ce système. En 1905, W.W. Campbell et Hebert D. Curtis (1872-1942) calculent que le Soleil se déplace de seulement 0,03 km/s à cause des planètes : les instruments de l’époque ne permettent pas de détecter une amplitude aussi faible, et la recherche par la méthode des vitesses radiales est donc vouée à l’échec. Robert G. Aitken (1864-1951) insiste en 1938 : les planètes ont une masse trop faible par rapport au Soleil pour avoir un effet détectable par les instruments contemporains – il faut attendre.

Cependant, les astronomes sont impatients, et continuent malgré tout leurs recherches planétaires. La rotation des étoiles leur donne un argument supplémentaire. En effet, les étoiles chaudes et massives tournent rapidement (période de l’ordre d’heures ou de jours), alors que les plus froides ont une rotation bien plus lente (période de l’ordre du mois). Certains astronomes, dont Otto Struve (1897-1963), affirment que cette dichotomie est due à la présence de planètes autour des étoiles froides – planètes qui emportent une partie du moment cinétique (On prouvera plus tard que ce phénomène n’a rien à voir avec la presence de planètes) .

Galvanisés par ces premiers résultats, les scientifiques reprennent les recherches. Ainsi, en 1936, une première perturbation astrométrique avait été détectée pour l’étoile Ross 614 par Dirk Reuyl (1906-1972) : le compagnon était de nature stellaire, mais ce résultat ouvrait la porte à la détection de compagnons planétaires. En 1938, Erik Bertil Holmberg (1908-2000) rapporte un possible compagnon planétaire pour Procyon, mais le résultat fut rapidement infirmé – il y avait trop peu de mesures pour en tirer quelque chose de vraiment concluant. En 1943, les découvertes se multiplient: Kaj Strand rapporte la découverte de planètes pour 61 Cyg (confirmée par lui en 1957 et par des collègues en 1960), Reuyl et Holmberg font pareil pour 70 Oph (infirmé par Strand en 1952).

L’année suivante, c’est l’astronome Peter van de Kamp (1901-1995, figure 4), cousin de Reuyl, qui reprend le flambeau avec des compagnons pour l’étoile de Barnard et Lalande 21185 – comme il a un doute sur leur nature planétaire, il continue ses observations les années suivantes.

Au final, il examine plus de deux mille plaques photographiques, prises entre 1916 et 1919 ainsi qu’entre 1938 et 1962, de l’étoile de Barnard. Il trouve que cette étoile à grand mouvement propre n’a pas une trajectoire parfaitement rectiligne, mais qu’elle oscille plutôt autour d’une ligne droite, un mouvement perturbé selon lui par deux « Jupiter » qui gravitent autour de l’étoile. Dès 1973, George Gatewood et Heinrich Eichhorn mènent de nouvelles campagnes d’observations de l’objet mais ne remarquent rien de particulier ; un autre astronome, John Herschey, examine douze étoiles des plaques qui ont servi à van de Kamp et trouve que toutes présentent un étrange mouvement : le problème vient en fait du télescope, et plus particulièrement d’un changement de lentille ! Les astronomes persistent pourtant : en 1983, Robert S. Harrington (1942-1993) et V.V. Kallaraka rapportent que les étoiles van Biesbroeck 8 et 10 présentent des changements dans leurs mouvements propres dus à des compagnons très peu massifs... le résultat sera confirmé deux ans plus tard par interférométrie des tavelures mais en l’absence d’autres confirmations, la conclusion générale fut négative : une fausse alerte, encore une !

Fomalhaut

Figure 1 : Le disque de Fomalhaut et la planète Fomalhaut b qui orbite sur le bord intérieur du disque.

Crédit : NASA

L’optimisme revient pourtant la même année avec la découverte de nuages de particules solides autour de Véga, β Pictoris et d’autres: il doit s’agir de disques protoplanétaires... une première étape est franchie, reste à trouver les planètes déjà formées. Il ne faudra plus attendre longtemps. En 1988, Bruce Campbell et deux collègues rapportent les résultats de six ans d’observations : 7 étoiles (sur les 16 étudiées) présentent des variations des vitesse peut-être dues à des compagnons de 1 à 9 masses de Jupiter et l’une d’entre elles possède un compagnon stellaire. Les auteurs proposent l’existence d’une planète pour γ Cep, leur meilleur candidat, mais ils restent prudents, vu les limitations de leur instrument et le fait qu’il pourrait s’agir non d’une planète mais bien d’une naine brune. Après des doutes sur cette découverte début des années 1992, elle fut confirmée en 2003... Rétrospectivement, il s’agit donc de la première observation d’exoplanète.

Peu apres, Latham et ses collègues proposent eux aussi une planète pour l'etoile HD114762. Après des doutes sur ces découvertes, elles furent confirmées... Rétrospectivement, il s’agit donc des premières détections d’exoplanètes.

Avec la découverte du rayonnement radio et le développement des télécommunications qui s’ensuivit, la recherche de vie extraterrestre prit un autre tournant : et si on « écoutait » le ciel, à la recherche non de la simple vie, mais bien d’autres civilisations ?

L’idée est loin d’être neuve. Au tournant du siècle passé, Nikola Tesla (1856-1943), inventeur génial, pense utiliser l’induction pour amener l’énergie dans les maisons. Pour vérifier la faisabilité de son concept, il tente plusieurs expériences. Notamment, il construit un gigantesque transmetteur (une tour de 50 m de haut entourée de fil électrique). Une nuit de 1899, il enregistre des perturbations – son transmetteur était aussi un récepteur ! Il les prend pour une communication interplanétaire et il affirme en 1901 être le premier à établir une communication entre deux mondes différents – la réalité est plus prosaïque : selon toute vraisemblance, il s’agissait de l’émission radio d’éclairs lointains. Dans le même ordre d’idées, Guigliemo Marconi (1874-1937), responsable de la première émission transatlantique, imagine dès 1919 des communications basées sur le langage mathématique pour entrer en contact avec d’autres intelligences – il affirme même avoir reçu un signal inexpliqué et lointain en 1920 (il est le seul à l’avoir enregistré, ce qui suggère un problème quelconque). Avec ses collègues, il encourage les gens à écouter nos voisins martiens avec leur récepteur TSF lors de l’opposition Terre-Mars de 1924. On arrive même à mobiliser l’armée, qui diminuera ses émissions radio pour faciliter la détection de signaux martiens – un signal étrange est rapporté, sans confirmation extérieure. Hélas, tous ignoraient qu’à ces basses fréquences, les ondes radio sont arrêtées par l’ionosphère: aucune émission extraterrestre ne pouvait leur parvenir.

Dans un article pionnier paru en 1959, Giuseppe Cocconi (1914-) et Philip Morrisson (1915-2005) montrent que les communications interstellaires sont possibles. Les radiotélescopes ont alors atteint une sensibilité suffisante pour ce faire. Ils proposent de se focaliser sur des signaux à bande étroite et centrés sur 1420MHz, fréquence d’une raie d’hydrogène, élément le plus abondant dans l’Univers8 : en envoyant un message à cette fréquence, on est en effet certain qu’au moins un groupe de personnes écoute... les astronomes ! Ils reconnaissent toutefois que « La probabilité de succès est difficile à estimer, mais si l’on ne cherche jamais, les chances de réussir sont nulles. ». Aujourd’hui, on se focalise sur le point d’eau (water hole), une bande située entre les longueurs d’onde de 21,1 cm (H) et 17,6 cm (OH), car les deux composés associés forment l’eau, base de la vie...8 Aujourd’hui, on se focalise sur le point d’eau (water hole), une bande située entre les longueurs d’onde de 21,1 cm (H) et 17,6 cm (OH), car les deux composés associés forment l’eau, base de la vie...

Au même moment, un certain Frank Drake (1930-) entre en jeu. Il avait été frappé par un cours sur les exoplanètes donné par Struve et par la réception d’un signal (en fait, un parasite terrestre) alors qu’il observait les Pléiades: les signaux extraterrestres deviennent une passion chez lui. Indépendamment de Morrisson et Cocconi, il arrive à la même conclusion sur le choix de la fréquence et décide de tenter l’expérience en positionnant l’antenne de 26m de Green Bank vers deux étoiles proches (12 années-lumière) et de type solaire : τ Ceti et ε Eridani. Ce projet, baptisé Ozma, utilise l’antenne 6 heures par jour d’avril à juillet 1960, au total 200h d’observation, sans succès. Il en faut plus pour décourager Drake et ses collègues, qui fondent SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence) et obtiennent des fonds de la NASA en 1992 – un an plus tard, le budget est annulé et ils doivent recourir au mécénat privé. Depuis, il y a eu le projet Phoenix (durant neuf ans, jusque mars 2004, il utilisa le radiotélescope d’Arecibo pendant 5% du temps disponible) ainsi que les projets SERENDIP et southern SERENDIP (utilisant la technique du piggyback - soit utiliser un instrument "collé" à un autre pour travailler en parallèle des projets « normaux » , cela permet d'obtenir un accès au ciel, mais sans pouvoir choisir la zone observée ni la durée d'observation).

Ces projets ont généré des milliards de données : comme les exobiologistes ne possédaient pas la puissance informatique pour les analyser, ils ont lancé en mai 1999 SETI@home, un économiseur d’écran utilisé par au moins 3 millions de personnes dans le monde. Cette idée a aujourd’hui été reprise par d’autres grands projets scientifiques.

En se focalisant sur le domaine radio, on avait oublié que d’autres communications sont possibles. Dans le domaine visible, il existe un signal typiquement artificiel : des impulsions laser. Depuis quelques années, certains scrutent le ciel à la recherche de ce type de signal. D’autres proposent de rechercher les émissions infrarouges associées à des sphères de Dyson (une sphère entourant une étoile-mère, permettant d’utiliser toute son énergie).

Jusqu’ici, aucun résultat probant n’a été obtenu. Dans les années 1960, deux sources radio variant avec une période de cent jours parurent suspectes... mais elles correspondaient en fait à un nouveau type de sources, les quasars. Peu après, des impulsions radio très régulières firent aussi penser à un signal LGM (Little Green Man) : hélas, il ne s’agissait « que » de la découverte des pulsars...

En 1977, un signal baptisé « Wow » avait bien focalisé l’attention, mais il ne s’est jamais reproduit: on pense aujourd’hui qu’il s’agissait probablement d’une interférence terrestre.

En y réfléchissant, les hypothétiques réceptions peuvent se séparer en trois grands types : on pourrait surprendre un signal local (ex : notre TV, les études radar d’objets du Système solaire, etc), un signal échangé entre deux civilisations ou entre une civilisation et sa colonie ou une de ses sondes spatiales (civilisations qui ignorent tout de nous), ou encore un signal délibérément envoyé pour se signaler aux autres mondes. Le seul problème, c’est la distance : plus la distance est grande, plus le signal est faible (loi en 1/d2 !) : avec notre technologie, nous pourrions capter un signal TV émis à une distance maximale d’une année- lumière ou un signal militaire puissant et à bande étroite dans les dix années-lumière environnantes (à cette distance, il y a déjà quelques étoiles) ; la situation est similaire pour les signaux de la deuxième catégorie (en imaginant que les extraterrestres soient capables d’émettre autant que nous).

Signal envoyé vers M13

Figure 1 : Signal envoyé vers M13

Crédit : Arecibo

plaque envoyée sur les sondes Pioneer

Figure 2 : Plaque gravée envoyée sur les condes Pioneer

Crédit : NASA

Disque envoyé sur les sondes Voyager

Figure 3 : Disque gravé envoyé sur les sondes Voyager

Crédit : NASA

Écouter, c’est bien, mais cela suppose que quelqu’un émet. Le faisons-nous ? Pas vraiment... Nous émettons continuellement des signaux des deux premières catégories ci- dessus, mais les signaux délibérés ne sont pas encore monnaie courante. Au 19e siècle, Karl Gauss (1777-1855) aurait pourtant déjà proposé d’utiliser une centaine de miroirs d’un mètre de diamètre pour envoyer un signal lumineux dans l’espace. À la même époque, de nombreuses propositions ont été émises pour se signaler à nos collègues sélènes, vénusiens ou martiens: il suffirait de construire (à l’aide d’arbres, par exemple) des structures géométriques remarquables, par exemple un triangle rectangle flanqué de trois carrés signalerait notre connaissance du théorème de Pythagore.

En 1974, un signal radio a quand même été envoyé depuis Arecibo vers l’amas globulaire M13, situé à 21 000 années-lumière (figure 1) . Il s’agit d’un message de 1679 bits (0 et 1 étant classiquement représentés par deux fréquences différentes), soit 73 lignes et 23 colonnes (73 et 23 sont deux nombres premiers, une caractéristique mathématique que les intelligences extraterrestres apprécieront...). Répété durant trois minutes, il explique notamment d’où le message est venu – un coucou interstellaire qui parviendra dans 21000 ans à leurs destinataires. Précisons que l’envoi de ce message ne fit pas l’unanimité : l’astronome royal britannique, Martin Ryle (1918-1984), tenta d’en empêcher la diffusion par peur de «conséquences hostiles»... Son intervention relança le débat sur la gentillesse ou la méchanceté possibles des civilisations extraterrestres, mais les adhérents à la cause SETI tablent clairement sur la sagesse d’une civilisation avancée, qui a pu survivre aux développements technologiques.

Toujours au niveau pratique, certaines sondes spatiales ont été munies de messages. Les sondes Pioneer (1972/1973) recèlent une plaque gravée (figure 2) : elles ont mis 21 mois pour rejoindre Jupiter, et si elles étaient lancées vers l’étoile la plus proche, elles l’atteindraient en 115 000 ans – Pioneer 10 s’approchera en fait d’Aldébaran dans deux millions d’années... Les messages des sondes Voyager (1977) sont plus élaborés (figure 3): ces vaisseaux renferment un disque comportant des images et des sons (des vœux multilingues, de la musique, des bruits naturels, etc.). Actuellement, ces sondes se trouvent à 15 milliards de kilomètres du Soleil ; leurs signaux, lancés par un émetteur de seulement 320W, mettent 16h à nous parvenir. Une chose est sûre : s’ils arrivent à déchiffrer ces messages, les extraterrestres sont effectivement intelligents !

En 1961, l’astronome Frank Drake propose à dix collègues de participer à la première conférence SETI. Au moment de fixer l’agenda, il élabore une équation devenue célèbre : Les différents termes sont :

• : le nombre de civilisations dans notre Galaxie qui émettent des signaux que l’on pourrait recevoir.
• : le taux de naissances d’étoiles dans notre Galaxie. Globalement, il existe environ cent milliards d’étoiles dans la Voie Lactée, dont l’âge est d’environ dix milliards d’années : cela conduit à un taux de formation uniforme de dix par an. On sait aujourd’hui que le taux de formation stellaire était plus grand par le passé et qu’actuellement seules trois à cinq masses solaires se transforment en étoiles chaque année – soit environ 10 étoiles par an, en considérant qu’on forme plus de petites étoiles que de grandes.
• : la fraction d’étoiles possédant des planètes. Avec la découverte des exoplanètes, on sait actuellement qu’au moins 10% des étoiles de type solaire forment des planètes.
• : le nombre de planètes (ou de lunes) habitables. Dans le Système solaire, quatre candidats émergent : la Terre, Mars, Europe et Titan. Seuls les deux premiers se trouvent véritablement dans une zone habitable classique, et seule la Terre répond parfaitement aux critères stricts d’habitabilité : ne vaudrait donc un ou deux.
• : fraction des planètes habitables où la vie s’est développée. Certains assurent que c’est toujours vrai (fl=1). Dans le Système solaire, parmi la Terre, Mars, Europe et Titan, seuls la Terre et Mars (voire la Terre seule pour les plus pessimistes) ont développé la vie : =0,5 ou 0,25.
• : fraction des planètes avec vie qui développent une vie intelligente. De nouveau, certains assurent que l’intelligence doit apparaître, car elle est favorisée par la sélection naturelle (fi=1). D’autres, plus prudents, disent que de Mars et de la Terre, seule la Terre a eu l’opportunité de développer l’intelligence: p_i=0,5. Les plus pessimistes proposent une valeur proche de zéro.
• : fraction de vie intelligente qui évolue vers une civilisation désireuse de communiquer avec d’autres planètes. Il nous a fallu longtemps, sur Terre, pour développer des télécommunications efficaces, mais il faut bien avouer que l’intérêt pour l’astronomie et les cieux étaient présents dans toutes les civilisations :certains assurent donc que toute vie intelligente tentera de rechercher une autre vie et essaiera donc de communiquer...
• : durée d’une civilisation communicante. Nous savons communiquer depuis un siècle... La durée minimale vaudrait donc cent ans.

Le résultat est que vaut alors 12 à 50 (Drake était plus optimiste, et simplifiait son équation en ). Les plus pessimistes proposent plutôt (le seul exemple, c’est nous). Parfois surnommée la paramétrisation de l’ignorance, l’équation de Drake possède néanmoins un avantage réel : poser correctement le problème, même si l’on est actuellement incapable de le résoudre, et le découper en ses constituantes, plus « faciles » à envisager.

Calcul de l'équation de Drake

Enrico Fermi (1901-1954) résuma la situation en 1950, durant un dîner à Los Alamos: «L’Univers contient des milliards d’étoiles. Beaucoup de ces étoiles ont des planètes, où se trouvent de l’eau liquide et une atmosphère. Des composés organiques y sont synthétisés ; ils s’assemblent pour former des systèmes autoreproducteurs. L’être vivant le plus simple évolue par sélection naturelle, se complexifie jusqu’à donner des créatures pensantes. La civilisation, la science et la technologie suivent. Ces individus voyagent vers d’autres planètes et d’autres étoiles, et finissent par coloniser toute la Galaxie. Des gens aussi merveilleusement évolués sont évidemment attirés par un endroit aussi beau que la Terre. Alors, si cela s’est bien produit ainsi, ils ont dû débarquer sur Terre. Where is everybody ? »

S’il existe une civilisation galactique, elle devrait avoir colonisé toute la galaxie, soit via des robots, soit personnellement. Comme on ne voit rien, c’est qu’il n’y a personne... Nous sommes donc seuls. C’est l’hypothèse de la Terre rare. En effet, nous serions issus d’une successions de hasards : sans un Jupiter pour dévier les mortels astéroïdes, sans un satellite gros comme la Lune pour stabiliser l’axe de rotation (or on sait aujourd’hui que cette Lune provient d’un gros impact), sans un impact important qui a éliminé les dinosaures et permis aux mammifères, donc finalement nous, de proliférer (or les impacts se font au hasard), nous ne serions pas là... Ces considérations rejoignent celles de certains biologistes, évoquées plus haut.

Le paradoxe de Fermi, comme on le surnomme, peut toutefois se résoudre de deux autres manières. Tout d’abord, il existe peut-être d’autres civilisations, mais elles n’ont pas colonisé la Galaxie : le voyage interstellaire est peut-être difficile voire impossible (pour des raisons techniques ou sociologiques – on a mieux à faire, c’est trop cher ou trop dangereux) ; le caractère d’explorateur des humains est peut-être une exception dans l’Univers ; ou une civilisation avancée ne peut éviter l’auto-destruction. Il est également possible, tout simplement, que ces civilisations n’ont pas eu le temps de s’étendre car certains estiment à une dizaine de milliards d’années le temps nécessaire pour coloniser l’ensemble de la Galaxie – les ETs ne sont pas là, mais ils sont en chemin. Cependant, on peut également imaginer qu’il existe une civilisation galactique colonisatrice, mais que nous ne nous en rendons pas compte : nous avons peut-être peu d’intérêt pour eux (s’intéresse-t-on à une fourmi ?) ; ou nous sommes peut-être surveillés sans interférence (hypothèse du « zoo » galactique).

OVNIS

Figure 1 : Les OVNIs sont souvent associés aux « soucoupes volantes ». Ce terme provient d’une interview avec l’homme d’affaires Kenneth Arnold qui en 1947 rapporta avoir vu neuf objets alors qu’il pilotait son avion privé. Il les décrivit comme des « disques volant comme une soucoupe si vous la lancez de l’autre côté de l’eau » – le terme de soucoupe s’appliquait donc à décrire le mouvement des objets, et non leur forme, mais le journal titra le lendemain en première page « flying saucers ».. l’ère des soucoupes volantes venait de commencer.

Crédit : K.A.

Cela fait plus d’un siècle que les extraterrestres ont fait leur apparition dans la prose et la poésie : en fait, depuis Fontenelle, les idées extraterrestres percolent toutes les couches de la société et y implantent l’idée d’une vie ailleurs. Ainsi, la science-fiction, outre ses aspects divertissants, joue également un rôle plus fondamental : elle permet au public de s’habituer à l’idée extraterrestre – certains assurent même que la découverte de vie ailleurs, sur Mars par exemple, ou la réception d’un signal étranger auraient certes un grand retentissement le jour même, mais seraient vite oubliées dans la société hyper-médiatisée actuelle. Du point de vue sociologique, espoirs et craintes entourent l’idée extraterrestre : conduira-t-elle à une plus grande unité (front commun contre les aliens ou pour la préservation de la Terre si nous sommes uniques) ou à une destruction de la société si la civilisation de l’autre est très avancée (scientifiques dépassés, lien de dépendance) ? La question est en tout cas posée, et les maîtres de SETI ont jugé nécessaire de publier un protocole détaillé sur la manière d’agir en cas de réception avérée de signal extraterrestre.

Bien sûr, d’aucuns assurent que le contact s’est déjà produit. Des « preuves » de leur ancien passage peuvent être trouvées dans les lignes de Nazca au Pérou (des pistes d’atterrissage pour extraterrestres), les représentations d’astronautes extraterrestres trouvés dans les peintures de Bosch ou les gravures des tombes de Palenque (Mexique), le déplacement des moai de l’Île de Pâques entre leur carrière (où ils auraient été découpés au laser) et leur emplacement actuel, la vision d’objets cylindriques dans le ciel de Nuremberg le 14 avril 1561, le grand complexe astronomique de Stonehenge, etc. Toutes ces considérations assez folkloriques ont pu être écartées sans grand problème.

Depuis la seconde guerre mondiale, les extraterrestres reviennent en force, et pas seulement au cinéma ou en littérature : cette fois, il s’agit d’OVNIs. En pleine guerre froide, les Américains ont craint qu’il ne s’agisse d’engins soviétiques... Ils ont mis sur pied plusieurs commissions de manière à évaluer la menace pour la sécurité nationale (projet Sign fin 1948, projet Grudge en 1949, projet Blue Book en 1956, rapport Condon fin des années 1960). Leurs conclusions sont rassurantes : il n’existe aucune preuve qu’il s’agisse d’un ennemi (sous-entendu à l’époque, l’URSS), d’une manifestation interplanétaire ou d’un danger quelconque pour le pays ; d’ailleurs, 90% des OVNIs s’expliquent de manière tout à fait naturelle. Après tout, on ne compte plus les phénomènes célestes : débris spatiaux qui se désintègrent dans l’atmosphère, foudre en boule, vols d’oiseaux, voire tests d’engins « secrets » – même le lever de Vénus ou de la Lune effraie parfois les Terriens ayant perdu le contact avec le ciel ! Il faut toutefois avouer que l’évaluation des grandeurs de phénomènes célestes n’est pas évidente : bien peu d’entre nous ont conscience que la Lune a la même taille au zénith et à l’horizon. Les erreurs sont donc fréquentes tant sur la taille et la distance que le mouvement d’un objet et sa direction : la plupart des témoignages ne sont donc pas fiables – même s’ils proviennent d’un pandore assermenté. De plus, nombre de citoyens modernes ont perdu le contact avec la nature, et ne connaissent plus les phénomènes célestes, même les plus courants.

Ceci dit, 90% n’est pas 100% : il reste une partie de phénomènes inexpliqués... par la science actuelle : est-elle la meilleure possible ? On peut raisonnablement en douter (dans le cas contraire, il faudrait arrêter de financer la recherche !). Il reste donc encore à prouver que ces cas inexpliqués sont l’œuvre d’extraterrestres : par analogie, si la police de New York réussit à résoudre 90% des crimes de la ville (ce sont des humains ayant attaqué d’autres humains), cela ne veut pas dire que les 10% restants sont forcément commis par des aliens désœuvrés...

Les découvertes successives de planètes dans le système solaire, puis autour d'autres étoiles s'accompagnent, à chaque fois, de la remise en cause de ce qui définit une planète, et donc du nombre de planètes. Pour ce qui concerne les exoplanètes, la question n'est pas réglée.

Crédit : MegaHDWall

Le nombre de planètes a évolué dans l'histoire au fur et à mesure des connaissances.

• Dans l'Antiquité, les planètes étaient les astres errant dans un ciel composé d'étoiles fixes les unes par rapport aux autres. Il y avait 7 planètes entre le centre du Monde, où se trouvait la Terre et la sphère céleste. Ces planètes étaient le Soleil, la Lune et les 5 planètes visibles à l'oeil nu, Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. Les planètes étaient alors les messagères des dieux
• Quand Copernic met le Soleil au centre du Monde, celui-ci perd son statut de planète au profit de la Terre. Les 7 planètes sont les corps qui tournent au tour du Soleil.
• Kepler, en 1609, établit les 3 lois qui gouvernent le mouvement des planètes. La définition des planètes devient scientifique: ce sont les corps dont le mouvement est gouverné par les 3 lois de Kepler.
• La découverte, grâce à la lunette de Galilée, des 4 satellites galiléens de Jupiter, qui obéissent aussi aux lois de Kepler, fait passer le nombre de planètes à 11.
• Le compteur passe à 16 quand Huygens découvre Titan en 1655 puis 4 autres satellites autour de Saturne.
• Les corps qui orbitent autour d'une planète sont appelés "satellites". La dénomination de planète se limite aux corps qui tournent autour du Soleil, ce qui fait redescendre le compteur des planètes à 6,
• puis à 7 avec la découverte d'Uranus par Herschel en 1781.
• La découverte de Ceres en 1801 entre Mars et Jupiter est rapidement suivie de celle de 4 autres petits corps qui tournent autour du Soleil, ce qui amène le compteur à 12.
• Des perturbations sur l'orbite d'Uranus permettent la découverte de Neptune en 1856: Le compteur de planètes passe à 13.
• L'ensemble des petits corps entre Mars et Jupiter va être nommé la Ceinture des "astéroides". La création de cette nouvelle famille d'objets célestes va faire redescendre le compte de planètes à 8.
• Aprés la découverte de Pluton en 1930, il y a 9 planètes.
• L'histoire de Ceres se renouvelle pour Pluton: on trouve des centaines d'objets autour de Pluton, qui forment le disque des "objets de Kuiper" ou objets trans-neptuniens. Ainsi, en 2006, Pluton perd son statut de planète.
• Le nombre actuel est de 8 planètes
• mais il n'est pas exclu de trouver un jour une autre planète dans le système solaire extérieur.

En 2006, l'Union Astronomique Internationale va intégrer toutes ces découvertes pour donner une définition des planètes et créer la population des planètes naines avec, entre autres, Pluton et Ceres.

Ce texte est inspiré de la vidéo "1, 2, 3, Planète!"

Gaspra

Figure 1 : L'astéroide Gaspra n'est pas une planète parce qu'il est trop petit: sa gravité n'est pas suffisante pour qu'il prenne une forme sphérique.

Crédit : NASA

Pluton

Figure 2 : Pluton n'est pas une planète mais une "planète naine", qui appartient au disque de Kuiper.

Crédit : NASA

En 2006, l'Union Astronomique Internationale (UAI) a défini les planètes du Système Solaire ainsi :

• " un corps qui orbite autour du Soleil,

• qui a une masse suffisante pour que sa gravité l’emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique sous une forme presque sphérique,

• et qui a éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche».

Les "petits corps", typiquement plus petit qu'une centaine de kilomètres, gardent leur forme primordiale (figure 1), alors que les corps plus massifs se déforment jusqu'à atteindre la forme d'équilibre qu'est la sphère, éventuellement applatie si le corps tourne rapidement sur lui-meme.

Une « planète naine » ne satisfait pas à la troisième condition. Pluton (figure 2) a ainsi perdu son statut de planète quand des centaines d'objets ont été découverts dans son environnement, faisant de lui un des membres de la "ceinture de Kuiper". De même, Céres est une planète naine qui appartient à la ceinture des astéroïdes.

Parcequ'on n'a pas accès aux informations qui définissent une planète, on ne peut transposer cette distinction et ces définitions aux planètes en dehors du système solaire. La Commission de l'UAI dédiée aux exoplanètes est en train de réfléchir à une définition des exoplanètes et rendra publiques ses conclusions le moment venu.

Il est d'ailleurs utile de rèfléchir à la pertinence et à l'utilité d'une définition. La phrase « ceci est (ou n'est pas) une exoplanète » peut donner l'illusion qu'on a saisi son essence.

Par exemple, il serait simple de dire qu'une exoplanète est un corps qui tourne autour d'une autre étoile que le Soleil. Mais on sait maintenant que certaines planètes ont été éjectées de leur système. Seraient-elles encore des exoplanètes?

On sait que les planètes du système solaire se sont formées dans un disque circumsolaire selon un mécanisme bien particulier, contrairement aux étoiles qui se sont formées par effondrement d'un nuage de matière interstellaire. On pourrait donc définir les exoplanètes comme les corps qui se sont formés selon ce même processus.

Les planètes formées dans un disque ont la particularité de posséder un noyau solide. Elles ont aussi une densité supérieure aux objets formés par effondrement d'un nuage de gaz interstellaire. Mais il est très difficile, pour ne pas dire impossible, de savoir si une exoplanète a un noyau solide.

D'autre part, entre 13 et 74 masses de Jupiter, les naines brunes ont une brève période durant laquelle ils émettent de la lumière avant de redevenir aussi inerte et invisible qu'une planète.

Figure 1 : Histogramme des masses de compagnons d'étoiles. Le creux entre les étoiles binaires et les exoplanètes à gauche est le désert des naines brunes. Les objets dans l'intervalle orange peuvent etre de l'une ou l'autre population.

Il y a donc au moins deux logiques pour définir une exoplanète : à partir de ses caractéristiques physiques ou à partir de son mode de formation. Ces deux méthodes n'aboutissent pas à la meme définition.

On ne voit pas pourquoi privilégier une définition par rapport à l'autre, mais il y a toutefois un problème pragmatique. Quels objets mettre dans les catalogues d'exoplanètes ? Le problème est en plein débat. L'UAI n'a pas pris position sur ce sujet. Actuellement, la communauté des astronomes suit de fait la solution choisie par le catalogue de l'Encyclopédie des Planètes Extrasolaires qui s'appuie sur l'argumentation suivante.

• Le scénario de formation des planètes du Système Solaire prévoit que l'histogramme de masses diminue continuement à partir d'une fraction de masse terrestre.

• Dans le spectre de masses des compagnons stellaires de faible masse, on voit un creux autour de 25-30 masses de Jupiter (soit 0.02-003 masse solaire sur la figure). On suppose donc que ce spectre est la superposition du spectre précédent et de celui des objets formés, comme les étoiles, par effondrement d'un nuage de gaz. On choisi alors, par convention, d'appeler planète tout ce qui est à gauche du creux, soit à moins de 30 masses de Jupiter, sans limite du coté des petites masses (contrairement au cas du Système Solaire). On choisit une fourchette assez haute pour être sûr de ne pas éliminer des planètes de grande masse. Ce faisant on sait que statistiquement quelques « planètes » en-dessous de 25 masses de Jupiter sont en fait des naines brunes (objets formés comme des étoiles) , mais avec une probabilité faible.

Des discussions sont en cours pour savoir si, en plus du critère de masse, on pourra utiliser le spectre des objets pour distinguer une planète d'une naine brune. (développer un peu)

Quelle que soit au final la solution choisie, il y aura toujours des cas limites où on ne pourra pas décider s'il s'agit d'une planète ou d'une naine brune, ce qui relativise toute définition trop stricte.

Références :

• Mordasini Ch. et al. 2012. Extrasolar planet population synthesis . IV. Correlations with disk metallicity, mass, and lifetime. Astron. & Astrophys. 541, A97

• Schneider J. et al. 2011. Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database. Astron. & Astrophys., 532, A79

Utilisez le catalogue Les exoplanètes, pour regarder la distribution des paramètres (histogrammes) et leurs relations (diagrammes).

Lire et faire un commentaire de l'article "Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database" .

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ACCES AU PLAN DES CHAPITRES

Une des questions clef quant à la compréhension de nos origines est celle de la formation de la Terre et, plus généralement, de toutes les planètes. Pendant plusieurs siècles, étudier cette formation planétaire équivalait implicitement à expliquer la formation des seules planètes que nous connaissions : celles de notre système solaire. La situation a radicalement changé en 1995, avec la découverte de la première « exoplanète » autour d’une autre étoile. A ce jour, plus de 1000 planètes extrasolaires ont été détectées, et, du moins d’un point de vue numérique, les 8 planètes du système solaire ne représentent plus aujourd’hui qu’une infime fraction du total.

Malgré cela, les modèles de formation planétaires sont encore affectés par un fort tropisme « système solaire », car ils sont, dans leurs grandes lignes, les héritiers de théories développées dans les années 70, 80 et 90 pour expliquer la formation des 8 planètes telluriques et géantes autour du soleil. Ce tropisme s’explique bien entendu également par le fait que ces 8 planètes sont encore, de très loin, celles que nous connaissons le mieux. Ceci n’empêche pas que l’existence de systèmes extrasolaires, dont certains ont des caractéristiques très éloignées de celles du système solaire, est de plus en plus prise en compte dans les études les plus récentes. L’un des défis principaux de ces études est aujourd’hui d’expliquer la grande diversité de systèmes planétaires révélée par les observations.

Dans les pages qui suivent, nous présenterons en détail le modèle « standard » de formation planétaire, sur les grandes lignes duquel la plupart des chercheurs s’accordent aujourd’hui. Comme nous le verrons cependant, rien n’est gravé dans le marbre et il existe encore (et heureusement !) bien des questions en suspens dans ce scenario « standard ».

Par ailleurs, le modèle standard étant, pour l’essentiel, adapté aux caractéristiques de notre système solaire, nous axerons notre présentation sur les planètes de ce système. Mais nous verrons également comment ce scenario, ou du moins certaines de ses étapes, est affecté par les contraintes déduites des centaines de systèmes extrasolaires connus à ce jour.

Les premières tentatives pour expliquer scientifiquement la formation des planètes remontent au 17^ème siècle. En schématisant quelque peu, on peut dire que, durant près de 3 siècles, vont s’opposer les partisans de deux scénarios radicalement différents.

Les tourbillons de Descartes

Crédit : Bibliothèque de l’Observatoire de Paris

Historiquement les plus anciens, les modèles dits « évolutionnistes» postulent que les planètes naissent de façon « naturelle » lors de la formation du soleil et des autres étoiles. Le premier de ces modèles est celui de Descartes (1633), pour qui l’univers est rempli de tourbillons, au centre desquels les éléments les plus lourds se condensent pour former les étoiles tandis que les plus légers restent en périphéries pour former les planètes. Un siècle plus tard, Kant (1755) et Laplace (1796) proposent que les étoiles se forment par effondrement d’un nuage de matière (une « nébuleuse ») en rotation sur lui même : pour conserver le moment cinétique lors de la contraction, la force centrifuge crée un disque dans le plan de rotation, disque dans lequel se forment des anneaux concentriques dans lesquels vont finalement se condenser les planètes.

Les modèles « catastrophistes » postulent au contraire que les planètes se forment lors d’évènements isolés, rares et/ou violents. Pour le naturaliste Buffon (1741), c’est la collision d’une comète avec le soleil qui produit un nuage de débris à partir duquel se condensent et se refroidissent les planètes. L’âge d’or des modèles catastrophistes est cependant le début du XX siècle, au moment où le scénario de la nébuleuse semble irréaliste en raison de son incapacité à expliquer que les planètes possèdent 100 fois plus de moment cinétique que le soleil (voir ici). A cette époque, c’est la rencontre proche entre le soleil et une autre étoile qui est privilégiée, rencontre qui arracherait de la matière au soleil et/ou à l’étoile, matière à partir de laquelle se condensent ensuite les planètes (scénario de Moulon-Chamberlain,1904 et Jeans, 1917).

Ce n’est que dans la 2^ème moitié du XX siècle que le débat sera (définitivement?) tranché en faveur des modèles évolutionnistes, quand tous les scenarios catastrophistes auront été rejetés, notamment quand Spitzer (1939) aura montré que la matière chaude arrachée au soleil va se disperser bien plus rapidement qu’elle ne peut se condenser.

Il est important de souligner qu’au delà de leurs détails techniques, ces 2 types de scénarios aboutissaient à deux visions totalement différentes quant à notre place dans l’univers. Pour les « catastrophistes », les planètes telles que la nôtre sont dues à un événement exceptionnel, et sont donc sans doute très rares, tandis que les thèses évolutionnistes prédisent que les planètes sont un « produit dérivé » banal de la formation stellaire et doivent donc être très abondantes dans notre galaxie. On peut remarquer que cette opposition de visions s’est aujourd’hui en partie reportée sur le débat sur la vie dans l’Univers, avec d’un côté ceux qui pensent quenous sommes sans doute seuls dans l’Univers, car l’apparition de la vie nécessite un concours de circonstances hautement improbable, et ceux qui au contraire pensent que la vie apparaît « naturellement » lorsque les conditions physiques sont réunies.

98% du moment cinétique du système solaire est contenu dans les planètes.

Crédit : Philippe Thebault

99,8% de la masse du système solaire est contenue dans le Soleil.

Crédit : Philippe Thebault

Avant de présenter la théorie des modèles de formation planétaire, il est essentiel de les replacer dans leur contexte. Il faut pour cela bien comprendre quelles sont les caractéristiques fondamentales du système solaire qui vont contraindre tout modèle de formation. Certaines de ces caractéristiques sont du niveau de l’évidence, et d’autres un peu plus techniques, mais toutes nous apprennent des choses essentielles sur l’origine des planètes.

Un premier fait essentiel est que les 8 planètes orbitent toutes à peu près dans le même plan, et de plus dans le même sens. Par ailleurs, ce plan et ce sens correspondent aussi à l’axe et au sens de rotation du soleil sur lui même. Ce simple fait plaide très fort en faveur d’une origine commune pour toutes les planètes, origine sans doute également liée à l’origine du soleil lui même. Car si, par exemple, le soleil avait capturé les planètes les unes après les autres, alors il n’y aurait aucune raison pour qu’elles soient toutes dans le même plan.

Autre point fondamental : plus de 99,9% de la masse M_SS du système solaire se trouve dans le soleil lui même, les planètes ne représentant qu’une toute petite fraction de celle-ci. Mais par ailleurs, l’essentiel du moment cinétique J_SS du système solaire (pour schématiser, son énergie de rotation) est, lui, contenu dans les planètes, le soleil ne contenant que 1% du moment total. Ce paradoxe est, on le verra plus loin, l’un des faits les plus contraignants pour les modèles de formation planétaire.

Composition des 4 planètes géantes du système solaire, en unité de masse terrestre

Crédit : Philippe Thebault

Un premier regard, même superficiel, sur les planètes du système solaire montre que celles-ci peuvent se repartir en 2 groupes bien distincts: les 4 planètes telluriques, petites et proches du soleil, et les 4 planètes géantes, beaucoup plus massives et situées dans les régions externes et froides. Les planètes telluriques ont des masses comprises entre 0.06 et 1, sont essentiellement rocheuses et sont très pauvres en Hydrogène et Helium, les 2 éléments de loin les plus abondants dans l’Univers. A l’inverse, les planètes géantes ont des masses comprises entre 15 (Uranus) et 300 (Jupiter). Parmi ces géantes il faut tout d’abord distinguer les 2 géantes « gazeuses » que sont Jupiter et Saturne, dont l’essentiel de la masse est contenue sous forme d’H₂ et He gazeux, mais qui contiennent cependant de 10 à 50 de solides sous formes de roches et de glace (probablement concentrée dans un coeur solide). Viennent ensuite les géantes « glacées » que sont Uranus et Neptune, dont l’essentiel de la masse est sous forme de glace (d’eau, d’ammoniaque et de méthane), mais qui possèdent cependant une atmosphère contenant de 1 à 5 de H₂ et He.

On peut remarquer que la composition de toutes ces planètes diffère très fortement de la composition globale de l’Univers, qui est lui constitué à 98% d’hydrogène et d’Helium. Même les géantes gazeuses contiennent une proportion très importante d’éléments lourds si on les compare à la composition du soleil, qui est, elle, très proche de celle de l’univers dans son ensemble. Ce point est fondamental quand il s’agira de remonter à la « Nébuleuse solaire de masse minimale » initiale (cf. lien).

Toutes les planètes du système solaire ont été très fortement remodelées dans les premiers temps de leur histoire, et la surface de nombreuses d’entre elles a également été irréversiblement altérée par l’évolution au cours des milliards d’années qui ont suivi. De ce fait, il ne reste aucun matériel planétaire primordial qui puisse nous permettre de remonter aux premiers instants du système solaire. De tels matériaux primordiaux et en particulier une certaine catégorie de météorites appelée « chondrites » constituent les corps les plus primitifs du système solaire, et l’on pense que leur intérieur n’a quasiment pas été altéré depuis les premiers instants de celui-ci. On peut mesurer l’âge de ces chondrites à l’aide de la décomposition radioactive de certains éléments qu’elles contiennent (cf. lien). De manière assez remarquable, ces méthodes de datation ont permis d’estimer l’âge du système solaire à une précision extraordinaire : 4,568 milliards d’années ! L’âge des plus vieilles roches terrestres, de petites inclusions cristallines de zircon, est, quant à lui, estimé à 4.404 milliards d’années. Ce qui laisserait donc environ 150 millions d’années au maximum pour former la planète Terre. L’âge des plus vieilles roches lunaires est, lui, d’environ 4.5 milliards d’années.

AllendeMeteorite

La météorite « Allende », la plus célèbres des « chondrites carbonnées ».

Crédit : Wikipedia

Il existe aujourd’hui un scenario « standard » de formation planétaire, dont les grandes lignes sont acceptées par l’essentiel des scientifiques, du moins en ce qui concerne les planètes telluriques. Pour l’essentiel, ce scenario a été développé au cours des années 60 et 70, notamment à partir des travaux pionniers du savant russe Victor Safronov. Ce modèle est l’héritier direct des anciens modèles évolutionnistes (cf. lien), avec lesquels il partage l’idée essentielle que les planètes se forment « naturellement » et conjointement avec les étoiles, à partir de la contraction d’une « nébuleuse » en rotation.

Description schématique des principales étapes du scénario « standard » de formation planétaire

Crédit : Observatoire de Paris

Dans ce scénario standard, les planètes se forment progressivement, étape par étape, à la suite d’une succession de processus distincts. Ceux-ci peuvent schématiquement se résumer ainsi (cf. Figure) : Tout commence avec un grand nuage de gaz moléculaire froid, dont certaines régions peuvent s’effondrer sous l’effet de leur propre gravité, formant des cœurs denses et chauds qui vont devenir une proto-étoile. Autour de ces cœurs, la contraction du nuage (ou plutôt d’un fragment de celui-ci) va finir par former un disque sous l’effet de la force centrifuge. On arrive alors à une étape où proto-étoile, disque et enveloppe (le reste du fragment de nuage initial) coexistent, la matière étant accrétée de l’enveloppe sur le disque, puis du disque sur l’étoile. Le disque d’accrétion est initialement très chaud, mais il va se refroidir avec le temps. Ceci va permettre la condensation de grains solides : roches, mais aussi glaces dans les régions externes. Ces grains vont ensuite croitre par collisions mutuelle pour former des corps kilométriques appelés « planétésimaux ». L’accrétion mutuelle de ces planétésimaux va alors former des embryons planètaires, puis les planètes elles-mêmes, tandis que le disque de gaz primordial va se disperser.

Nous allons maintenant examiner plus en détail chaque étape de ce processus. Comme nous le verrons, malgré un consensus global sur les grandes lignes, certaines étapes du modèle standard sont encore mal comprises et les débats sont loin d’être clos.

Toutes les étoiles, et par la même occasion les planètes qui leurs sont liées, naissent dans de gigantesques nuages moléculaires. Ces nuages sont essentiellement composés d’Hydrogène et d’Helium, à savoir les 2 éléments les plus abondants dans l’Univers, et sont extrêmement froids, avec des températures de l’ordre de 10K. Ils ont des tailles pouvant aller d’une fraction de parsec (pc) à plus de 20pc, et peuvent contenir de quelques dizaines à plusieurs milliers de masses solaires (), voire plusieurs millions de masses solaires pour les nuages dits "géants". Bien que ces nuages soient bien plus compacts que la matière inter-galactique alentour, leur densité est tout de même extrêmement faible comparée à notre environnement quotidien, de l’ordre de seulement 100 à 10 000 atomes d’Hydrogène par cm³. Ceci est à comparer aux quelques 10¹⁵ molécules/cm³ de l’atmosphère terrestre ! (En fait, un nuage moléculaire « dense » est bien plus vide que le « vide » à l’intérieur d’une chambre à vide dans un laboratoire !).

La nébuleuse du « Cône », une pépinière de jeunes étoiles.

Crédit : Hubble Space Telescope (NASA)

Ces « nurseries » stellaires sont observées par milliers dans notre galaxie, soit comme des « poches sombres » bloquant la lumière des étoiles situées derrière elles, soit comme de magnifiques nuages éclairées de l’intérieur par les premières étoiles qui s’y sont formées (cf. Image).

Un nuage moléculaire est a priori à l’équilibre hydrostatique, c’est à dire que sa gravité est compensée par la pression thermique des molécules qui le composent (cf. Théorème de Viriel). Cependant, dans certains de ces nuages, cet équilibre va être rompu et ils vont commencer à s’effondrer sur eux-mêmes, et ce pour des raisons encore mal comprises. Est ce parce-que certains nuages deviennent trop massifs pour que la pression thermique puisse lutter ? Ou bien cet effondrement est il déclenché de l’extérieur, par exemple lorsque 2 nuages se collisionnent ou bien lorsqu’une supernova explose à proximité ? Quoi qu’il en soit, une fois cet effondrement commencé, les choses s’emballent assez rapidement. Au bout de quelques milliers d’années, la turbulence crée des structures en filaments en même temps que le nuage initial commence à se fragmenter en morceaux de plus en en plus petits (cf. Image), chacun de ces fragments pouvant potentiellement être un site de formation stellaire : les étoiles naissent donc en groupe !

A l’intérieur de chaque fragment, une forte condensation de matière se produit au centre, jusqu’à ce que celui-ci devienne opaque à la lumière infra-rouge. A partir de ce moment, une sorte d’ « effet de serre » se produit et la température augmente fortement dans ce cœur dense. A un certain point, la pression thermique stoppe l’effondrement du cœur et cette concentration de matière dense et chaude forme le premier stade d’une proto-étoile. Cette proto-étoile est initialement peu massive (1% de sa masse finale), mais elle augmente progressivement, car la matière du reste du nuage continue à s’effondrer et s’accumuler sur elle.

Effondrement d’un nuage moléculaire et formation d’un groupe de jeunes étoiles dans une simulation numérique.

Crédit : Matthew Bate (Université d’Exeter)

Schéma de l’accrétion de l’enveloppe gazeuse vers le disque et la proto-étoile.

Crédit : Observatoire de Paris

Une région de formation d’étoiles dans la constellation du Taureau. Avec en particulier l’étoile HL Tau (en haut à droite) et son magnifique disque proto-planétaire (image en encart, réalisée avec le télescope européen ALMA), ainsi que l’étoile HH Tau (en bas à droite) et ses jets de matière aux pôles de l’étoile.

Crédit : Hubble Space Telescope, NASA (grande image), et télescope ALMA, ESO (disque de HL Tau).

En parallèle au processus de formation stellaire, l’effondrement du nuage va également créer un disque en rotation autour de la proto-étoile. Ce disque se forme sous l’effet de la force centrifuge, dont l’intensité augmente à mesure que le nuage se contracte (à cause de la conservation du moment cinétique). On atteint donc un état où coexistent 3 composantes : 1) La proto étoile au centre, 2) le disque circumstellaire, et 3) le reste du nuage qui continue à s’effondrer. Il est important de noter que pendant cette étape de coexistence, le transfert de matière se fait du nuage vers le disque, et ensuite du disque vers l’étoile. D’où le nom de disque d’accrétion.

Au cours de cette phase d’accrétion, la température de la proto-étoile continue d’augmenter. Lorsque celle-ci dépasse plusieurs millions de degrés au centre de la proto-étoile, des réactions thermonucléaires vont se déclencher: une étoile est née ! Un très puissant jet de matière va alors se développer le long de l’axe de rotation stellaire. Une telle étoile, entourée d’un disque d’accrétion et produisant un jet bipolaire est dans ce qu’on appelle sa phase « T Tauri », du nom d’une étoile de la constellation du taureau. Cette phase T Tauri n’est pas qu’un simple concept théorique, car l’on dispose aujourd’hui de très nombreuses observations de ce type d’étoile jeune, révélant souvent à la fois un disque circumstellaire, un jet bipolaire et des restes de matière du nuage initial (voir image).

Le disque qui entoure la jeune étoile après environ un million d’années est appelé disque « d’accrétion », car la matière qu’il contient spirale lentement vers l’intérieur pour finalement tomber sur l’étoile. Ces mouvements de matière sont dus à la viscosité du disque, viscosité elle-même due à la turbulence du gaz. L’effet global de cette viscosité turbulente est de transférer l’essentiel de la matière vers l’intérieur du disque, tandis qu’une petite fraction de cette matière part vers l’extérieur en emportant l’essentiel du moment cinétique J du disque.

Transfer de matière de l’enveloppe vers le disque en rotation képlérienne, et mouvement radial de la matière dans le disque dû à la viscosité de celui-ci.

Crédit : Observatoire de Paris

On pense que ce double transfert (masse vers l’intérieur, J vers l’extérieur), est ce qui résout, du moins en partie, le paradoxe d’un système solaire où 99.9% de la masse est dans le soleil, mais 99% du moment cinétique est dans les planètes (voir lien).

Le disque d’accrétion est initialement extrêmement chaud, et ce en raison du rayonnement intense de la jeune étoile, mais aussi à cause de la chaleur dégagée par la viscosité dans le disque. L’analyse des météorites montre que se produisent peut-être également des « flashs » thermiques brefs mais intenses dus sans doute à des ondes des chocs. Dans les régions les plus internes, les températures peuvent dépasser les 1500K, vaporisant même les particules rocheuses (silicates et composés ferreux). Au cours du temps, cependant, le disque va progressivement se refroidir. Dans les régions internes, les températures sont alors suffisamment basses pour permettre la condensation des roches, mais pas des composés volatils et des glaces (eau, méthane, CO, etc.). Dans les régions externes, en revanche, les températures descendent suffisamment pour permettre la condensation des glaces, et notamment de la glace d’eau (T<160 K). La frontière entre disque interne rocheux et disque externe roches+glaces est appelée « limite des glaces » (« snowline » en anglais). Elle se situe à environ 3 UA dans notre système solaire, et correspond donc peu ou prou à la limite entre planètes telluriques et planètes géantes. On pense que cela n’est pas un hasard, car, au delà de la limite des glaces, la matière solide est 3 à 4 plus abondante et permet donc l’accrétion de corps plus gros, pouvant de plus retenir une épaisse enveloppe de gaz (voir lien).

Structure du disque proto-planétaire autour du jeune soleil.

Crédit : Observatoire de Paris

Dans les années 1970 et 80, plusieurs scientifiques ont réalisé que, à partir de la structure actuelle du système solaire, il est possible d’avoir une idée de la distribution de matière dans le disque proto-planétaire initial. Il faut pour cela faire 2 hypothèses : 1) que la position actuelle des planètes correspond, approximativement, à celle où elles se sont formées, et 2) que le disque proto-planétaire avait une composition proche de ce qu’elle est aujourd’hui dans le soleil.

La procédure pour remonter au disque initial est alors assez simple : On considère tout d’abord la masse de matière solide (roches et glaces) contenue dans les planètes et on la distribue de manière continue entre l’orbite me Mercure et celle de Neptune (voir LIEN vers page d’exercice). Ceci nous donne alors la distribution radiale des solides dans le disque proto-planétaire. Si on fait ensuite l’hypothèse que le rapport solides/volatiles (H et He) est le même que dans le soleil, alors on peut remonter à la masse « manquante » de volatiles qui était présente au départ et qui a disparu en cours de route. Cette masse initiale est bien supérieure à la masse actuelle de gaz dans les planètes, même pour les géantes « gazeuses » Jupiter et Saturne. On a alors reconstitué un disque proto-planétaire « minimal », c’est à dire contenant la masse minimale de matière (de composition solaire) nécessaire à former les planètes actuelles. On appelle ce disque théorique la « Nébuleuse Solaire de Masse Minimale » (NSMM ou plus communément MMSN en anglais).

Profil de densité radiale de la Nébuleuse Solaire de Masse Minimale (MMSN).

Crédit : Observatoire de Paris

On voit sur la Figure ci-dessus que, de manière remarquable, la distribution radiale de matière dans cette nébuleuse suit une loi de puissance en r^-1.5 sur tout l’extension du disque. On remarque certes un saut de densité d’un facteur 3 vers 3AU, mais ce saut s’explique par la « ligne des glaces », au delà de laquelle la matière solide devient plus abondante en raison de la condensation de la glace d’eau.

Le profil d’une telle MMSN ne doit cependant être considéré qu’à titre indicatif, en particulier dans le système solaire externe, car on sait aujourd’hui que les planètes géantes ne se sont sans doute pas formées à leur position actuelle et ont sans doute migré dans le disque initial (cf. lien).

Le disque proto-planétaire se refroidit progressivement au cours du temps. A mesure que la température baisse, de plus en plus d’éléments peuvent se condenser. A moins de 1600K, ce sont des oxydes métalliques, à 1400K c’est le Fer, et, enfin, à 1300K, les silicates. La condensation forme initialement des grains très petits, de l’ordre de quelques microns. La croissance de ces grains se fait ensuite lors de collisions mutuelles, quand la vitesse d’impact est suffisamment faible pour qu’ils restent soudés. Pour des particules de si petites tailles, ce qui les fait « coller » les unes aux autres lors de collisions, ce sont les forces de surface moléculaire (forces de Van der Waals). Les vitesses et la fréquence des rencontres entre grains sont déterminées par le fait qu’ils sont couplés au gaz et que celui-ci a des mouvements turbulents. On pense que, pour une MMSN typique, les vitesses de collisions entre petits grains sont de l’ordre de 10cm/s à 10m/s (la vitesse d’un cycliste). Des expériences en laboratoire ont montré que ces vitesses sont effectivement suffisamment faibles pour permettre à 2 grains de s’accréter lors d’une collision. Ce processus d’accrétion grain à grain va former des particules filamenteuses de type fractal (cf. image), dont la taille peut atteindre quelques cm.

Structure fractale résultant de l’accrétion mutuelle de grains micrométriques

Crédit : simulations numériques de A. Seizinger, Université de Tübingen.

La suite de l’histoire est beaucoup plus problématique. Quand les corps solides ont atteint quelques centimètres ou décimètres, les modèles de croissance par collisions mutuelles rencontrent un problème majeur, qu’on appelle pour simplifier « la barrière du mètre ». En effet, ces corps sont devenus suffisamment gros pour commencer à se découpler du gaz, et ce gaz va alors commencer à exercer une forte friction sur eux. Ceci a deux conséquences : 1) Les vitesses relatives de collisions impliquant ces objets deviennent élevées, et le bilan de ces collisions n’est plus l’accrétion mais l’érosion des corps, et 2) La friction du gaz fait perdre du moment cinétique au corps solides, et ceux ci vont se mette à spiraler vers le centre du disque et l’étoile. Pour des corps de 1m, on calcule que le temps de migration vers le centre est de seulement quelques centaines d’années dans une MMSN « standard ».

La barriere du métre

Bilan des collisions mutuelles entre corps solides dans la nébuleuse solaire de masse minimale, déduites de diverses simulations numériques effectuées dans la dernière décennie. En abscisses : taille de l’impacteur. En ordonnées : taille de la cible. On voit très clairement que dès que l’un des corps dépasse le mètre, l’accrétion est quasiment impossible

Crédit : Observatoire de Paris

Plusieurs théories ont été avancées pour expliquer comment surmonter la barrière du mètre. Certaines font appel à l’action de la turbulence du gaz et au fait que celle-ci crée des vortex au centre desquels les particules solides peuvent s’accumuler. Dans ces vortex, l’accrétion peut se remettre en marche pour 2 raisons: 1) les vitesses relatives sont suffisamment faibles pour que les particules « collent » à nouveau lors de collisions, et 2) La densité de grains solides au centre des vortex peut par ailleurs devenir telle qu’une instabilité gravitationnelle se déclenche, formant directement et rapidement des corps de plusieurs kilomètres. Dans le même ordre d’idée, d’autres scénarios envisagent que les grains sont piégés au niveau de singularités dans le disque de gaz, là où existe un très fort gradient de pression. Ces singularités peuvent se situer au bord de ce qu’on appelle des « Dead Zones » (sans activité magnétique), ou bien au niveau de la ligne des glaces, ou bien encore au niveau de surdensités créées par des Instabilités Magnéto-Hydrodynamiques (« MRI »). Dans ces zones de piégeage, l’accrétion peut se poursuivre pour les mêmes raisons que dans le scénario des « Vortex ».

Instabilité de « courant » dans un disque proto-planétaire (MMSN).

D’autres scénarios proposent une solution alternative, fournie par la physique des collisions elle-même. Si il existe une très large dispersion de la taille des corps solides, alors les plus gros de ces corps seraient capable d’accréter les plus petits, même en cas de vitesses relativement élevées. Dans le même ordre d’idée, même en cas de collisions érosives, les fragments érodés pourraient former une poussière facilement ré-accrétable par les plus gros corps.

Il faut cependant rester prudent, car aucun de ces scénarios ne propose pour l’instant une explication 100% satisfaisante. Ce problème est l’un des sujets majeurs de la recherche actuelle sur la formation planétaire.

Malgré un enfantement qui pose pour l’instant beaucoup de problèmes aux théoriciens (voir page précédente), il est probable que des « planétésimaux », c’est à dire des corps solides de l’ordre du kilomètre, vont finir par se former dans le disque. Ces planétésimaux vont ensuite eux aussi croître par collisions mutuelles, mais le processus d’accrétion est radicalement différent de ce qu’il était pour les petits grains, car c’est maintenant la force de gravité qui va faire « coller » les corps les uns aux autres. Le critère pour qu’il y ait accrétion est que la vitesse de collision v_coll doit être inférieure à la vitesse de libération v_lib des 2 corps impactant. Pour des corps de l’ordre du kilomètre, v_lib est de l’ordre de quelques m/s, soit la vitesse d’un piéton (pressé).

Si tous les planétésimaux avaient la même taille et croissaient ensemble, alors il faudrait environ 1 million d’années pour former un corps de 1000km aux alentours de 1 UA. On pense cependant que le processus d’accrétion est en fait beaucoup plus rapide, et ce du fait de la dispersion en taille des planétésimaux. Si en effet certains planétésimaux sont initialement plus gros que les autres, alors leur vitesse de libération sera supérieure et ils auront tendance à dévier les autres corps vers eux. Ceci les fera grossir plus rapidement, donc acquérir une v_lib encore plus élevée, et donc dévier encore plus les petits planétésimaux vers eux, et ainsi de suite. Le processus s’emballe donc de lui même, dans une sorte d’effet « boule de neige » (voir lien1 et lien2), qui va se maintenir tant que les vitesses de collisions restent petites, de l’ordre de ce qu’elles étaient initialement (c’est à dire quelques m/s). L’accrétion boule de neige est capable de former de gros corps en seulement quelques 10⁴ ans, sachant qu’à ce moment une grande partie de la masse de solides est encore sous forme de planétésimaux kilométriques.

Un disque de planétésimaux (Vue d’artiste).

Crédit : http://www.spitzer.caltech.edu

Le processus d’accrétion « boule de neige » ne peut pas continuer éternellement. Il va s’arrêter quand les quelques corps en croissance rapide deviennent suffisamment gros pour commencer à exciter gravitationnellement leur environnement. A ce moment là, la croissance ne s’emballe plus, tout en se poursuivant cependant à un rythme élevé. On entre alors dans la phase dite « oligarchique » du processus d’accrétion, car seuls les quelques heureux embryons formés par effet de boule de neige sont en croissance. On pense que la transition entre accrétions « boule de neige » et « oligarchique » a lieu lorsque la taille des embryons est de l’ordre de quelques centaines de kilomètres. La phase oligarchique va alors durer de l’ordre de 10⁵ ans, pour former des « embryons » planétaires de la taille de la Lune.

Au cours des phases d’accrétion « boule de neige » puis oligarchique chaque embryon fait progressivement le « vide » autour de lui. Le disque est alors structuré en régions concentriques à l’intérieur desquelles un seul gros corps dominant a émergé. Chaque embryon peut accréter les planétésimaux se situant à l’intérieur de sa « zone d’alimentation », correspondant à tous corps dont l’orbite peut être déviée sur l’embryon par focalisation gravitationnelle (cf. lien). Schématiquement, cette zone d’alimentation correspond à un anneau circulaire centré sur l’embryon, dont la largeur augmente à mesure que l’embryon grossit. Cependant, comme la masse disponible à l’intérieur de la zone d’alimentation croît moins vite que le taux auquel cette masse est accrétée par l’embryon, on aboutit in fine à une situation où la zone d’alimentation est vide. A ce moment, la phase de croissance par accrétion de petits planétésimaux s’arrête. Dans la région des planètes telluriques, on peut calculer qu’à ce stade, des corps d’environ 1000km se sont formés (cf. page d’exercice)

Vidage de la zone d’alimentation autour d’un embryon planétaire en croissance.

Crédit : Philippe Thebault

Comme nous l’avons vu à la page précédente, l’accrétion boule de neige et oligarchique ne permet sans doute pas de former directement des planètes, mais s’arrête, par épuisement de la matière (planétésimaux, poussière, etc …) à accréter, lorsque des embryons planétaires de la taille de la Lune ont été formés. Heureusement (si, du moins, on considère l’apparition de planètes comme un bien), ces embryons sont alors devenus suffisamment massifs pour se perturber mutuellement à distance. Ces perturbations vont rendre leurs orbites excentriques, et celles-ci vont pouvoir se croiser. Ces collisions entre embryons vont se faire à vitesses élevées, mais les embryons sont maintenant suffisamment massifs pour que l’accrétion mutuelle soit possible même lors d’impacts assez violents.

Ce « jeu de quilles » entre embryons va durer quelques millions, voire quelques dizaines de millions d’années. A la fin de cette période extrêmement violente, la plupart des milliers d’embryons formés par l’accrétion oligarchique ont disparu. Ils ont été soit éjectés du système solaire, soit (pour la plupart) accrétés par les quelques heureux gagnants qui vont devenir les planètes que nous connaissons aujourd’hui.

Notons que, dans les régions internes du système solaire, ces planètes ne vont jamais devenir suffisamment massives pour pouvoir accréter le gaz qui est encore présent dans le disque. On verra qu’il en va tout autrement dans la région des planètes géantes (cf. lien).

Vue d’artiste d’une collision entre 2 embryons massifs.

Crédit : http://www.spitzer.caltech.edu

Les datations isotopiques indiquent que la Lune s’est formée entre 30 et 200 millions d’années après la Terre. Ceci place la formation de la Lune vers la fin de la phase agitée de collisions entre embryons planétaires (cf. page précédente). Les modèles récents postulent d’ailleurs que la formation de la Lune est due à un impact géant entre la proto-Terre et une autre proto-planète, appelée « Theïa », peut-être de la taille de Mars. Dans le modèle « standard » de Robin Canup (cf. image), Theïa impacte la Terre à vitesse élevée et est détruite ; un nuage de débris extrêmement chauds, essentiellement formé du manteau de Theïa se forme en orbite autour de la proto-Terre (qui est partiellement détruite par l’impact mais survit cependant), la Lune s’accrète ensuite à partir de cet anneau de débris en refroidissement. Un tel impact expliquerait plusieurs des caractéristiques peu banales de la Lune : 1) La Lune est très pauvre en fer comparée à la Terre. 2) Elle est également très pauvre en éléments volatiles (H₂0, Azote, CO₂, etc…), 3) le timing pour la formation, 4) le moment angulaire très élevé du couple Terre-Lune.

Simulation numérique de l’impact Terre-Theia ayant donné naissance à la Lune.

Crédit : Robin Canup (Southwest Research Institute)

Des analyses récentes d’échantillons lunaires ont cependant mis en évidence un problème majeur avec cette théorie : le fait que la surface de la Lune ait la même composition isotopique que la Terre pour les éléments O, Ti, Cr, W et K. Ceci n’est pas possible si la Lune est pour l’essentiel constituée de matière « theïenne », dont la composition isotopique a a priori peu de chances de ressembler à celle de la Terre, car étant probablement formée ailleurs dans le système solaire. Pour tenter de résoudre ce paradoxe, plusieurs modèles récents ont exploré différentes théories. Il est possible par exemple que le disque de débris post-impact ait été tellement chaud et dense qu’un équilibre isotopique avec la composition terrestre s’est fait. Il est possible également que la Terre et Theïa aient une origine commune. Alternativement, un impact plus énergétique (appelée « hit and run ») pourrait également arracher plus de matière à la Terre et faire que le disque de débris pré-lunaire soit dominé par de la matière terrestre. Enfin, si la rotation sur elle-même de la proto-Terre était initialement extrêmement rapide, alors l’impact avec Theïa aurait pu arracher énormément de matière du manteau terrestre pour former le disque pré-lunaire. Toutes ces théories ont leurs avantages et leurs défauts, mais on peut remarquer qu’aucune d’entre elles ne remet en cause le fait que la Lune se soit formée à partir d’un impact Terre-Theïa.

Toutes les étapes de formation dont nous venons de parler se font dans un disque protoplanétaire dont l’essentiel de la masse est encore sous forme de gaz primordial (surtout de l’hydrogène). Les grains et les planétésimaux en croissance interagissent très fortement avec ce gaz et nous avons vu que ce gaz est sans doute essentiel pour que l’accrétion des plus petits grains puisse se faire.

Ce disque de gaz primordial n’est cependant pas éternel. L’observation des jeunes étoiles montre en effet que les disques proto-planétaires primordiaux se dispersent sur des échelles de temps comprises entre 1 et 10 millions d’années, la durée de vie moyenne étant sans doute de l’ordre de 3 millions d’années pour une étoile de type solaire. Ceci place la dispersion du disque sans doute au cours de la phase finale d’interactions mutuelles entre gros embryons (cf. lien).

Reste à expliquer pourquoi et comment le disque se disperse. Il existe pour cela plusieurs mécanismes possibles, comme par exemple le vent stellaire de l’étoile en phase T-Tauri, ou l’accrétion visqueuse du disque sur l’étoile. La cause la plus probable semble cependant être l’effet de « photo-évaporation » dû au rayonnement ultra-violet de la jeune étoile, qui, couplé à la viscosité du disque, est capable de disperser très rapidement le disque de gaz hydrogène après l’avoir « coupé » en deux (voir PHOTO-EVAPORATION).

Proportions d’étoiles étant entourées de disques proto-planétaires massifs, dans différents amas stellaires ayant des âges différents.

Crédit : Roccatagliata et al., 2011, (the Astrophysical Journal).

Le scénario présenté dans les pages précédentes se rapportait à la formation des planètes telluriques. La formation des planètes géantes est un problème en partie différent, avec quelques contraintes spécifiques. Les plus évidentes étant qu’il faut arriver à accréter beaucoup plus de matière sur chaque planète, entre 15 et 300, et qu’en plus, pour Jupiter et Saturne du moins, il faut arriver à accréter une énorme quantité de gaz (cf. lien). Cette accrétion du gaz pose de plus une contrainte très forte sur le timing de la formation de ces planètes, qui doit être achevée avant la dispersion du disque de gaz primordial, c’est à dire avant 10 millions d’années maximum (cf. lien). Enfin, il faut trouver un scénario de formation qui explique pourquoi Jupiter et Saturne sont très riches en gaz alors qu’Uranus et Neptune ne le sont pas.

Il reste que, comme on va le voir, le scénario « standard » de formation des géantes est, pour l’essentiel, une adaptation du scénario standard pour la formation des telluriques, en y rajoutant une étape finale d’accrétion d’une enveloppe de gaz massive. Cependant, comme nous le verrons également, ce scénario rencontre des difficultés, principalement le timing très strict pour l’accrétion du gaz, qui ont conduit plusieurs chercheurs à envisager un mode alternatif (et spécifique) de formation pour les planètes géantes, basé sur un effondrement gravitationnel direct dans le disque.

Dans ce scénario auquel adhère une majorité de chercheurs (mais attention, majorité n’est pas vérité !), la formation des géantes suit un processus par étapes qui ressemble fortement à ce qu’il est pour les planètes telluriques. Il commence notamment par la condensation de particules solides qui vont ensuite se coller entre elles par collisions et former des planétésimaux, planétésimaux qui vont ensuite former, par accrétion gravitationnelle, des embryons planétaires massifs.

La différence essentielle est que nous sommes ici au delà de la limite des glaces, et que donc les particules solides qui vont constituer les briques de la formation planétaire sont composées de roches et de glaces. On estime que ceci multiplie par 4 la quantité de matière solide disponible (voir MMSN). Les planétésimaux vont donc être plus gros et pouvoir former des embryons planétaires plus massifs. Ceci va également permettre d’accélérer le processus d’accrétion, et compenser le fait que les vitesses orbitales (et donc les rencontres proches) sont plus faibles dans les régions externes.

Principales étapes de la formation d’une planète géante dans le scénario du « cœur solide » : a) Accrétion « boule de neige » sur un embryon solde ‘roche + glace) qui se détache des planétésimaux environnants 

Crédit : Observatoire de Paris

Principales étapes de la formation d’une planète géante dans le scénario du « cœur solide » :b) Quand l’embryon atteint environ 10 M_Terre, il commence à accréter le gaz alentour ;

Crédit : Observatoire de Paris

Principales étapes de la formation d’une planète géante dans le scénario du « cœur solide » : c) Quand la masse de gaz accrétée est comparable à celle du cœur solide, l’accrétion du gaz s’emballe

Crédit : Observatoire de Paris

La présence de glace d’eau permet à la phase d’accrétion boule de neige et oligarchique de former des embryons planétaires bien plus massifs que dans les régions internes. Si cette masse dépasse environ 10 M_Terre, alors la force d’attraction de la proto-planète est suffisante pour commencer à accréter le gaz qui l’entoure. Cette accrétion du gaz est tout d’abord progressive: il se forme une atmosphère dense dont la masse augmente linéairement avec le temps. Mais quand la masse de gaz devient comparable à celle du cœur solide au centre, cette atmosphère devient instable et s’effondre. L’accrétion du gaz s’emballe alors extrêmement vite, et permet d’accumuler plusieurs dizaines de masses terrestres en quelques milliers d’années (voir Figure) .Les 3 étapes de ce processus ont des durées très différentes : la phase initiale d’accrétion oligarchique de cœur solide dure 10⁵ ans, l’accrétion progressive de l’enveloppe de gaz se fait sur plusieurs millions d’années, alors que la phase finale d’effondrement et d’accrétion brutale du gaz se fait en quelques milliers d’années seulement.

Evolution de la masse du cœur solide (M_Z) , de gaz (M_Z), et de la masse totale de Jupiter dans les simulations numériques de Pollack et al., 1996 (Astrophysical Journal)

Crédit : Observatoire de Paris

Comme nous l’avons déjà évoqué, la présence du gaz dans Jupiter et Saturne impose que la formation de ces planètes doit être achevée avant la dispersion du disque gazeux primordial, c’est à dire avant 10 millions d’années dans les hypothèses les plus optimistes (cf. lien) .

Il se trouve que beaucoup de modèles théoriques buttent sur cette contrainte temporelle. L’étape la plus problématique est la formation d’un cœur solide de masse 10 M_Terre en moins de 1 millions d’années (sachant qu’ensuite l’étape d’accrétion progressive du gaz va durer plusieurs millions d’années supplémentaires). Avec la nébuleuse solaire de masse minimale, les simulations les plus optimistes arrivent à former un tel cœur solide au niveau de Jupiter, mais en aucun cas au niveau de Saturne, sans parler d’Uranus ou de Neptune. Le problème de Saturne peut certes se résoudre avec un disque massif de 10xMMSN, ce qui n’est pas l’hypothèse la plus générique mais reste une possibilité au vu des observations de disque. En revanche, la formation in-situ d’Uranus et Neptune ne semble pas possible dans le scénario de « cœur solide », même en tirant les paramètres à leurs limites.

Simulation numérique montrant l’évolution dans le temps de la masse (en masses terrestres) du plus gros corps formé (ligne en trait plein) à différents endroits de la nébuleuse proto-planétaire solaire (MMSN).

Crédit : E. Thommes, (Astrophysical Journal).

On sait depuis les années 70 qu’une planète immergée dans un disque de gaz interagit dynamiquement avec lui, et que cette interaction peut être suffisante pour significativement faire migrer la planète. Curieusement, ce mécanisme a, dans un premier temps, été largement ignoré dans les modèles de formation planétaire, sans doute parce-que les premières versions de ces modèles n’avaient pas vraiment besoin de migration. La situation a radicalement changé avec la découverte des premières exoplanètes, et en particulier des « Jupiter chauds » très massifs et très près de leur étoile, strictement impossibles à former avec le modèle standard (cf. lien). Par ailleurs, les problèmes rencontrés par le scenario de cœur solide pour former Uranus et Neptune in-situ, ont eux aussi rendu attractive la possibilité d’une migration (cf. page précédente). Aujourd’hui, tous les modèles de formation planétaire prennent en compte la migration, qui est un mécanisme essentiel pour expliquer certaines caractéristiques du système solaire ainsi que nombre d’exoplanètes

Il faut cependant distinguer 2 mécanismes de migration bien distincts : la migration des proto-planètes par interaction avec le disque gazeux primordial, et celle, plus tardive, des planètes avec le disque résiduel de planétésimaux.

Les migrations de Type I et II cessent après la dispersion du disque de gaz. Mais les planètes peuvent tout de même continuer à bouger, mais c’est cette fois ci en interagissant avec les planétésimaux résiduels non utilisés dans l’accrétion planétaire. En effet, à la fin de la phase oligarchique, une grande partie de la masse de solides est sans doute toujours sous forme de planétésimaux kilométriques. Les interactions des planètes avec ce disque de planétésimaux peuvent être complexes, car, à la différence du gaz, ceux ci peuvent être perturbés sur des orbites très excentriques, « rebondir » d’une planète à l’autre, voire éjectés du système. On pense que c’est un tel processus d’interaction planétésimaux/planètes qui est à l’origine de la structure actuelle du système solaire externe. C’est en particulier ce jeu de billard planétaire qui aurait placé Uranus et Neptune à leur position actuelle à 20 et 30 UA du soleil, alors que ces planètes se sont sans doute formés beaucoup plus près du soleil. Ceci pourrait résoudre les problèmes rencontrés par le scénario de cœur-solide pour former des planètes géantes loin de leur étoile (cf. lien).

Le « modèle de Nice ». Les 4 planètes géantes se forment dans une région compacte en deçà de 15 UA du soleil. Après la dispersion du disque de gaz, elles interagissent avec les petits planétésimaux restant et migrent vers l’intérieur (Jupiter) ou vers l’extérieur (Saturne, Uranus et Neptune). Au bout d’environ 500 millions d’années, les planètes géantes passent par une phase dynamiquement chaotique qui disperse et éjecte quantité de planétésimaux dans le jeune système solaire. C’est cette phase chaotique qui serait à l’origine du Bombardement Massif Tardif (« Late Heavy Bombardment ») de météorites dont la Lune a gardé trace, ainsi que de la formation de la Ceinture de Kuiper au delà de l’orbite de Neptune.

Crédit : Observatoire de Paris

Même si, on l’a vu, des pistes existent pour résoudre les problèmes rencontrés par le scénario « cœur solide » pour former Saturne « à temps » ou pour former Uranus et Neptune tout court, certains chercheurs envisagent des solutions plus radicales : abandonner le modèle standard et le remplacer par un scénario alternatif. Ce scénario est celui d’une formation par instabilité gravitationnelle dans le disque protoplanétaire gazeux. Ce disque n’est en effet pas homogène, et, inévitablement, des surdensités (des « grumeaux ») locales peuvent exister. En principe la pression thermique du gaz empêche l’effondrement gravitationnel de ces surdensités, et, de plus, la rotation képlérienne différentielle a tendance à les disperser rapidement. Cependant, si le disque est suffisamment dense et froid, alors ces grumeaux pourraient devenir gravitationnellement instables.

Ce scénario avait tout d’abord été proposé dans les années 70 pour expliquer la formation de toutes les planètes, mais avait rapidement été abandonné pour les planètes telluriques ,car il est très difficile de développer des instabilités dans le disque interne du fait de la forte chaleur et du fort cisaillement képlérien. Dans le disque externe, cependant, les conditions sont plus favorables, car la pression thermique et le cisaillement képlérien y sont moins forts. Des simulations numériques (cf. Image) ont ainsi montré qu’un disque protoplanétaire peut effectivement développer des instabilités locales. L’avantage de la formation par instabilité est qu’elle est en principe extrêmement rapide, de l’ordre de quelques centaines d’années seulement au niveau de l’orbite de Jupiter. Cependant, une grande inconnue subsiste : pour que ces instabilités initiales aillent jusqu’au bout et forment des planètes il faut qu’elles soient capable de se refroidir rapidement à mesure qu’elles se contractent. Or aucune simulation n’a encore prouvé à ce jour que cela était possible. Le scenario par instabilité a cependant connu un très fort regain d’intérêt avec la découverte récente de planètes extrasolaires géantes orbitant très loin, parfois à plus de 100UA, de leur étoile. De telles planètes sont en effet a priori strictement impossibles à former avec le scenario de « cœur solide », alors que le modèle par instabilité devient, lui, plus efficace dans ces régions externes. L’autre alternative étant, bien sur, que ces planètes se soient formées par cœur solide plus à l’intérieur et aient ensuite migrées vers l’extérieur (cf. page précédente).

Formation de condensations de matière dans un disque proto-planétairepar instabilité gravitationnelle.

Crédit : Simulations numériques de Ken Rice (University of California)

Le système solaire ne se résume pas, loin s’en faut, aux planètes. Il est également peuplé d’une quantité innombrable de petits corps, la plupart d’entre eux regroupés dans 2 vastes structures. La plus célèbre est sans aucun doute la ceinture d’astéroïdes située entre Mars et Jupiter. On sait aujourd’hui que cette ceinture n’est probablement pas constituée des débris d’une ancienne planète qui aurait été détruite. On a plutôt affaire à une région où une planète n’a jamais pu se former, très probablement en raison des perturbations de Jupiter. Un point très important est que la masse totale de cette ceinture est très faible par rapport à ce à quoi on pourrait s’attendre dans un disque proto-planétaire ayant formé les planètes telluriques et géantes. Si on prend par exemple la nébuleuse solaire de masse minimale (MMSN), alors on estime qu’il devait y avoir initialement 1000 fois plus de matière solide dans la région des astéroïdes qu’il n’y en a aujourd’hui. Le grand défi de tout modèle de formation est donc d’expliquer comment 99.9% de la masse de la ceinture d’astéroïdes a pu disparaître.

Il n’existe aujourd’hui pas encore de consensus sur comment la ceinture s’est formée. Ce qui est sur est qu’il est impossible que les perturbations dynamiques de Jupiter (du moins, du Jupiter actuel) puissent à elles-seules éjecter autant de matière entre 2 et 4UA. Une solution pourrait être que les perturbations de Jupiter aient agi de manière indirecte, en excitant de gros embryons planétaires formés dans la ceinture, et que ces embryons, une fois placés sur des orbites excentriques, aient perturbés et éjectés l’essentiel des astéroïdes primitifs. Un autre scénario, qui a actuellement le vent en poupe, est celui dit du « Grand Tack ». Ce modèle suppose que les 4 planètes géantes se sont formées plus près du Soleil que leurs positions actuelles, et aient ensuite migré dans le disque. Jupiter aurait tout d’abord migré vers l’intérieur jusqu’à 1.5UA du Soleil (migration type II, voir lien) et éjecté l’essentiel de tous les corps présents dans la région astéroïdale actuelle. Mais une fois que Saturne l’a quasiment rejoint, les interactions entre les 2 planètes géantes vont les refaire migrer vers l’extérieur, destin que vont aussi partager Uranus et Neptune. Dans le chaos dynamique qui s’ensuit alors, des planétésimaux issus des régions externes vont être injectés dans la région <4UA (cf. image). La ceinture d’astéroïde est alors au final peuplée d’un mélange de corps provenant de différentes régions du système solaire, mais sa masse totale reste très faible.

Formation de la ceinture d’astéroides dans le modèle du « Grand Tack ».

Crédit : Sean Raymond (Université de Bordeaux).

Le scénario de formation planétaire présenté aux pages précédentes suppose implicitement que le disque proto-planétaire et les planètes orbitent autour d’une étoile seule et isolée. Cette configuration pourrait a priori nous sembler la plus « naturelle », mais nous sommes ici fortement biaisés par le cas particulier qui est le nôtre : le système solaire. En réalité, la majorité des étoiles se trouvent dans des systèmes stellaires multiples, le plus souvent des binaires. On connaît aujourd’hui près d’une centaine d’exoplanètes habitant de tels systèmes (cf. Figure), et ce chiffre est sans doute sous-estimé, car les programmes de détection de planètes extrasolaires ont longtemps sciemment évité les systèmes binaires. La question qui se pose ici est, bien entendu, de savoir si la binarité influe sur le processus de formation planétaire, et si oui, comment ?

Pour de nombreuses binaires avec exoplanètes, la séparation entre les 2 étoiles est très grande, parfois plusieurs centaines, voire plusieurs milliers d’UA. Il est probable que, dans ce cas, la présence d’un compagnon stellaire ait eu une influence assez limitée sur l’accrétion de planètes autour de chaque étoile. Mais il existe des exoplanètes dans des binaires ayant des séparations de moins de 100UA, et on recense même 4 planètes dans des binaires séparées d’environ 20UA (cf. Figure). Pour mettre les choses en perspective, c’est comme si, dans le système solaire, on remplaçait Uranus par une étoile plus de 1000 fois plus massive ! Il paraît évident que les perturbations d’une étoile si proche vont fortement affecter la formation planétaire. Et c’est ce qu’ont effectivement montré de nombreuses études théoriques au cours de la dernière décennie. Ces études arrivent même à un résultat assez déconcertant, à savoir qu’il semble impossible de former les exoplanètes des binaires Gamma Cephei, HD196885 et HD40004 avec le modèle standard. Comment expliquer alors l’existence paradoxale de telles planètes ? Est ce que la formation planétaire se fait par un processus différent dans les binaires ? Ou bien est ce que c’est le modèle « standard » lui même qui doit être révisé pour expliquer ces cas « extrêmes »? Ou bien, solution moins radicale, est ce que ces binaires serrées étaient beaucoup plus séparées dans leur jeunesse, permettant alors à la formation planétaire de se faire dans un environnement beaucoup moins perturbé ? Ces questions sont encore loin d’être tranchées et les prochaines années devraient nous apprendre beaucoup sur cette problématique encore relativement recente.

Structure de tous les systèmes binaires contenant au moins une exoplanète détectée (au 1/1/2014). Le cercle bleu indique la distance de la planète par rapport à l’étoile centrale, et le cercle jaune celle du compagnon stellaire. La taille du cercle bleu est proportionnelle à la masse de la planète. Les petits segments horizontaux traversant les petits cercles indiquent les excursions radiales des planètes et étoiles compagnons dues à l’excentricité de leurs orbites. Le segment vertical noir indique la limite externe de stabilité orbitale autour de l’étoile primaire (toute orbite au delà de cette limite est instable en raison des perturnations de l’étoile secondaire).

Crédit : Philippe Thebault.

Certains noyaux atomiques, appelés radioisotopes, sont naturellement instables et peuvent spontanément se désintégrer en noyaux moins massifs et stables, libérant de l’énergie sous forme de rayonnement. La décroissance du nombre d’un type de radioisotopes en un élément suit une décroissance exponentielle . Où la quantité est le temps de demi-vie caractéristique de l’élément. Dans le cas le plus simple où aucun élément n’est présent initialement le temps t peut être trouvé directement par le rapport . Mais en réalité les choses ne sont jamais aussi simples, et ce pour au moins 2 raisons :

1) Il y a a priori toujours du présent à ou, du moins, il est impossible d’exclure cette présence. Et on ne connait pas a priori cette quantité initiale de

2) l’isotope n’est souvent pas le seul possible pour l’élément , qui peut également exister sous la forme , ce qui peut fortement compliquer les choses. En effet, dans un matériau à l'état gazeux ou liquide, les isotopes et vont naturellement s'équilibrer entre eux à une valeur d'équilibre. En conséquence, dès qu'un matériau fond ou fusionne, toute information sur la quantité d'isotope produite par désintégration de va être perdue par cette mise à l'équilibre isotopique (autrement dit, toute fusion est un "reset" des isotopes de B).

Ceci va rendre la datation plus compliquée, mais elle reste néanmoins possible, du moins pour remonter jusqu'au moment de la dernière condensation du matériau. On peut grosso-modo distinguer 2 types de datation : datation absolue et datation relative.

La désintégration de en a un temps de ½ vie de 4.47 10⁹ ans, idéal pour mesurer l’âge des plus anciens corps du système solaire. Mais n’est pas l’isotope naturel du , qui est . On obtient alors la relation suivante, liant les abondances de , et :

où les indices et se réfèrent aux abondances actuelles et initiales, respectivement. Le moment "initial" correspond à l'instant où l'objet en question s'est solidifié pour la dernière fois. En effet, dès que le corps fond ou se sublime en gaz, les proportions des 2 isotopes et s'équilibrent rapidement à leur proportion "naturelle" et toute information sur la désintégration de est perdue (voir page précédente ). A cet instant initial le rapport est donc égal à la valeur d'équilibre. En revanche, une fois le corps solidifié, un excès de l'isotope va petit à petit se créer à mesure que se désintègre. La variable inconnue est ici la quantité initiale absolue de (ou de ), que l'on ne connaît pas a priori. Heureusement, il existe un deuxième type de désintégration d’U en Pb, la réaction , dont le temps de vie est de 704 10⁶ ans, et qui va nous permettre de contraindre les abondances initiales. Les équations sont alors:

Et donc:

où 137.88 est la valeur présente de , qui est une constante globale du système solaire actuel, et , . Cette relation est directement exploitable pour toute météorite non-homogène initialement, mais dont tous les composants se sont formés à la même époque. En effet, dans ce cas, les rapports initiaux et / sont les mêmes partout dans la météorite et sont égaux à leurs valeurs d'équilibre (indiquées par a₀ et b₀ sur la figure). Par conséquent, dans un graphe vs. / , toutes les mesures du rapport F doivent se situer une même droite, appelée isochrone, dont la pente va directement donner l’âge de la météorite (cf. Figure).

Isochrone isotopique construite à partir des abondances actuelles relatives de ²⁰⁷Pb, ²⁰⁶Pb et ²⁰⁴Pb en différents endroits d’une même météorite

Crédit : Observatoire de Paris

La désintégration radioactive permet également de dater des corps même bien après la disparition des radionucléotides concernés (c'est à dire bien au delà du temps de 1/2-vie de la désintégration concernée). C’est le cas par exemple de la désintégration , dont le temps de ½ vie est de « seulement » 720 000ans. Notons que ni , ni ne sont des isotopes naturels de leurs éléments, qui sont, respectivement, et . A la différence de la désintégration d’, il n’existe aujourd’hui plus de que l’on puisse mesurer. En principe, on a donc :

Cette équation n’est pas d’une grande aide en elle-même, mais, comme pour la datation absolue, on peut tirer parti de la non-homogénéité d’une météorite donnée. Si en effet deux endroits de cette météorite avaient initialement des teneurs totales en (tous isotopes confondus) différentes, mais que la proportion de était, elle, la même, alors l’excès de ne sera aujourd’hui pas partout le même, et cet excès sera relié à l’abondance actuelle locale de par la relation :

Les mesures de et en différents endroits de la météorite vont alors tracer une isochrone dont la pente donnera la teneur initiale en (voir Figure).

Maintenant, si on compare les teneurs initiales de obtenus pour différentes météorites, on peut obtenir une datation relative des temps de formation de ces météorites. En effet, étant donné le temps de vie très court de , sa teneur par rapport à pourra être très différente suivant l’instant où la météorite s’est formée. Si on compare les valeurs dans 2 météorites différentes, on obtient ainsi la datation relative de leur formation par la formule:

où et sont les instants de formation des 2 météorites, et est le taux de désintégration de la réaction

Il faut cependant ici bien faire attention à deux points très importants :

1. ces mesures relatives ne sont possibles que si était uniformément distribué dans la nébuleuse initiale. Les dernières recherches semblent cependant montrer que tel était bien le cas. 
2. la fraction de estimée correspond à ce qu’elle était au moment de la dernière condensation de l’objet. En effet, quand le corps est dans un état fluide (gaz, liquide), les abondances de et se ré-équilibrent automatiquement à leurs proportions « naturelles » et tout excès antérieur de est effacé. Autrement dit, le chronomètre isotopique se « reset » lors de tout épisode de très forte température.

Isochrone obtenue à partir des abondances actuelles des différents isotopes de Mg et Al dans la météorite carbonée « Alliende »

Crédit : Observatoire de Paris

Comme nous l’avons vu (cf. lien), une des étapes les plus délicates du scénario standard de formation planétaire est celle qui fait passer des premières poussières condensées dans la nébuleuse aux planétésimaux kilométriques. La principale difficulté étant atteinte pour des corps de ∼10cm-1m, pour lesquels les vitesses de collision deviennent trop élevées pour permettre l’accrétion, et qui vont de plus avoir un mouvement de dérive très rapide vers l’étoile centrale. Ces deux problèmes sont tous deux liés à l’action du gaz sur les corps solides. En effet, toute particule solide plongée dans un milieu gazeux subit la friction de ce gaz, qui va être proportionnelle à la surface de contact entre le gaz et l’objet. Cette friction peut ainsi s’exprimer sous la forme

Où est la section efficace du corps () et la différence de vitesse entre le gaz et la particule. Si maintenant on applique le principe fondamental de la dynamique, on obtient que l’accélération due au gaz vaut:

On pourrait a priori se dire que, dans le cas présent, est nul car aussi bien le gaz que les corps solides orbitent autour de l’étoile suivant les mêmes lois de Kepler, et donc en principe à la même vitesse orbitale . Mais il y a en fait une différence, car le gaz est lui, en plus, soumis à une force de pression due au gradient de température et de densité dans la nébuleuse. Dans un disque proto-planétaire de type MMSN, cette force de pression s’exerce de l’intérieur vers l’extérieur et tend donc à contrebalancer la gravitation de l’étoile. Tout se passe donc comme si le gaz « percevait » une étoile de masse et aura donc une vitesse Képlérienne inférieure au d’un corps solide orbitant dans la vide. On dit alors que le disque de gaz est « sub-Képlérien ».

Le comportement de corps solides plongés dans ce disque de gaz est alors compris entre 2 extrêmes : les particules les plus petites (<mm) sont piégées dans le gaz et bougent avec lui, et on a dans ce cas et donc . A l’autre extrême, les planétésimaux très massifs sont, eux, découplés du gaz et subissent de la friction, mais ne vont pas beaucoup en pâtir car le rapport est tout petit et ils vont donc être très difficile à bouger par le gaz. Donc la aussi . Entre ces 2 extrêmes, il existe un régime intermédiaire avec des corps suffisamment gros pour être découplés du gaz ( ) mais pas suffisamment massifs pour être insensibles à la friction. Ce régime de taille intermédiaire se situe autour de 10cm-1m. Pour des corps de cette taille l’effet de la friction gazeuse est maximal (cf. image). Et comme , cette friction aura tendance à ralentir les corps solides et à les faire dériver vers l’étoile. Cette vitesse de dérive peut atteindre plus de 50m/s, ce qui correspond à 1UA en moins de 100ans !

Vitesse de dérive radiale (en cm/s) vers l’étoile centrale, en fonction de taille des corps solides présents dans la nébuleuse protoplanétaire de type MMSN. On voit très clairement qu’un pic est atteint pour des corps proches de la taille du mètre.

Crédit : Observatoire de Paris

Une population de planétésimaux orbitant le soleil ne pourra former des corps plus massifs que si les vitesses de rencontres mutuelles sont, pour une fraction importante de ces rencontres, inférieures à ; où est la vitesse de libération à la surface de 2 planétésimaux en collision et un paramètre prenant en compte la dispersion d’énergie lors de l’impact. Toute la question est alors de savoir si, effectivement, ce critère va être rempli dans un disque de planétésimaux kilométriques laissé à lui même.

L’état dynamique d’un tel disque va dépendre de l’équilibre entre plusieurs mécanismes: la gravité mutuelle des planétésimaux, la force de friction du gaz primordial toujours présent à ce stade, la dissipation d’énergie lors des collisions physiques, et, bien sur, la gravité de l’étoile autour de laquelle tous les corps orbitent. Si on fait l’hypothèse simplificatrice que tous les planétésimaux ont la même taille , alors on peut montrer que le disque va tendre vers un état stationnaire où les vitesses de rencontres vont en moyenne être de l’ordre de . Si en effet , alors les déflections gravitationnelles lors de rencontres proches vont automatiquement augmenter . Et si, à l’inverse, , alors la dissipation d’énergie cinétique lors des collisions va être très forte et fera diminuer . Cet équilibre autour de est plutôt une bonne nouvelle, car il entraine qu’une fraction des collisions vont effectivement permettre l’accrétion des corps (sachant qu’il y aura toujours une dispersion des vitesses de collision autour leur valeur moyenne).

Sachant que tous ces corps sont en orbite autour d’une étoile, par exemple le Soleil, les vitesses relatives de collisions vont être directement liées à l’excentricité (et à leur inclinaison si on est en 3D) de leurs orbites : plus les orbites sont excentriques, plus augmente, plus elles sont circulaires, plus tend vers zero. Pour de petites excentricités, à l’ordre zero on peut écrire que

Il faut réaliser que, pour des planétésimaux kilométriques, on a affaire à des vitesses très faibles, car les de tels corps sont de l’ordre de quelques mètres par seconde seulement. Ceci se traduit par des excentricités orbitales très faibles, de l’ordre de 0.0001 ! (cf. exercice).

Si tous les planétésimaux du disque avaient exactement la même taille r et grandissaient tous à la même vitesse, alors leur taux de croissance serait égal à où est la densité surfacique de planétésimaux, leur vitesse relative de collision et l’épaisseur du disque. Si on fait l’approximation raisonnable que (cf. page précédente) et que (, distance à l’étoile et excentricité moyenne de l’orbite des planétésimaux), alors on obtient avec , vitesse angulaire Keplerienne. On trouve alors que , et que la croissance en taille est linéaire avec le temps. Pour une MMSN à 1UA on trouve qu’il faut alors quelques 10⁶ ans pour former un corps de 1000km (cf. EXERCICE)

Mais il semble qu’en réalité l’accrétion suive un chemin beaucoup plus rapide et efficace, mais très sélectif, appelé accrétion « boule de neige ». Il est en effet plus que probable que, dans tout disque réel, toutes les tailles ne sont pas identiques et que, localement, certains planétésimaux soient, par hasard, légèrement plus grands (de taille ) que ceux qui les entourent. De ce fait, ils ont une vitesse de libération supérieure à celle des corps environnants. En conséquence, ils vont légèrement infléchir la trajectoire des autres corps vers eux. On peut paramétriser cette déflection en considérant que le corps a une section efficace « effective » plus grande que sa simple section efficace géométrique . On a alors

Où est appelé le terme de « focalisation gravitationnelle ». Du fait de cette surface efficace« dilatée », le corps va croître plus vite que les autres. Le rapport va donc augmenter, ce qui a pour effet d’encore augmenter la focalisation gravitationnelle, et donc le taux de croissance de , et ainsi de suite. La croissance de ce corps initialement légèrement privilégié va donc rapidement s’emballer.

Accrétion boule de neige : un corps initialement plus gros que les planétésimaux qui l‘entourent va légèrement infléchir la trajectoire de ceux-ci vers lui (Figure A). De ce fait, il va croître plus rapidement que les corps qui l’entourent, ce qui va encore accentuer sa tendance à infléchir vers lui l’orbite de ceux-ci (Figure B). Le processus s’auto-amplifie de lui même et conduit à la formation rapide d’un embryon planétaire alors que la majorité des autres planétésimaux n’a pas accrété de matière (Figure C).

Crédit : Philippe Thebault

L’un des moyens les plus efficaces pour disperser le disque de gaz en moins de 10 millions d’années (voir la page de cours) est le couplage entre (l'accrétion visqueuse du disque) et la photo-évaporation du gaz. Ce dernier mécanisme est la conséquence de l’effet du rayonnement ultra-violet (UV) de l’étoile sur les molécules de gaz, essentiellement et . L’interaction des photons UV va en effet chauffer le gaz, c’est à dire lui donner une plus grande agitation thermique, et si cette vitesse d’agitation thermique dépasse la vitesse Képlerienne locale, alors le gaz est éjecté. Comme est mais que l’énergie transportée par un photon UV ne diminue pas avec la distance à l’étoile, ce sont les molécules des régions extérieures qui seront le plus facilement éjectées lors d’interaction photon-gaz (mais le flux de photon, et donc le taux d’interaction avec le gaz, va, lui, diminuer avec ). On peut ainsi calculer qu’il existe un rayon critique, appelée , au delà duquel l’énergie déposée par photo-évaporation dépasse l’énergie orbitale :

Où est la température du gaz par suite de l’interaction avec un photon, est le poids atomique moyen du gaz, la constante de Boltzman, le ratio des chaleurs spécifiques (5/3 pour un gaz mono-atomique), la constante gravitationnelle et la masse de l’étoile. Dans les faits, à cause de la rotation du gaz, le rayon critique de dispersion est plutôt égal à . Pour un rayonnement UV typique, on a . Pour une étoile de type solaire et un disque de type MMSN , on obtient alors .

Cependant, tant que le disque est très dense, à la distance le flux de matière vers l’intérieur du disque dû à la viscosité est supérieur au flux de matière éjecté par photo-évaporation (cf. IMAGE, CASE 1). Mais à mesure que la masse du disque diminue par accrétion sur l’étoile, va décroître, jusqu’à ce qu’on atteigne le point où . A partir de ce moment, la matière gazeuse au-delà de est éjectée du système avant de pouvoir franchir la frontière pour se mettre « à l’abri ». Une ouverture est alors créée dans le disque, qui se retrouve coupé en deux. La partie interne du disque est protégée de la photo-évaporation, mais est tellement petite (<2UA) qu’elle va très rapidement être accrétée sur l’étoile (alors qu’auparavant le flux de matière spirallant sur l’étoile était compensé par de la matière venant de plus loin dans le disque). La partie externe du disque va elle se disperser progressivement de l’intérieur () vers l’extérieur. Les modèles numériques indiquent que la troncature du disque se fait au niveau de sur une échelle de quelques millions d’années, tandis que la dispersion qui s’en suit est beaucoup plus rapide, quelques 10⁵ ans peut-être.

Différentes étapes du processus de dispersion d’un disque proto-planétaire gazeux par photoevaporation et accrétion visqueuse du disque.

Crédit : Observatoire de Paris

Ces chapitres présentent la structure des planètes et autres objets des systèmes planétaire,

• leur surface
• la structure interne des planètes
• la température de l'atmosphère
• la dynamique atmosphérique
• les orbites gouvernées par la gravitation,
• les petits corps qui peuplent le système solaire, satellites, astéroïdes, comètes, objets de Kuiper.
• Les relations entre l'étoile et ses planètes (en cours)

Plusieurs processus sont à l'oeuvre à la surface des planètes et petits corps du Système Solaire. Leur nature, intensité et conséquence varient principalement en fonction de la composition de la surface (silicatée/glacée), de sa distance à l’étoile et la présence ou non d’une atmosphère. Si le corps planétaire est actif, il peut régulièrement faire « peau neuve » (par volcanisme notamment) alors qu’un corps mort est condamné à voir sa surface se dégrader, parfois lentement mais toujours sûrement.

Dans ce qui suit, nous décrirons les principaux processus qui façonnent les surfaces planétaires, à savoir :

• la cratérisation,
• les processus d'altération des surfaces sans atmosphère,
• l'érosion et la sédimentation des surfaces avec atmosphère et
• les processus de renouvellement de la surface par volcanisme ou tectonique.

Les cratères d’impact sont des dépressions de surface, généralement circulaires, résultant de l’impact de fragments solides d’origine météoritique ou cométaire. Ils sont présents sur quasiment toutes les surfaces planétaires solides du système solaire et la cratérisation représente la principale cause d’altération des surfaces des corps dépourvus d’atmosphère (excepté pour Io et Europe). Les impacts sont aussi le principal mécanisme d’apport et d’excavation de matériel planétaire ; certaines planètes ou satellites se sont formés par agrégation après collision (la Lune, par exemple) ; les volatiles, océans et atmosphères, présents sur certains corps ont sans doute été apportés par des objects impacteurs (en l’occurrence des comètes).

L’étude des cratères est intéressante à plus d’un titre. Leur forme et leur taille renseignent sur la nature (composition, résistance, stratifications, porosité) des surfaces planétaires cibles, de leurs impacteurs et les propriétés d’une éventuelle atmosphère. Leur distribution informe sur l’âge des surfaces planétaires et apporte des clés dans la compréhension de leur histoire d’autant que les impacts peuvent être à l’origine d’évènements importants voire catastrophiques (formation de la Lune, extinction des dinosaures sur Terre il y a 65 millions d’années…), les plus larges ayant même pu modifier les paramètres orbitaux de certains corps. Les études statistiques des cratères fournissent aussi des informations sur la population des corps impacteurs du système solaire qui sont ce qui reste des planétésimaux de l’accrétion planétaire et donc, à ce titre, des objets très primitifs, témoins privilégiés de la jeunesse du système solaire.

Zoom: Bestiaire de cratères

Bestiaire de cratères

Crédit : ALG

Ce bestiaire de cratères illustre la variété en termes de forme et d’échelle des cratères planétaires. La morphologie des cratères dépend avant tout de leur taille. Les plus petits d’entre eux, les cratères simples, présentent une forme en bol, avec des bords surélevés. La majorité des cratères lunaires ayant un diamètre inférieur à 15 km sont de ce type. Au delà de ce diamètre, ils présentent un pic central avec éventuellement des terrasses et des dépôts et sont dits complexes. Les cratères complexes sont moins profonds que les cratères simples. Le diamètre de transition entre ces deux types de cratères varie de façon inversement proportionnelle à la gravité de la planète : un pic central apparaît dans les cratères martiens dont la taille est supérieure à 10 km alors que sur Terre, les pics apparaissent dès que les cratères ont un diamètre supérieur à 2-3 km. Dans les cas d’impacts plus gros, le pic central est remplacé par un anneau montagneux voire par des anneaux multiples si le diamètre augmente encore. Une partie des matériaux excavés par l’impact peut, après avoir parcouru une trajectoire balistique, retomber et provoquer la création de cratères secondaires, à proximité du cratère principal. Enfin, si l’impact est suffisamment puissant pour percer la croûte et provoquer des épanchements, on parle de bassins d'impact. Le bassin d'Hellas sur Mars (plus de 2000 km de diamètre) est sans doute le plus grand bassin d'impact du système solaire. Avec le temps, l’érosion ou encore les mouvements du sol altèrent les cratères dont nous n’observons finalement qu’une forme dégradée.

Sur les corps les plus actifs tels que la Terre, Io ou Europe, le renouvellement de la surface s’opère principalement par l’activité volcanique et tectonique. Il s’agit de processus endogènes c’est-à-dire ayant une cause interne, par opposition aux processus exogènes décrits précédemment.

Le volcanisme est lié au transfert de matière (magma, éléments volatiles et matériaux cristallisés) de l’intérieur vers la surface. Il est l’une des expressions les plus spectaculaires de l’activité interne d’un corps. Il participe au renouvellement des surfaces en recouvrant de ses épanchements (laves) les cicatrices du passé et peut aussi contribuer à la création ou à l’enrichissement d’une atmosphère. De nombreuses planètes ou satellites du système solaire portent sur leur surface les traces d’une activité volcanique passée (Mars, Lune), récente (Vénus) et même présente (Terre, Io, Europe, Encelade).

L’activité tectonique est l’ensemble des mécanismes de mouvements de surface responsables de déformations à grande échelle de la croûte d’une planète. Beaucoup de corps présentent à leur surface des failles, des chaînes dorsales et escarpements témoignant d’une activité tectonique passée. Cependant, à ce jour, le mouvement de plaques tectoniques n’a été observé que sur la Terre.

Des mondes actifs

Crédit : ALG

Le processus d’impact et ses conséquences varient avec la vitesse du corps impacteur et la nature du sol impacté et de son impacteur. Si la planète possède une atmosphère, le projectile est freiné et chauffé ce qui peut entrainer sa vaporisation partielle voire totale ou sa fragmentation. Les météorites de moins de 10 m de diamètre parviennent rarement jusqu’au sol terrestre. Les modèles d’ablation atmosphérique prédisent un nombre réduit de cratère de moins de 20 km de diamètre sur Titan (seul satellite du système solaire possédant une atmosphère substantielle, voir chapitre Erosion et sédimendation des surfaces avec atmosphère), ce que semble confirmer les observations de la sonde Cassini.

Lorsque le projectile, ou ce qu’il en reste, atteint la surface, le processus d’impact commence ; on le décompose classiquement en trois phases qui, en réalité, se chevauchent dans le temps : la phase de contact et compression, la phase d'excavation et la phase de modification et relaxation. C'est ce qu'illustre la figure ci-contre.

Mécanisme de formation d'un cratère simple (gauche) et complexe (droite)

Crédit : Lunar and Planetary Institute, modifié par P. Thomas (ENS Lyon-Laboratoire de Géologie de Lyon)

L'appliquette "Cratérisation" permet d'appréhender les effets d’un impact météoritique sur Mercure, la Terre (avec ou sans atmosphère), la Lune et Mars en fonction des caractéristiques de l’impacteur (vitesse, angle d’arrivée, taille, densité) et de la surface impactée (densité).

Les surfaces des corps sans atmosphère sont de véritables champs de bataille subissant en permanence:

• le bombardement micro-météoritique,
• les assauts de particules énergétiques et
• des changements de température violents.

Tous ces processus sont exogènes, c’est-à-dire ayant une cause externe à l’objet qu’ils affectent. Lentement mais sûrement ils érodent les surfaces mais sont aussi à l’origine de la formation des atmosphères extrêmement tenues, appelées exosphères, que l’on trouve autour de Mercure, de la Lune, de la plupart des satellites glacés et même des anneaux de Saturne.

L'érosion spatiale

Crédit : CC BY-SA 3.0, modifié par ALG

Les surfaces sans atmosphère sont constamment bombardées par des grains météoritique de diamètre <1 mm. Ce bombardement micro-météoritique ne contribue pas à augmenter le volume de régolithe (le régolithe lunaire ne grandit que de 1 mm/10⁶ ans et, en raison de leur faible gravité, les astéroïdes perdent même constamment une partie de leur régolithe) mais il en modifie durablement les propriétés et la distribution.

Mélange

Le bombardement micro-météoritique modifie également la distribution des composés des régolithes. Les premiers millimètres du sol lunaire sont en permanence « labourés » par des micro-impacts ce qui a pour effet d’homogénéiser la composition verticale (en profondeur) du régolite. On parle d’"impact gardening" (de l’anglais « garden », jardiner). Ce processus est néanmoins très lent – il faut au moins 100 000 ans pour entièrement retourner et mélanger le premier centimètre du sol lunaire. Les couches plus profondes du régolithe ne sont retournées qu’à l’occasion d’impacts plus importants donc plus rarement.

La distribution horizontale des composés du régolite est, quant à elle, contrôlée par les lois de retombée balistique des éjectas autour du cratère principal (voir Processus de cratérisation des surfaces) et varie peu sous l’effet du bombardement micro-météoritique. Les micro-impacts peuvent néanmoins, localement, apporter de nouveaux éléments à la composition de surface.

Différents niveaux de dégradation des cratères sur Ganymède sous l’effet de l’érosion spatiale et notamment des pluies micro-météoritiques.

Crédit : Figure extraite et modifiée de Moore et al. (2000).

Les corps sans atmosphère peuvent connaitre des variations de températures considérables au cours d’une journée. Plus l’inertie de la surface (c’est-à-dire sa capacité à stocker la chaleur) est faible et plus la rotation du corps est lente, plus le contraste jour/huit est important. Mercure, en particulier, subit les chocs thermiques les plus violents du système solaire : la température à sa surface peut varier de -170°C à 430°C.

Migration/ségrégation

Sur les surfaces glacées du système solaire, en raison de la grande volatilité de la glace d’eau (c’est-à-dire de sa capacité à changer de phase), le cycle jour/nuit peut s’accompagner d’un phénomène de migration/ségrégation thermique.

Les surfaces des satellites glacés sont généralement constituées d’un mélange, aux proportions variables, de glace et d’un composé optiquement sombre (matière organique, soufrée ou silicatée). Les régions les plus riches en glace étant aussi les plus brillantes, elles sont moins efficacement chauffées par le Soleil (elles réfléchissent une grande partie du flux solaire) et le taux de sublimation de la glace y est bas. Inversement, dans les régions les plus sombres, le taux de sublimation de la glace peut être élevé. Ce déséquilibre permet un transfert de la glace des régions sombres et chaudes vers régions brillantes et froides. Ce transfert prend fin quand toute la glace du sol des régions sombres a disparu (laissant un sol encore plus sombre) et s’est redéposé dans les régions plus claires (accentuant alors leur brillance). Au passage, il est fréquent qu’une partie des volatiles se perde dans l’espace ou vienne enrichir une exosphère.

Le phénomène de migration/ségrégation thermique a pour effet de renforcer les contrastes d’albédo à la surface et, en séparant la glace de la matière sombre, va à l’encontre des processus de bombardements (météoritiques ou par des particules de haute énergie) qui tendent à homogénéiser le régolithe. Ce phénomène peut être local (exemple de Callisto) ou global (exemple de Japet). Sur Japet, même si l’origine de la matière sombre est vraisemblablement exogénique (en provenance de Phoebe), il est fort probable que le phénomène de migration/ségrégation participe à accentuer le contraste entre les basses et moyennes latitudes, très sombres, de la face avant du satellite et les pôles, particulièrement brillants : le jour, la glace des régions équatoriales se sublime et migre vers les pôles, plus froids, ou elle se re-condense. Sur Callisto, les crêtes des cratères des régions équatoriales sont recouvertes d’un manteau blanc résultant sans doute de la migration de la glace du fond des dépressions, généralement plus chaudes car doublement chauffées, à la fois par le flux solaire direct et par le flux solaire réfléchi sur les parois. Ce processus de modification du paysage par sublimation est aussi à l’œuvre sur Mars où ni l’eau ni le CO₂ ne sont stables à la surface.

L’appliquette "Migration" vise à évaluer l’efficacité du phénomène de migration/ségrégation par rapport à d’autres processus d’érosion spatiale sur les principaux satellites glacés du Système Solaire.

L'appliquette Migration

Ségrégation thermique sur Callisto et Japet

Crédit : ALG

Les surfaces des corps avec atmosphère sont certes protégées de l’érosion spatiale mais elles subissent d’autres formes d’érosion, souvent plus efficaces, liées à l’activité atmosphérique. Ces formes d’érosion se traduisent généralement par une perte graduelle de substance et notamment de relief. Elles sont aussi parfois à l’origine de paysages spectaculaires.

Il existe plusieurs agents et types d’érosion. Dans ce qui suit nous aborderons :

• L’érosion éolienne (par le vent)
• L’érosion pluviale et fluviale (par le ruissellement d’un agent liquide, l’eau sur Terre et sur Mars dans le passé, le méthane et l’éthane liquides sur Titan)

Et nous mentionnons seulement ici:

• L’érosion glaciaire (par la glace)
• L’érosion marine (par les vagues)

Quelque soit son moteur, l’érosion comporte trois phases étroitement liées :

• La destruction d’un substrat rocheux, silicaté ou glacé, (par action mécanique, chimique et même biologique sur Terre) et son corolaire, la formation de sédiments mobilisables.
• Le transport des sédiments, sur des distances plus ou moins longues, aidé ou contrarié par l’action de la pesanteur.
• L'accumulation des sédiments en modèles construits (dunes, cônes de déjection, moraines…) ou leur dépôt au fond des lacs/océans ou sur le bord des rivières.

Les gaz (par le biais du vent), l’eau, le méthane, l’éthane liquides sont des fluides. Avant de décrire leur action sur les surfaces planétaires, quelques rappels sur l’écoulement des fluides s’imposent.

Les vents sont provoqués par les contrastes de températures à la surface d’une planète et par la rotation de la planète. Les effets de l’activité éolienne sur un paysage sont multiples. Le vent déplace la matière sédimentaire, la redistribue, l’organise parfois en dunes et en modifie les propriétés physiques par abrasion mécanique.

Destruction : l’abrasion

Si l’action destructrice du vent est limitée par rapport à celle d’un agent liquide, les roches se trouvant sur le chemin de saltation (processus de transport des grains par sauts successifs, voir ici) des grains déplacés par le vent sont néanmoins progressivement polies, taillées, striées. L’efficacité de l’abrasion par le vent dépendant de la vitesse d’impact des grains, il est peu probable qu’elle soit élevée sur Titan et Vénus. En revanche, elle devrait l’être sur Mars comme semble le confirmer les images de la surface.

Si la surface de Mars a pu voir l’eau couler dans le passé, aujourd’hui seules les surface de la Terre et de Titan sont soumises à l’érosion pluviale et fluviale. Il pleut, en effet, sur Terre partout où la température l’autorise. Sur Titan, ce sont les cycles du méthane et de l’éthane qui régissent la météo. Lorsque le sol est perméable, les « eaux » des pluies s’y infiltrent, venant parfois enrichir des aquifères - ou « alcanofères » sur Titan- souterrains, jusqu’à le saturer avant de s’écouler à la surface.

Destruction : Abrasion, altération physique et altération chimique

Au fur et à mesure, l’écoulement liquide décompose et désagrège le socle rocheux en place (aussi appelé substrat), par altération physique, mécanique mais aussi chimique, et participe ainsi à la production d’une masse sédimentaire ensuite transportée à l’état de grains ou de manière dissoute vers de plus basses altitudes

Altération physique: Plusieurs processus physiques provoquent la fragmentation mécanique du matériel rocheux sans en affecter la composition. En particulier, sur Terre, l’eau, en s’infiltrant, dans les fissures des roches les fragilise et contribue à leur désagrégation par cryoclastie (processus de fragmentation lié au cycle de gel/dégel) ou haloclastie (processus de fragmentation lié à la formation de cristaux de sels suite à l’évaporation de l’eau sur Terre). Ces processus étant liés à des changements de phase de l’agent liquide, ils ne sont sans doute pas très efficaces sur Titan où les variations de température à la surface sont très limitées (<2° pendant la journée, <4° d’une saison à l’autre).

Abrasion mécanique: Les débris solides transportés dans les écoulements sont aussi de puissants agents d’érosion; ils entaillent le substrat rocheux pour creuser des vallées et saper des berges. Un liquide étant plus dense qu’un gaz, l’activité fluviale est un agent d’érosion nettement plus efficace que l’activité éolienne : elle exerce une pression plus forte sur les sols, est capable de transporter des débris plus gros et est davantage aidée dans ses attaques mécaniques par la gravité. Pendant leur transport prolongé, les débris voient généralement leur taille se réduire et leur forme s’arrondir ; 10 km suffisent à façonner un galet de calcaire sur Terre - 300 km pour un galet siliceux. L’ampleur de ce travail d’érosion dépend de la vitesse et de la viscosité du fluide en mouvement ainsi que de la nature (notamment de la dureté) des sédiments et du socle rocheux. Est-ce l’érosion fluviale qui a façonné les pierres arrondies de 2 à 20 cm de diamètre photographiées par la sonde Huygens à la surface de Titan (voir la figure ci-contre)? Et si oui, combien de kilomètres on été nécessaires pour leur donner leur forme ? Des travaux préliminaires sur l’érodabilité de la glace d’eau à -180°C (la matière probable de la croûte de Titan) suggère que l’érosion par les rivières d’hydrocarbure sur Titan est aussi efficace que l’érosion fluviale sur Terre.

« Galets » sur Titan et sur la Terre

Crédit : NASA/JPL/ESA/University of Arizona (Titan) et S.M. Matheson (Terre)

Altération chimique:Les activités pluviale et fluviale peuvent aussi modifier la nature chimique du socle rocheux, notamment par :

• Dissolution (dissociation d’une substance solide dans l’agent liquide): Sur Terre, la dissolution donne naissance des paysages dits « karstiques » (paysages façonnés par l’action de l’eau qui s’infiltre dans le sous-sol, dissout la roche, puis redépose la matière dissoute en créant des formations caractéristiques). Les zones karstiques présentent pour la plupart un paysage tourmenté, un réseau hydrographique essentiellement souterrain et un sous-sol creusé de nombreuses cavités. Le processus de dissolution est sans doute aussi à l’œuvre sur Titan comme le suggère la présence de ce qui ressemblent à des évaporites autour des lacs ainsi que la morphologie de certains de ces lacs (voir la figure ci-contre). La glace d’eau pure étant très peu soluble dans le méthane liquide, il est plus probable que ces paysages aient été creusés dans une couche sédimentaire constituée des produits de la photochimie atmosphérique accumulés pendant des millions d’années.
• Oxydation (perte d’un électron par un atome ou une molécule): L’oxydation affecte particulièrement les minéraux riches en fer (pyroxène, olivine, amphiboles…) qui prennent alors une teinte brun-rouge caractéristique. Pour autant, le processus d’oxydation peut se passer d’eau liquide : c’est l’oxydation des silicates ferreux de la surface après photolyse de la vapeur d’eau de l’atmosphère qui est responsable de la couleur rouge/rouille de la surface de Mars.
• Hydratation (fixation d’une molécule d’eau dans la structure des éléments de la roche): L’hydratation affecte les minéraux capables de fixer une molécule d’eau dans leur structure. Néanmoins, seule une présence durable de l’eau liquide peut entrainer une altération poussée des silicates. C’est la découverte d’argiles hydratées dans les terrains noachiens (très cratérisés donc vieux) de Mars et le constat de leur absence dans les terrains plus jeunes qui a prouvé que la présence de l’eau liquide ne pouvait être qu’épisodique sur Mars depuis 3.7 milliard d’années.

Figures karstiques sur la Terre et sur Titan

Les « eaux » fluviales sont généralement collectées au sein de bassins de réception et viennent alimenter un réseau fluviatile hiérarchisé (rigoles, ruisseaux, rivières et fleuves sur Terre). Notons, une différence notable avec le cas éolien : l’agent liquide, contrairement au vent, ne se répartit pas sur toute la surface mais suit la ligne de plus grande pente en restant confiné dans un lit. Les filets d' « eau » confluent et fusionnent en chenaux de taille croissante. La mise en place de ces réseaux fluviatiles dépend de la pente régionale, du débit de liquide et de la nature du substrat (notamment de sa perméabilité). Sur pente forte, les chenaux sont multiples et confluent: le réseau fluviatile est dit en tresse: c'est le cas des portions amonts des cours d'eau (torrents de montagne). Quand la pente devient faible les différents cours d’ « eau » se rejoignent généralement en un unique chenal d'écoulement, souvent sinueux: le réseau à méandres caractérise la plaine alluviale proche de l'embouchure.

La matière sédimentaire mobilisée est déposée à l’endroit où la pente diminue formant ce que l’on appelle des cônes de déjection ou cônes alluviaux. La consolidation des sédiments est à l'origine de la formation des couches sédimentaires mais cette matière peut aussi être re-mobilisée lors de nouveaux épisodes pluvieux. Sur Terre, les sédiments finissent souvent leur voyage dans les océans. C’est peut être aussi le cas sur Titan dont les plus grands lacs sont connectés à des réseaux fluviatiles complexes (voir la figure ci-contre). Les amas de dépôts à l’embouchure des fleuves sont appelés deltas. De part et d’autre du lit limité par les berges, il est aussi fréquent de trouver des levées alluviales, topographies bombées formées par les dépôts des crues. Quelques exemples de paysages fluviaux sur la Terre, Titan et Mars sont présentés sur la figure ci-contre.

Paysages fluviaux

Paysages fluviaux

Crédit : Adapté de Grotzinger et al. (2013), Sedimentary processes on Earth, Mars, Titan and Venus. In : Comparative Climatology of Terrestrial Planets, S.J. Mackwell et al. Eds, pp 439-472. Univ. Of Arizona, Tucson.

Les dessins que forment les réseaux fluviatiles à la surface renseignent sur la nature du substrat rocheux, la pente locale et une éventuelle activité tectonique. Ils fournissent également des informations précieuses sur les climats présents ou passés. Cependant il faut garder à l’esprit que le flux de sédiments transportés variant en , la forme des chenaux d’écoulement est généralement représentative d’événements catastrophiques et notamment d’épisodes de crue. Enfin, soulignons que tous les chenaux ne sont pas d’origine fluviale : les chenaux visibles à la surface de Vénus ont été creusés par des coulées de lave.

Cet exercice s'inspire d'un exercice proposé dans "Planétologie" de C. Sotin, O. Grasset et G. Tobie, Edition Dunod, Paris, 2009.

Cet exercice s'inspire d'un exercice de "Planetary Surface Processes" de H. Jay Melosh, Cambridge University Press, 2011.

Cette appliquette illustre les effets d’un impact météoritique sur Mercure, la Terre (avec ou sans atmosphère), la Lune et Mars en fonction des caractéristiques de l’impacteur (vitesse, angle d’arrivée, taille, densité) et de la surface impactée (densité).

Pour le détail des formules à partir desquelles a été construire cette appliquette, se référer à : G. S. Collins, H. J. Melosh, R. A. Marcus: Earth Impact Effects Program: A Web-based computer program for calculating the regional environmental consequences of a meteoroid impact on Earth, Meteoritics & Planetary Science 40, Nr 6, 817–840 (2005).

A vous de jouer en répondant notamment aux questions ci-dessous!

On rappelle que les astéroïdes sont composés de roches et de métaux ; leur densité varie entre 2000 et 8000 et leur vitesse à l’entrée de l’atmosphère terrestre est généralement comprise entre 11 et 21 km/s. Les comètes, quant à elle, sont essentiellement composées de glace ; leur densité est comprise entre 500 et 1500 et leur vitesse à l’entrée de l’atmosphère terrestre est généralement comprise entre 30 et 72 km/s.

En raison de la grande volatilité de la glace, les surfaces glacées sans atmosphère sont soumises à un phénomène de migration/ségrégation thermique. L’appliquette ci-dessous vise à évaluer l’efficacité de ce phénomène par rapport à d’autres processus d’érosion spatiale sur les principaux satellites glacés du Système Solaire. Elle s’inspire du travail de thèse de J.R. Spencer: The surfaces of Europa, Ganymède, and Callisto- An investigation using Voyager IRIS Thermal Infrared Specta, Ph.D dissertation by John R. Spencer, 1999.

Lisez l’essentiel à savoir ci-dessous et essayez de répondre aux questions.

Le taux instantané de sublimation de la glace peut, en première approximation, s’exprimer de la façon suivante : où est la densité volumique de la glace (), est la masse molaire de l'eau (), est la constante universelle des gaz parfaits () et , la température instantanée (en K).

s’obtient en égalisant le flux solaire (entrant) et le flux émis par la surface (sortant) : où est la constante de Stefan-Boltzmann (), est la constante solaire (c’est-à-dire la puissance reçue du Soleil par unité de surface normale aux rayons solaires à la distance héliocentrique de 1 UA) (), est la distance héliocentrique en UA du corps glacé, est est l’albédo de la surface et est l’angle d’illumination du Soleil à la surface (l’angle entre la normale à la surface et la direction de l’ensoleillement). Il dépend de la latitude, de l’heure locale et éventuellement de la saison. Ici on considère que .

est la pression de vapeur saturante de la glace en Pascal, c’est-à-dire la pression à laquelle la phase gazeuse de l’eau est à l’équilibre avec sa phase solide à la température . Dans la gamme de températures des satellites glacés du système solaire (130-150 K), il a été établi semi-empiriquement que : .

L’activité éolienne et, lorsqu’elle existe (sur Terre et Titan), l’activité fluviale participent efficacement au transport des sédiments des surfaces planétaires dotées d’une atmosphère. L’initiation de ce mouvement se fait plus ou moins facilement en fonction de la nature des sédiments (densité), des caractéristiques du fluide (densité et viscosité de l’air ou de l’agent liquide) et de la pesanteur. C’est ce qu’illustre cette appliquette.

Le modèle simplifié sur lequel s’appuie cette appliquette est décrit en partie dans la section activité éolienne. Pour plus de détails se référer à : « Planetary Surface Processes » de H. Jay Melosh, Cambridge University Press, 2011.

A vous de jouer en essayant de répondre aux questions ci-dessous.

Mise en mouvement des sédiments sur Vénus, la Terre, Mars et Titan

Les caractéristiques (densité, viscosité) des fluides (atmosphères, liquides) présents à la surface de Vénus, la Terre, Mars et Titan sont donnés ici. Rappelons que la composition des sédiments varie d’un corps planétaire à l’autre : du quartz (2650 ) sur Terre, du basalte (2900 ) sur Vénus et Mars et de la glace d’eau (992 à 92 K) et/ou de la matière organique (1500 ) sur Titan.

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Présentation du module

Prérequis

Dans cette partie, nous verrons comment s'établit la structure thermique dans les couches externes fluides (principalement gazeuses, ce que l'on appelle les atmosphères) des planètes, ainsi que les conséquences de l'existence d'une telle structure.

[Cliquer ici pour commencer le cours]

Il existe trois modes de transport de la chaleur au sein des atmosphères planétaires, qui déterminent les variations de température au sein de ces atmosphères :

• Rayonnement électromagnétique Il s'agit là du seul mode qui puisse opérer à travers le vide. Un objet chaud va se mettre à l'équilibre thermodynamique local avec le champ électromagnétique environnant et lui communiquer une partie de son énergie qui sera rayonnée dans tout l'espace (voir la page traitant du corps noir pour plus de détails). Ce rayonnement pourra être absorbé loin de là par un autre objet qui verra alors son énergie interne (et donc sa température) augmenter. Ce phénomène peut être expérimenté facilement dans la vie de tous les jours (lorsque l'on ressent la chaleur d'un feu de bois alors qu'on est situé à plusieurs mètres de là, hors du trajet des fumées).
• Conduction C'est un mode de transport possible uniquement dans un milieu matériel. L'agitation thermique de la matière se transmet de proche en proche par simple contact (chocs) entre les molécules du milieu. Un exemple de la vie quotidienne serait un couvert métallique touchant une flamme à l'une de ses extrémités. Au bout d'un certain temps, l'autre extrémité sera à température suffisamment élevée pour qu'on ne puisse plus enlever le couvert sans se brûler. Ce mode de transport est surtout efficace à courte distance (comparable à celle entre les molécules et donc au contact), ce qui le rend peu important au sein des atmosphères planétaires (excepté dans les couches très peu denses où les molécules sont loin les unes des autres, et où les autres modes de transport d'énergie sont encore moins efficaces).
• Convection C'est un mode de transport d'énergie qui n'est possible que dans de la matière fluide (ce qui est le cas au sein des atmosphères). La matière elle-même voyage et transporte son énergie interne avec elle, où elle peut être communiquée ensuite par simple contact à la matière environnante (conduction à courte distance). L'exemple caractéristique de la vie quotidienne est le chauffage de l'eau dans une casserole : l'eau est chauffée par conduction avec le fond de la casserole, ce qui entraîne la mise en place d'une circulation de liquide (courants de convection) permettant à cette chaleur d'être distribuée à l'ensemble de l'eau de la casserole de façon homogène.

Illustration des modes de transport de la chaleur

Dans cette situation de la vie quotidienne, les trois modes de transport de l'énergie sont illustrés : la chaleur (énergie thermique) voyage au sein du liquide par des mouvement de convection, la casserole est chauffée radiativement par la plaque et le manche métallique est un bon conducteur de chaleur vers la main.

Bilan de rayonnement

La température d'équilibre se détermine à partir d'un simple bilan de rayonnement (visible et thermique). Cela revient à négliger les autres sources d'énergie que le rayonnement de l'étoile hôte (le Soleil pour la Terre par exemple) : géothermie, réactions chimiques ou nucléaires, transitions de phase, etc. Sont pris en compte :

• Rayonnement reçu Il s'agit du rayonnement en provenance de l'étoile hôte. Il n'arrive que sur la face éclairée de la planète (côté jour), avec une inclinaison variable.
• Rayonnement réfléchi C'est la part du rayonnement reçu par la planète qui est renvoyé vers l'espace. Le rapport entre la puissance reçue et la puissance réfléchie porte le nom d'albédo bolométrique.
• Rayonnement thermique Il est émis par la totalité de la surface planétaire (côtés jour et nuit) qui se comporte en excellente approximation comme un corps noir dans l'infrarouge thermique. Ce rayonnement dépend donc de la température de surface.

La température de surface influe ici sur le rayonnement thermique. Elle est égale à la température d'équilibre lorsque le bilan est équilibré, à savoir : Puissance lumineuse reçue = Puissance lumineuse réfléchie + Puissance rayonnée thermiquement, ce qui est équivalent à Puissance lumineuse absorbée = Puissance rayonnée thermiquement.

Détermination de la température d'équilibre

Bilan de puissance pour une planète sans atmosphère : le flux reçu de l'étoile équilibre la somme du flux réfléchi par la planète et du flux rayonné thermiquement (en rouge), qui dépend fortement de la température de la planète. Ce bilan peut donc servir à déterminer cette température, appelée température d'équilibre.

Crédit : Emmanuel Marcq

Une remarque importante est que cette définition repose sur l'hypothèse irréaliste d'une température de surface homogène sur l'ensemble de la planète, donc avec une redistribution parfaite de l'énergie. Cette température est donc un outil théorique plus qu'une température physiquement mesurable. Le lecteur intéressé par une approche plus quantitative (mais identique conceptuellement) pourra se reporter ici.

Ce sont les couches atmosphériques situées au-dessus de la troposphère, où la convection joue un rôle négligeable.

Stratosphère

Certaines atmosphères planétaires possèdent une couche supplémentaire appelée stratosphère située entre la troposphère et la mésosphère. Cette couche est une couche radiative (la convection n'y joue aucun rôle dans le transport vertical de la chaleur) et connaît une inversion de température : la température y croît avec l'altitude ! Cette inversion est causée par une absorption partielle de la lumière et/ou des UV stellaires assez haut dans l'atmosphère, si bien que cette énergie ne peut pas s'évacuer par convection et seulement difficilement par radiation. Il se crée alors une anomalie chaude qui déforme le profil de température, allant jusqu'à l'inversion de température.

Dans le système solaire, Vénus et Mars ne possèdent pas de stratosphère (ces atmosphères principalement constituées de CO₂ rayonnent très efficacement en infrarouge le peu de puissance absorbé à haute altitude, si bien que les anomalies de températures n'altèrent pas la forme du profil thermique). La Terre en possède une, causée par l'absorption des UV solaires par l'ozone (O₃), sous-produit du dioxygène (O₂) d'origine biologique. Les planètes géantes en possèdent également (causée par des composés hydrocarbonés absorbant les UV) ainsi que Titan (par absorption des UV solaires sur les particules du brouillard photochimique produit dans la haute atmosphère).

Profils thermiques des trois atmosphères telluriques du système solaire

Profils thermiques de Mars, Vénus et de la Terre. Les profils thermiques des atmosphères de Mars et de Vénus ne comportent pas de stratosphère, tandis que l'atmosphère terrestre en comporte une, située d'après ce graphique entre 10 et 50 km d'altitude.

Crédit : Laboratory for Atmospheric and Space Physics, traduit et adapté par E. Marcq

Nous allons à présent aborder les lois quantitatives permettant de modéliser simplement les profils verticaux de température au sein des atmosphères planétaires. Cela nécessite quelques rappels sur le rayonnement thermique, dit de "corps noir".

Cette page développe de façon quantitative les notions vues de façon qualitative ici.

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ACCES AU PLAN DES CHAPITRES

On a vu que la notion de température d'équilibre ou effective requiert plusieurs hypothèses. L'une d'entre elles est que l'énergie rayonnée par unité de surface de la planète vers l'espace est homogène, c'est-à-dire qu'elle est la même en tous points, depuis l'équateur jusqu'aux pôles.

Or, la figure 1 nous donne un exemple pour la Terre qui montre la limite de cette hypothèse. On peut y voir que l'énergie absorbée par la Terre provenant du Soleil (et donc principalement dans la bande visible du spectre lumineux) dépend de la latitude, comme attendu d'après la figure 2. On y remarque surtout que l'énergie émise par la Terre vers l'espace, principalement de la bande infrarouge, dépend aussi de la latitude et est différente de la courbe d'énergie reçue. Ceci est un simple constat, issu d'observations, qu'il va s'agir d'interpréter.

En comparant les valeurs des puissances émises et reçues dans la figure 1, on constate qu'il y a une perte d'énergie vers les pôles et un gain d'énergie vers l'équateur. En vertu du principe de conservation de l'énergie, et en supposant que la planète est dans un état stationnaire, on ne peut que conclure que de l'énergie est transférée de l'équateur vers les pôles. Ce transfert d'énergie est causé par le mouvement global de l'atmosphère de la planète (et des océans s'ils sont présents).

On verra plus loin dans le cours que cette différence en énergie est également le moteur de la circulation atmosphérique.

Bilan radiatif de la Terre

Figure 1 : Bilan d'énergie de la Terre sur une année (1987). Puissance reçue par la Terre depuis le Soleil dans le visible en haut de l'atmosphère en bleu, et émise par la Terre vers l'espace dans l'infrarouge (en rouge).

Crédit : Pidwirny, M. (2006). "Global Heat Balance: Introduction to Heat Fluxes". Fundamentals of Physical Geography, 2nd Edition. Date Viewed. http://www.physicalgeography.net/fundamentals/7j.html

Radiation solaire

Figure 2 : La radiation solaire arrive à des angles différents à la surface de la Terre selon la latitude. Pour une même quantité d'énergie émise par le soleil, la zone couverte est plus petite à l'équateur et s'agrandit aux pôles. Ainsi, la Terre reçoit plus d'énergie par unité de surface à l'équateur qu'aux pôles.

Crédit : Arianna Piccialli

L'exemple le plus célèbre de la preuve d'une circulation atmosphérique à grande échelle provient de l'observation des vents permettant la navigation sur les océans terrestres. Les vents dominants soufflent d'Est en Ouest aux latitudes tropicales (environ 30°S à 30°N, et qu'on appelle alizé). Une explication satisfaisante de l'origine de ces vents fut donnée par George Hadley en 1735 : il existe une circulation à l'échelle de la planète qui transporte des masses d'air depuis l'équateur jusqu'aux tropiques en formant une cellule, qu'on appelle cellule de Hadley tel qu'on peut le voir sur la Figure 1.

L'origine des alizés est la suivante : quand une masse d'air tombe vers la surface aux tropiques, elle retourne à l'équateur. Ce faisant elle subit la force de Coriolis : elle est donc déviée vers sa droite dans l'hémisphère Nord, ou vers sa gauche dans l'hémisphère Sud, c'est-à dire vers l'Ouest dans les deux cas. Inversement, une masse d'air qui part de l'équateur vers les tropiques subira une déviation vers l'Est et formera un courant jet en altitude au niveau des tropiques et orienté vers l'Est.

L'origine des alizés est ainsi comprise, mais quid de l'origine de la cellule de Hadley en elle-même ? Elle provient de la différence d'énergie reçue par la Terre en fonction de la latitude. La hauteur d'échelle atmosphérique est plus grande à l'équateur (ou, autrement dit, l'air est plus dilaté), ce qui cause un gradient horizontal de pression entre l'équateur et les pôles, de plus en plus marqué à mesure que l'on s'élève du sol (voir Figure 2). Ce gradient de pression provoque un mouvement d'air en altitude, de l'équateur vers les tropiques. Le reste de la cellule de Hadley se met en place pour "fermer" la circulation d'air, par simple conservation de la masse.

Circulation atmosphérique terrestre

Structure des mouvements atmosphériques globaux sur Terre.

Crédit : T. Navarro

Origine de la circulation de Hadley

La cellule de Hadley trouve son origine dans un mouvement d'air en altitude de l'équateur vers les tropiques dû à un gradient de pression.

Crédit : Thomas Navarro

La rotation de la planète est la clé de la circulation atmosphérique, comme on vient de le voir sur Terre avec le rôle de la force de Coriolis dans la formation de la cellule de Hadley. Ainsi, il est fondamental de garder en tête les périodes de rotation pour les planètes du système solaire.

L'obliquité, qui est l'angle entre l'axe de rotation et la perpendiculaire au plan de l'orbite autour du Soleil, nous renseigne sur les saisons. Dans le cas de Vénus, l'obliquité proche de 180° signifie que la rotation est rétrograde : Vénus tourne de l'Est vers l'Ouest, dans le sens opposé aux autres planètes.

Les informations que nous possédons sur ces planètes proviennent d'observations, de résultats de modèles et des équations régissant l'atmosphère.

Méthodes d'étude des atmosphères planétaires

Les méthodes d'étude des atmosphères planétaires comprennent des moyens différents tels que la télédétection (en utilisant des telescopes sur la Terre ou des vaisseaux spatiaux); des mesures directes in situ obtenues par sondes, ballons, atterrisseurs; des études de laboratoire; et des modèles de circulation atmosphèrique. Les mesures des mouvements atmosphériques sont accomplies principalement par les moyens suivants :

1. Mesures directes du vent in situ en utilisant des anémomètres.
2. Suivi des ballons-sonde atmosphériques placés à différentes altitudes (Régulièrement utilisé sur Terre et deux fois sur Vénus) (Fig.1).
3. Suivi des atterrisseurs pour mesurer le vent (Sur Vénus, Mars, Jupiter, et Titan) (Fig. 2).
4. Suivi des nuages pour déterminer la vitesse du vent (Surtout sur Vénus) (Fig. 3).
5. Détermination indirecte de la vitesse du vent à partir des champs de température (Voir les équilibres dynamiques).
6. Mesures du décalage Doppler des raies spectrales pour déterminer la vitesse du vent (Surtout pour Vénus, Mars, et Titan).

Figure 1

Représentation artistique du ballon VEGA dans l'atmosphère de Vénus.

Crédit : http://space-sky.com/inflatables-in-space/

Figure 2

Vitesse du vent zonal sur Titan pendant la descente de la mission Huygens.

Crédit : M. K. Bird, et al., Nature 438, 800-802 (8 December 2005)

Figure 3

Exemples de nuages identifiés dans les images de Venus Express et utilisés pour déterminer la vitesse du vent su Vénus.

Crédit : Fig. 3 dans Khatuntsev et al, Cloud level winds from the Venus Express Monitoring Camera imaging, Icarus (2013); doi: 10.1016/j.icarus.2013.05.018

La Terre et Mars présentent des circulations à grande échelle très similaires typiques d'une planète en rotation rapide - les deux planètes ont des périodes de rotation similaires (Table). La différence principale est due à la présence des océans sur la Terre. En définitive, les deux atmosphères sont mises en mouvement par la différence d'énergie reçue sur la surface en fonction de la latitude.

La Terre

Circulation atmosphérique moyenne schématique sur Terre. Les cellules ne sont pas à l'échelle : elle font quelques dizaines de km d'altitude pour des milliers de km de largeur !

Crédit : T. Navarro

La circulation atmosphérique à grande échelle se caractérise par des cellules de circulation entre différentes latitudes. Si la cellule de Hadley rejoint l'équateur aux latitudes moyennes à environ 30 ° Nord et Sud comme vu auparavant, les cellules de Ferrel ne fonctionnent pas du tout sur le même mécanisme que les cellules de Hadley. Elles mettent en jeu des ondes planétaires baroclines qui dominent les mécanismes de transfert. Les cellules de Ferrel se situent entre les latitudes 30 et 60 ° dans chaque hémisphère, dans lesquelles on trouve un courant-jet. On trouve également une cellule polaire de latitude 60° au pôle dans chaque hémisphère, délimitée par le vortex polaire.

Cette structure en cellule est un comportement moyen de l'atmosphère, qui varie avec les saisons et surtout avec les conditions météorologiques locales, dépendant de nombreaux phénomènes transitoires et chaotiques. Par exemple le centre de la cellule a tendance à se déplacer de part et d'autre de l'équateur lorsque le point subsolaire varie en latitude selon la période de l'année. De plus, il n'existe pas non plus de courant ascendant ou descendant continu et clairement mesurable dans les branches des cellules pour un observateur momentané en un endroit donné. Il s'agit là d'un comportement moyen qui peut être dominé par des effets locaux ou temporaires (cycle jour/nuit, topographie, perturbation météorologique, etc ...). La manifestation la plus tangible de ces cellules à tout un chacun demeure néanmoins la présence de courants jets.

Sur les planètes telluriques les vitesses du vent sont mesurées par rapport à la surface de la planète. Comme les géantes gazeuses et les géantes glacées ne disposent pas d'une surface solide, les vents sont généralement mesurés par rapport à la période de rotation de leur champ magnétique. Chacune des quatre planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus, et Neptune) montrent une circulation zonale intense formée par un système de courants-jets qui alternent leur circulation (Est-Ouest) avec la latitude.

Comme toute équation de la physique, les équations régissant la dynamique atmosphérique doivent s'exprimer dans un système de coordonnées et un référentiel choisis arbitrairement. Un tel système naturellement adapté à une sphère, et donc à une planète, sont les coordonnées sphériques , où est la distance au centre de la sphère, est la l'angle de la longitude, et est l'angle de la latitude.

On définit également un repère local pour tout point de l'espace de coordonnées , avec comme base le triplet où est dirigé vers l'Est, dirigé vers le Nord, et selon la verticale locale vers le haut. Le référentiel d'étude est ce référentiel local, lié à la rotation de la planète, il s'agit donc d'un référentiel tournant, donc non galiléen.

Système de coordonnées sphériques

Crédit : Arianna Piccialli

L'exercice suivant permet de se familiariser avec la manipulation mathématique des coordonnées et des repères. Les resultats serviront à établir l'équation fondamentale de la dynamique.

Pour résoudre les équations régissant une atmosphère, on se place dans le référentiel local, lui-même dans un référentiel tournant avec la planète. Ce référentiel n'est pas inertiel, c'est-à-dire qu'il est en accélération par rapport à un référentiel inertiel. Afin de poser le principe fondamental de la dynamique, il est essentiel de tenir de compte de l'accélération apparente du référentiel d'étude, sous la forme de pseudo-forces.

Produit vectoriel

L'expression mathématique des forces apparentes requiert l'emploi du produit vectoriel, défini ainsi:

Le produit vectoriel des vecteurs et s'écrit et correspond au vecteur orthogonal à la fois à et tel que le triplet soit de sens direct. et que le module du produit soit où est l'angle direct de vers . Ainsi, si et sont colinéaires, leur produit vectoriel sera le vecteur nul.

, et forment une base directe puisque est positif. Si était négatif, la base serait dans le sens indirect.

Crédit : Thomas Navarro

Le produit vectoriel s'écrit avec des coordonnées dans un système cartésien uniquement :

Cette relation n'est pas valable en coordonnées sphériques. Il faut faire la transformartion en coordonnées cartésiennes pour pouvoir utiliser cette relation.

On définit le vecteur rotation comme étant le vecteur orienté selon l'axe de rotation de la planète et de module avec la période de rotation de la planète. L'accélération de la force centrifuge s'exprime avec le vecteur position depuis l'axe de rotation où la force s'applique. Dans un système de coordonnées sphériques, on a , avec le vecteur position depuis le centre de la planète.

Une autre manière de l'exprimer est de dire qu'il s'agit d'une accélération perpendiculaire à l'axe de rotation, orientée vers l'extérieur et de valeur

La force centrifuge est regroupée avec la force de gravité, dont l'accélération vaut , l'indice faisant référence à la masse de la planète. On obtient une force dont l'accélération totale est . Cette force dérive d'un potentiel, qu'on appelle le géopotentiel, somme de l'action de la gravité et de la force centrifuge.

Dans un référentiel en rotation, une autre force apparente est à prendre en compte lors d'un déplacement. Il s'agit de la force de Coriolis, qui tient compte du fait que le déplacement d'une particule génère une accélération apparente supplémentaire. Par exemple, le mouvement rectiligne d'une particule est apparement dévié pour un observateur situé dans un référentiel tournant.

L'accélération de la force de Coriolis s'exprime avec le vecteur vitesse de la parcelle d'air considérée.

La vitesse d'une parcelle d'air dans l'atmosphère est généralement orientée parallèlement à la surface locale, c'est-à-dire que sa composante radiale (c'est-à-dire sa composante verticale locale) est en générale petit par rapport à au moins une des deux autres. En négligeant la composante radiale, on constate les choses suivantes :

Ceci explique pourquoi certaines structures atmosphériques, tels les ouragans ou les anticyclones, tournent toujours dans le sens des aiguilles d'une montre dans l'hémisphère Nord, et dans le sens contraire dans l'autre hémisphère.

Les écoulements atmosphériques peuvent être décrits en utilisant deux points de vue classiques, appelés eulérien ou lagrangien :

Approximations

Les équations de la dynamique sont très compliquées car elles forment un système non linéaire. Ceci signifie que la somme de deux solutions n'est pas forcément solution du problème, ce qui rend la résolution de ces équations très ardue, et à ce jour encore source de recherches. Cependant, en fonction des phénomènes étudiés et des caractéristiques de l'atmosphère planétaire, certains termes de ces équations peuvent en dominer d'autres. Pour estimer les différents termes dans les équations, on utilise la méthode de l'analyse d'échelle. Les ordres de grandeur des différents termes en jeu dans les équations fondamentales de la dynamique seront très différents selon l'échelle des écoulements que l'on souhaite étudier. Dans le tableau ci-dessous on compare les termes dominants sur les planètes à rotation rapide (la Terre) avec ceux sur les planètes à rotation lente (Vénus):

Termes dominants dans les équations de la dynamique

Terre	10-5	10-5	10-8	10-3	10-6	10-12
Vénus	10-3	10-5	10-5	10-5	10-7	10-12

avec le rayon de la planète. On a , où est l'altitude depuis la surface.

On peut alors appliquer les approximations suivantes:

• L'épaisseur verticale de l'atmosphère est petite par rapport au le rayon de la planète. Par conséquence, on remplace la distance au centre de la planète par le rayon de la planète avec une erreur négligeable. Dans ce cas, les dérivées deviennent où est l'altitude.
• Les trois composantes du terme de friction moléculaire ont un ordre de grandeur de 10^-12 m s^-2 et peuvent être négligées pour tous les écoulements, sauf pour les mouvements turbulents à petite échelle près du sol.
• Les vitesses verticales sont beaucoup plus petites que les vitesses horizontales, donc on néglige tous les termes contenant .
• Dans le cas de mouvements à grande échelle, on suppose l'équilibre hydrostatique :

On obtient alors les équations primitives de la météorologie :

À ce système d'équations on ajoute l'équation des gaz parfaits:

ainsi que l'équation de conservation de la masse:

Enfin, le premier principe de la thermodynamique:

On obtient ainsi 6 équations avec 6 inconnues ().

Ce système d'équations primitives est le plus complet utilisé pour l'étude de la circulation générale de l'atmosphère. C'est notamment celui utilisé par les modèles de circulation générale.

Les équilibres géostrophique et cyclostrophique sont deux approximations des équations primitives. Ils sont purement diagnostiques : ils ne contiennent pas de dérivées dans le temps, d'où l'impossibilité de faire des prédictions. Néanmoins, ils sont des outils puissants pour décrire différents écoulements observés dans les planètes.

L'équilibre géostrophique

L'approximation géostrophique est un développement des équations primitives utilisée aux moyennes latitudes sur les planètes à rotation rapide (Terre, Mars). On suppose l'équilibre entre la force de Coriolis et la force due au gradient horizontal de pression. La force centrifuge est négligée.

D'après ces équations, lorsque cet équilibre est valide, la vitesse du vent est directement proportionnelle au gradient horizontal de pression. Notez que l'équilibre géostrophique cesse d'être valide autour des latitudes équatoriales.

Force en action en équilibre géostrophique

Crédit : Arianna Piccialli

Les ondes atmosphériques sont des perturbations des champs atmosphériques qui se propagent dans l'espace et/ou le temps. C'est un mécanisme important dans la dynamique des atmosphères car les ondes permettent de transporter des perturbations, transporter de l'énergie et de la quantité de mouvement d'une région à une autre.

Propriétés des ondes

On peut représenter de manière simplifiée une onde atmosphérique par une fonction sinusoïdale, en fonction d'une dimension spatiale de coordonnée et d'une dimension temporelle de coordonnée :

Où est l'amplitude de l'onde; est le nombre d'onde; est la longueur d'onde (en mètres); est la pulsation; est la période (en secondes). est la phase de l'onde, c'est-à-dire la valeur de la perturbation lorsque et . La longueur d'onde est définie comme étant la distance séparant deux crêtes consécutives d'une onde. Si (en mètres par seconde) est la vitesse de propagation de l'onde, on définit la fréquence (en hertz) par : .

Le champ physique représenté par est une variable atmosphérique. Il peut s'agir de la température, pression, le vent, etc ... La dimension de l'amplitude est donc la même que celle de la variable représentée par la perturbation .

Caractéristique d'une onde

Au bout d'une durée correspondant à une période , l'onde aura aura la même allure.

Crédit : A. Piccialli

Les ondes atmosphériques peuvent se manifester de diverses manières: comme oscillations de la température, de la densité et de la vitesse du vent, ou à travers des structures régulières de nuages. Ils peuvent être classés sur la base de facteurs différents: (1) mécanismes de restauration; (2) échelles de temps et d'espace; (3) ondes stationnaires ou qui se déplacent.

Classement des ondes

• Ondes de gravité:

  Le mécanisme de restauration des ondes de gravité est la poussée d'Archimède. Elles sont créées: (1) par la topographie (ondes orographiques), lors du passage d'une masse d'air au-dessus d'un relief montagneux; ou (2) par des instabilités dues à la présence d'orages ou de fronts d'air. Ils sont très communs dans les mésosphères des planètes telluriques. Sur Terre, les ondes de gravité révèlent souvent leur présence à travers des formations nuageuses, comme dans le cas des ondes orographiques. À des altitudes plus élevées, des images des nuages polaires mésosphériques, aussi connus sous le nom de nuages noctulescents, montrent souvent des structures ondulatoires probablement dues à la propagation vers le haut des ondes de gravité. Dans l'atmosphère martienne, des ondes de gravité ont été observées dans des images de nuages mésosphériques de glace de CO₂ obtenues par la High Resolution Stereo Camera à bord de la mission européenne Mars Express et elles sont produites par la topographie (montagnes et cratères). Plusieurs missions spatiales ont détecté des ondes de gravité dans l'atmosphère de Vénus à la fois comme des oscillations sur le champ de température et comme des structures sur la couche de nuages. Elles sont probablement causées par des mouvements convectifs ou par des instabilité de de Kelvin-Helmholtz. Dans la haute atmosphère des planètes géantes (Jupiter, Uranus, et Neptune), des ondes de gravité ont été détectées par des oscillations dans les profils verticaux de température. Elles sont probablement la manifestation d'ondes de gravité générées près de la tropopause se propageant vers le haut.

• Ondes de Kelvin-Helmholtz:

  Ces ondes sont un type d'ondes de gravité produites par l'instabilité de Kelvin-Helmholtz (Figure 2).

• Ondes de Rossby:

  Les ondes de Rossby ou ondes planétaires sont caracterisées par une grande longueur d'onde. Elles sont dues à la variation de la force de Coriolis selon la latitude, quand une masse d'air se déplace à latitudes plus ou moins élevées. Sur la Terre, les ondes de Rossby sont des phénomènes permanents dans les latitudes moyennes et sous-polaires. Souvent, des cyclones et des anticyclones se forment dans les crêtes de l'onde. De la même façon, des ondes de Rossby se forment dans l'atmosphère vers les régions polaires de Mars. Dans les planètes géantes Jupiter et Saturne, il y a une grande variété d'ondes atmosphériques à l'extérieur de la région équatoriale qu'on suppose être des ondes de Rossby. Sur Saturne, un système ondulatoire hexagonal existe autour du pôle Nord, qui pourrait être une onde de Rossby. On peut voir divers exemples d'ondes de Rossby sur différentes planètes dans la figure ci-contre.

• Ondes de marées thermiques:

  Les ondes de marées thermiques sont des ondes d'échelle planétaire excitées par les variations de l'insolation du sol dues au cycle jour-nuit. Ces ondes se manifestent sur le champ de pression et sur les composants du vent et elles évoluent avec le temps solaire local. Les ondes de marée thermique dans l'atmosphère de Mars ont une amplitude beaucoup plus élevée que sur la Terre car le forçage thermique sur Mars est très fort à cause de l'absorption dans le proche infra-rouge du atmosphérique, l'absorption du rayonnement infra-rouge émis par la surface, la présence de la poussière dans l'atmosphère et le fait que l'atmosphère y soit plus ténue. L'effet des marées thermiques sur la circulation zonale et méridienne moyenne est donc très important dans l'atmosphère martienne. Sur Vénus, l'absorption du rayonnement solaire se produit essentiellement dans la couche de nuages et des études ont proposé que les marées solaires jouent un rôle important dans la super-rotation de Vénus à ce niveau.

Figure 1

Crédit : A. Piccialli

Figure 2

Ondes de Kelvin-Helmholtz observés au-dessus de Rome.

Crédit : Angelo Zinzi

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ACCES AU PLAN DES CHAPITRES

Plusieurs milliers d’exoplanètes, en orbite autour d'étoiles autres que le Soleil, ont été détectées à ce jour. La plupart d'entre elles ont été découvertes en étudiant les variations de luminosité liées à leur passage devant leur étoile (méthode des transits) et grâce à l'observation du mouvement de l'étoile autour de laquelle les planètes sont en orbite (méthode des vitesses radiales). Ces deux méthodes reposent sur l'exploitation d'informations liées à l'interaction gravitationnelle entre la planète et son étoile. Ce cours est essentiellement un cours de mécanique. Il a pour objectif de modéliser le mouvement d'une planète autour de son étoile et d'en identifier les paramètres caractéristiques. La partie Décrire présente les phénomènes de façon aussi simple que possible et ne requiert pas de compétences en mathématique. La partie Comprendre s'attache à démontrer les résultats énoncés dans la partie précédente. Le problème à deux corps (interaction entre une planète et son étoile) est au coeur de ce module. Le problème à plus de deux corps, qui est mathématiquement nettement plus compliqué, sera uniquement évoqué et permettra d'introduire les points dits de Lagrange. La migration des planètes sera également évoquée. Les illustrations seront systématiquement empruntées au monde des exoplanètes.

Les exoplanètes, comme les planètes et autres corps de notre système solaire sont soumises à la loi de la gravitation ou attraction universelle. Cette loi a été historiquement formalisée par Isaac Newton en 1687. Elle permet de modéliser, de façon générale, l'attraction entre des corps ayant une masse et, par conséquent, le mouvement des corps célestes.

Copernic

Modèle héliocentrique de Copernic , Caelestial Orbes, 1576

Bien avant Newton, le mouvement des planètes dans le ciel a retenu l'attention de nombreux scientifiques (Aristote, Galilée, Copernic,...) qui ont proposé des modèles pour expliquer ou, au moins, modéliser leurs observations. Les travaux de Copernic font date avec sa proposition en 1543 d'un modèle héliocentrique qui présente, entre autres, le grand avantage de simplifier les calculs par rapport au modèle géocentrique. Cependant, la cause du mouvement n'est pas identifiée et les orbites des planètes restent des cercles.

Johannes Kepler établit, à partir des observations minutieuses du mouvement de Vénus, Mars, Jupiter et Saturne faites par Tycho Brahe, le fait que les orbites des planètes de notre système solaire ne sont pas des cercles mais des ellipses dont le Soleil est un foyer. Il publie, en 1609 et 1619, des lois empiriques qui prendront le nom de Lois de Kepler. Ces lois sont particulièrement intéressantes et utiles parce qu'elles établissent des relations entre les différents paramètres des orbites. En outre, il faut noter que Kepler a certainement ouvert la voie à Newton en affirmant que "deux corps voisins et hors de la sphère d'attraction d'un troisième corps s'attireraient en raison directe de leur masse."

Newton a finalement modélisé la gravitation est ainsi permis une explication des phénomènes observés ainsi que la possibilité de prédire le mouvement des planètes en orbite autour de leur soleil. Les lois de la gravitation de Newton permettront d'ailleurs d'expliquer les résultats empiriques énoncés dans les lois de Kepler. Notons que la mécanique classique issue des lois de Newton n'est elle-même qu'une approximation, qui ne rend plus bien compte des mouvements des corps aux vitesses très élevées ou au voisinage immédiat des masses. Ainsi c'est la relativité générale d'Einstein qui a permis d'expliquer le mouvement du périhélie de Mercure ce qui n'était pas possible à partir des lois de Newton.

Kepler

Portait de Johannes Kepler (1571-1630) réalisé en 1610 - Artiste inconnu

Brahe

Portait de Tycho Brahe (1546-1601) réalisé en 1596 - Artiste inconnu

Les trois lois de Kepler ont été établies à partir de l'observation du mouvement des planètes au sein de notre système solaire. Elles ne reposent sur aucune modélisation mécanique de l'interaction entre la planète et le soleil. Néanmoins, ces lois seront confirmées, a posteriori, par la théorie de la gravitation universelle. Dans cette partie, ces lois sont énoncées sans démonstration (les démonstrations seront faites plus loin) et illustrées.

Haut : Effet de la valeur de l'excentricté e sur la forme de l'ellipse Bas : Effet de la valeur du demi-grand axe a sur la taille de l'ellipse

• L'ellipse est caractérisée géométriquement dans son plan par deux paramètres : La longueur de son demi-grand axe a ( 2*a mesure la taille de l'ellipse dans sa plus grande dimension) et son excentricité ( est un nombre sans dimension ) qui décrit le degré d'allongement de l'ellipse. Le cercle est le cas particulier qui correspond à . Le cas particulier correspond à une parabole (qui ne convient pas pour une orbite fermée mais décrit la chute des corps ). La trajectoire de la planète sur son orbite est décrite en coordonnées polaires par la relation . Sous cette forme, la distance r est mesurée par rapport au centre de l'étoile (qui est sur l'un des foyers) et l'angle polaire est appelé l'anomalie vraie.

• La distance planète-étoile est souvent exprimée en Unités Astronomiques (UA ou AU en anglais). 1 UA correspond approximativement à la distance moyenne entre la Terre et le Soleil, soit 149 597 870 000 m.

• La valeur correspond à la direction du point de l'ellipse le plus proche de l'étoile. Cette position qui correspond à la distance planète-étoile minimale est appelée périastre (périhélie pour la Terre qui tourne autour du Soleil). L' apoastre (aphélie dans le cas de la Terre ) est la position qui correspond à la distance planète-étoile maximale.

Pour un système planétaire donné, plus une planète est éloignée de son étoile, plus sa période est grande. Il est important de ne pas tirer de conclusions fausses sur les vitesses relatives de ces planètes. En effet, lorsque les orbites en question ne sont pas des cercles, la vitesse de déplacement de la planète n'est pas constante en accord avec la loi des aires.

Cette loi ayant été établie dans notre système solaire, il pouvait sembler à Kepler que la constante était universelle. Nous verrons par la suite que les lois de la mécanique permettent de calculer cette constante et que la valeur de la constante dépend de la masse de l'étoile. On montre que

où est la constante de gravitation universelle et la masse de l'étoile et celle de la planète.

Dans le cas très fréquent où la masse de l'étoile est très supérieure à celle de la planète , la relation devient et seule la masse de l'étoile intervient.

L'attraction gravitationnelle, dans le cas d'un système planète-étoile isolé, permet de démontrer les lois de Kepler et de calculer le mouvement des deux corps. (Ces calculs sont présentés dans la partie comprendre).

Les animations ci-dessous illustrent l'effet de cette force d'attraction en fonction du rapport des deux masses en jeu. La croix rouge imobile correspond au centre de gravité (barycentre) de l'ensemble.

mouvement de deux corps de même masse

mouvement de deux corps de masse très différente

Au cours de la formation et de l'évolution d'un système planétaire, plusieurs types de migrations planétaires peuvent avoir lieu. On distingue trois types de migration de planètes. Les deux premiers types de migrations ont lieu lorsque la proto-étoile est toujours entourée d'un disque soit de gaz (migration de type I) soit de planétésimaux (migration de type II).

• La migration de type I : elle a lieu lorsqu'une proto-planète d'une masse comparable à la masse terrestre intéragit avec le disque de gaz. La migration s'exerce de l'extérieur vers l'intérieur et fait donc tomber la planète vers son étoile. Cette migration est rapide comparée à la durée de vie du disque
• La migration de type II : elle a lieu lorsque la proto-planète atteint une masse de plus de dix fois celle de la Terre. Elle creuse alors un sillon dans le disque de gaz. Le disque spiralant vers l'étoile va entrainer la proto-planète vers l'astre dans une migration lent comparée à la durée de vie du disque.

Après la dispersion du disque de gaz et de planétésimaux, les planètes peuvent toujours intéragir avec les petits corps rescapés de l'accrétion planétaire. Étant donnée la composition actuelle des planètes Uranus et Neptune (elles contiennent, toutes deux, un coeur solide : signe qu'elles ont du se former plus proche du Soleil), il y a de forts soupçons sur le fait que la migration tardive des planètes du Système solaire soit responsable de l'orbite actuelle d'Uranus et Neptune à, respectivement, 20 et 30 UA du Soleil.

Ces migrations planétaires sont notamment une explication plausible pour l'existence des " Jupiters chauds " : planètes trés massives et trés proches de leur étoile.

Pour en savoir plus sur les migrations planétaires : voir la page en suivant le lien.

Les exoplanètes, comme les planètes et autres corps de notre système solaire sont soumises à loi de la gravitation ou attraction universelle. Cette loi a été historiquement formalisée par Isaac Newton en 1687. Elle permet de modéliser, de façon générale, l'attraction entre des corps ayant une masse et, par conséquent, décrire le mouvement des corps massiques soumis aux forces de gravitation. Dans les pages qui suivent, le principe fondamental de la dynamique est utilisé pour étudié le mouvement de deux corps massiques isolés et démontrer les lois de Kepler.

On cherche à étudier le mouvement de deux corps de masses et assimilés à deux points matériels localisés aux points et qui sont leur centre de gravité. Le système de ces deux corps étant isolé on fait l'étude dans un référenciel supposé Galiléen d'origine arbitraire.

Lorsque deux corps massiques sont en présence l'un de l'autre, l'effet de la gravitation qui agit sur ces corps se traduit par une force d'attraction. Si ces deux corps sont assimilés à des points matériels localisés en leur centre de gravité, cette force est proportionnelle aux deux masses en jeu et inversement proportionnelle à la distance au carré entre les deux points.

Cette force explique aussi bien la chute des corps sur Terre que le mouvement d'une planète autour de son soleil ou d'une lune autour de sa planète.

L'attraction gravitationnelle

On a la force exercée par sur , et, par symétrie, la force exercée par sur ,

La constante de gravitation universelle est

On remarque que en accord avec la loi de l'action et de la réaction pour un système isolé.

Dans ce référentiel (), le principe fondamental de la dynamique appliqué aux deux corps donne donc deux équations couplées

L'objectif est de connaître la position des centres de gravité et de en fonction du temps.

Si on considère l'ensemble des deux corps, le centre de gravité (ou barycentre) est défini de la façon suivante :

On dérive deux fois par rapport au temps et on utilise le fait que , on obtient alors

Ce qui traduit le fait que le barycentre est en mouvement rectligne et uniforme dans le référentiel (). Le repère barycentrique () dont l'origine est le centre de gravité des deux corps est donc lui aussi Galiléen.

On choisit de travailler dans le repère () ce qui permet de découpler le mouvement du barycentre des mouvements relatifs des deux corps.

On note ,

et on introduit

soit

Avec ces notations, les équations du mouvement dans le repère barycentrique deviennent :

L'expression des forces d'attraction gravitationnelle permet de réécrire ce système sous la forme :

et d'obtenir par différence

Cette équation peut être interprétée comme l'équation du mouvement d'un corps ponctuel fictif de masse (appeléee masse réduite du système) soumis à la force , soit . Dans la suite, ce point fictif sera noté .

Le problème à deux corps se réduit donc à un problème à un corps fictif unique. On aboutit à une équation unique pour le mouvement de dans laquelle n'apparait que l'inconnue .Cette équation est valable dans le repère baycentrique ().

L'expression de la force de gravité permet a priori de modéliser l'interaction entre plusieurs corps (étoiles, planètes, lunes, petits corps ...). Cependant, seul le problème à deux corps peut être mathématiquement résolu sans approximation.

Dans le repère barycentrique, le point qui correspond au corps le plus massif est immobile. En effet, la position du centre de gravité est confondue avec celle du corps le plus massif, comme le montre le calcul suivant.

devient

La masse du point est très voisine de celle du corps le plus léger. En effet,

Le corps 2 est donc en orbite autour du corps 1 dont le mouvement est négligeable. Cette situation particulière se présente fréquemment dans le cas d'une planète en interaction avec son étoile qui est souvent nettement plus massive qu'elle.

On part de l'équation obtenue précédemment dans le repère barycentrique ().

Le vecteur position est défini à partir du centre de gravité qui l'origine du repère.

est l'inconnue dont il faut déterminer l'évolution en fonction du temps.

On démontre en utilisant le théorème du moment cinétique que la trajectoire du point est plane. C'est la première loi de Kepler.

Le moment cinétique d'un point en mouvement est défini, pour un repère particulier et par rapport à l'origine du repère, de la façon suivante . Le théorème du moment cinétique (qui se déduit des lois de la mécanique) exprime le fait que la dérivée de ce moment cinétique est le produit vectoriel du rayon vecteur et de la force .

Pour le cas qui nous intéresse, dans le repère barycentrique () au point , on a donc

puisque

Le produit vectoriel de deux vecteurs colinéaires étant nul, on obtient . est donc un vecteur constant.

Or, du fait du produit vectoriel, le vecteur doit être orthogonal à chacun des vecteurs et . On montre ainsi que le plan défini en tout instant par les deux vecteurs et est invariant (orthogonal à l'axe défini par ce vecteur constant ). C'est le plan dans lequel le point évolue.

En conclusion, la trajectoire du point est bien plane.

Nous avons démontré précédemment que la trajectoire du point restait dans un plan fixe qui est perpendiculaire à la direction du moment cinétique constant. Dans ce plan, il est donc possible de décrire le mouvement en coordonnées polaires. l'angle polaire sera noté ν (il s'agit de l'anomalie vraie définie dans La première loi de Kepler )

Dans ce système de coordonnées, on a , et

Il est possible dès à présent de simplifier l'experssion de l'accélération puisque la force n'a pas de composante que selon l'axe . On a

Avec ces notation, le moment cynétique constant s'écrit .

On démontre ainsi, puisque est un vecteur constant, que la quantité (appelée vitesse aréolaire) reste constante lors du mouvement du corps autour du point .

Or est l'aire balayée pendant la durée dt par le vecteur .

Géométrie illustrant la loi des aires

On en déduit donc que la surface balayée (en rouge sur la figure) pendant un temps donné est constante le long de la trajectoire et égale à . C'est la loi des aires de Kepler.

Remarque 1 : On peut également noter que si est une constante, alors le signe de est constant, ce qui traduit le fait que la rotation s'effectue toujours dans le même sens.

Remarque 2 : On peut utiliser la relation pour exprimer les dérivées de et de par rapport au temps et réecrire l'accélération du point en introduisant la fonction . en notant en notant

L'accélération devient alors . Cette expression sera utilisée par la suite pour trouver l'équation de la trajectoire du point .

Les solutions de l'équation du mouvementpermettent de déterminer la façon dont la position du point déterminée par les deux variables et évolue au cours du temps. Cependant, la résolution de cette équation différentielle, n'est pas possible analytiquement. Nous allons donc nous focaliser sur la relation entre la distance r et l'angle polaire qui modélise la trajectoire du point dans le plan de l'orbite.

Le résultat recherché est obtenu en utilisant la fonction introduite précédemment. Avec cette nouvelle variable, l'équation devient

soit après simplifications :

Remarque : Cette équation peut également être obtenue en utilisant la conservation de l'énergie mécanique (cinétique+potentielle) du point

L'équation à résoudre est une équation différentielle du second ordre (présence de ) à coefficients constants avec second membre constant .

La solution de cette équation est la somme d'une solution particulière de l'équation complète avec second membre et de la solution générale de l'équation sans second membre. On choisit comme solution particulière la solution constante égale à .

La solution générale de l'équation sans second membre est une fonction sinusoïdale de phase à l'origine et d'amplitude qui dépendent des conditions initiales du problème.

Au final, on obtient donc une solution de la forme .

Il est maintenant possible de repasser à la fonction et on obtient l'équation en polaire d'une conique :

Par identification aux paramètres de l'équation classique de l'ellipse , on a

et

Evolution de la distance planète-étoile et de la vitesse instantanée le long de l'orbite

Mise en évidence de l'effet de l'excentricté e sur la vitesse instantanée de déplacement de la planète sur son orbite. Le cas particulier de l'orbite circulaire est représenté en rouge.

Les animations ci-dessous montrent l'effet de cette force d'attraction en fonction du rapport des deux masses en jeu. La croix rouge imobile correspond au centre de gravité (barycentre) de l'ensemble.

mouvement de deux corps de même masse

mouvement de deux corps de masse très différente

Pour faire les calculs du mouvement d'une planète et de son étoile nous nous avons choisi un repère approprié pour simplifier les calculs (centre du repère au centre de masse, deux axes dans le plan de l'ellipse, ...), il faut maintenant tenir compte du fait que cette ellipse possède une certaine orientation dans l'espace et compléter la liste de paramètres que nous avons pour l'instant. Une orbite elliptique est décrite au moyen de deux plans (le plan de l'orbite et le plan de référence) et de six paramètres

Plan orbital et mouvement de la planète sur son orbite

• Le demi-grand axe a donne la taille de l'ellipse. C'est la moitié de la distance entre les deux points les plus éloignés de l'orbite que sont le périastre et l'apoastre
• l'excentricité e donne la forme de cette ellipse.
• L'anomalie est l'angle polaire qui donne la position de la planète sur son orbite. La valeur correspond à la direction du point de l'ellipse le plus proche de l'étoile (Le Périastre).
• L'orientation de l'orbite dans le plan orbital est donnée par l'argument du périastre . Cet angle est défini par rapport à la ligne des noeuds qui est l'intersection du plan orbital avec le plan de référence défini plus loin

L'orientation du plan orbital est donnée par rapport à un plan de référence.

• Ce plan de référence contient le centre de gravité de l'étoile
• Il contient l'axe vernal qui fait office de direction de référence 'absolue' (même si cette direction n'est pas rigoureusement fixe puisque qu'elle tourne de 360° en presque 30 000 ans). Le plan de l'équateur terrestre coupe le plan de l'écliptique selon une ligne qui passe par le centre de la Terre. On appelle cette ligne la ligne des équinoxes. La direction de cette ligne au moment de l'équinoxe de printemps (21 mars) désigne la direction du point vernal rejeté à l'infini.
• L'intersection du plan orbital et du plan de référence forme une ligne que l'on nomme la ligne des noeuds. Le noeud ascendant est le point de l'orbite d'un objet où il traverse le plan de référence depuis l'hémisphère céleste Sud vers l'hémisphère Nord. Le noeud descendant est le point de l'orbite où l'objet traverse le plan de référence de l'hémisphère céleste Nord vers le Sud.

Plan orbital et Plan de référence

Orientation du plan orbital par rapport au plan de référence

• L'inclinaison i de l'orbite. C'est l'angle entre le plan de l'orbite et le plan de référence.
• La longitude du noeud ascendant . Le plan de l'orbite coupe le plan de référence en une droite qui est appelée ligne des nœuds. L'orbite coupe donc le plan de référence en deux points qui sont appelés nœuds. Le nœud ascendant est celui par lequel le corps passe en trajectoire ascendante ; l'autre est le nœud descendant. est l'angle, dans le plan de référence, entre la direction du point vernal et celle du neud ascendant
• L'argument du périastre donne l'orientation de l'axe de l'ellipse dans le plan orbital. C'est l'angle, dans le plan orbital, entre la direction du noeud ascendant et du périastre de l'ellipse.

Le cas d'un problème à deux corps, qui a été traité précédemment et qui permet de démontrer les lois de Kepler, est une approximation valable lorsque l'on peut négliger les forces de gravitation dues aux autres corps.

Le problème à N (N>2) corps se pose lorsque N corps massifs interagissent sans que l'on puisse a priori négliger certaines de ces interactions. Dans ce cas, on a un système de N équations à N inconnues qui sont les positions des centres de gravité des N corps de masse .

avec

Trouver analytiquement les solutions de ce système d'équations est impossible dans le cas général. Il faut recourir à des méthodes de résolutions approchées (perturbatives ou numériques).

Dans le cas particulier du problème à trois corps, on s'intéresse ici au mouvement d'un corps 'test' de masse négligeable qui subit l'attraction de deux corps plus massifs et. Le fait que la masse du corps soit négligeable permet de considérer que les mouvements de et ne sont pas perturbés par la présence de .

Pour simplifier la présentation du problème, nous allons nous restreindre au cas où est l'étoile et une planète, beaucoup moins massive, est en orbite circulaire autour de son étoile.

Le mathématicien Joseph-Louis Lagrange (1772) étudie ce problème. Il montre qu'il existe 5 points, dits de Lagrange (notés à ), pour lesquels les forces d'attraction de et se combinent de façon à ce que le corps "test" de masse négligeable ait la même période de révolution que les deux autres corps et les suive donc dans leur mouvement autour du centre de gravité de et.

En contradiction apparente avec les résultats obtenus dans le cadre du problème à deux corps, on peut trouver des corps de masse négligeable qui ont donc une période de révolution égale à celle de la planète mais qui ne sont pas sur la même orbite.

On montre que les points , et (parfois appelés Points d'Euler) correspondent à des positions instables alors que les points et correspondent à des positions stables. Les positions de ces deux derniers points ne dépendent pas des masses des points et. Dans le cas, du système Soleil/Jupiter, ce sont au voisinage de ces points que se trouvent les nombreux astéroïdes troyens qui suivent (ou précèdent) la révolution de la Terre autour du Soleil. D'autres planètes du système solaire sont suivies ou précédées également par des petits corps troyens (la liste des troyens détectés à ce jour dans notre système solaire est disponible sur le site du Minor Planet Center )

Visualisation des points de Lagrange

Positions des points de Lagrange pour le système étoile-planète (représentées en rouge). Les points de Lagrange stables sont représentés en vert, les points instables en bleu.

Appliquette Système Solaire

Pour vérifier que vous avez compris et retenu les notions de base de ce module

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ACCES AU PLAN DES CHAPITRES

Dans cette partie, nous verrons les caractéristiques essentielles des petits corps du Système Solaire principalement les astéroïdes, les objets transneptuniens et les comètes.

La partie Décrire présente ces caractéristiques de façon aussi simple que possible et peut être lue avec des connaissances de niveau de terminale scientifique. En revanche, la partie Comprendre a pour objectif de démontrer quelques uns des résultats présentés précédemment et requiert un bagage en physique générale d’un niveau de licence.

En 2006, l’Union astronomique internationale (UAI) a défini les petits corps du système solaire comme étant tous les objets orbitant autour du Soleil qui ne sont ni une planète, ni une planète naine, ni un satellite. Les petits corps sont donc définis par opposition aux autres objets du système solaire. En pratique, les petits corps du système solaire sont les objets orbitant autour du Soleil mais n’ayant pas une masse suffisante pour avoir une forme presque sphérique et qui n’ont pas fait place nette dans leur voisinage.

La résolution de l'UAI définissant les différents objets du système solaire peut être trouvée ici : https://www.iau.org/static/resolutions/Resolution_GA26-5-6.pdf

L’usage distingue différents types de petits corps et en particulier, les astéroïdes, les objets de Kuiper et les comètes. Néanmoins, l’UAI n’a pas défini ces différentes appellations. Nous appellerons « astéroïdes » les petits corps dont l’ensemble de l’orbite est contenue à l’intérieur de celle de Neptune et « objets de Kuiper » ceux dont au moins une partie de l’orbite est située au-delà de celle de Neptune. D’autre part, nous définirons par « comète » les petits corps qui présentent une activité, c’est-à-dire l’émission de gaz et de poussières, sur une partie de leur orbite.

La majorité des astéroïdes est située entre Mars et Jupiter. Cet ensemble forme la ceinture principale d’astéroïdes. Néanmoins, l’orbite de certains astéroïdes peut croiser celle de la Terre, ceux-ci sont parfois appelés les géo-croiseurs. D'autres astéroïdes, appelés les troyens, circulent sur les mêmes orbites que les planètes et ceux dont des orbites sont comprises entre celles des planètes géantes sont appélés centaures. Les objets de Kuiper sont quant à eux majoritairement situés entre 30 et 50 unités astronomiques et forment la ceinture de Kuiper. Les comètes peuvent provenir d'au moins deux réservoirs : la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort qui pourrait s'étendre jusqu'à 100 000 unités astronomiques du Soleil.

D’autre part, les poussières micrométriques gravitant sur le plan de l’écliptique et formant la lumière zodiacale peuvent aussi être considérées comme des petits corps même si leurs dimensions sont extrêmement faibles.

Le premier astéroïde a été découvert par Giuseppe Piazzi dans la nuit du 1er janvier 1801. Il s’agit de Cérès. Les calculs orbitaux montrèrent rapidement que ce nouvel objet se situait entre les planètes Mars et Jupiter. Entre 1802 et 1807, trois autres astéroïdes : Pallas, Junon et Vesta furent découverts sur des orbites très similaires. La recherche des petits corps du système solaire ne présentant pas d’activité cométaire, commença donc au début du 19ème siècle.

L’étude des astéroïdes présente un intérêt notable car elle permet de mieux comprendre les origines et la formation du système solaire dans son ensemble (voir notamment la page sur la composition des astéroïdes).

Afin de pouvoir connaître le plus grand nombre possible d'astéroïdes, des programmes de recherche automatique d’astéroïdes ont été conçus. Il s’agit de caméras CCD couplées à des télescopes dont les images prises à intervalles réguliers sont comparées automatiquement. Ces programmes permettent de découvrir de nombreux astéroïdes tous les mois. La page d’accueil du Minor Planet Center (http://minorplanetcenter.net/) donnant le nombre de découvertes lors du mois et de l’année en cours est particulièrement éloquente.

Dès qu’un nouveau petit corps est observé, il reçoit une désignation provisoire codant la date de la 1ère observation. Une fois que l’orbite d’un petit corps est clairement établie chaque corps reçoit un numéro permanent. Au 10 Févier 2015, 680 035 petits corps avaient été observés dont 427 393 ont une orbite bien définie (http://www.minorplanetcenter.net/mpc/summary).

La majorité des astéroïdes est située entre Mars et Jupiter et plus précisément entre 2.1 et 3.3 unités astronomiques du Soleil. D’autre part, l’inclinaison des orbites des astéroïdes et généralement très faible, inférieure à 4°, les astéroïdes gravitent donc autour du Soleil dans une zone proche du plan de l’écliptique. La distribution des astéroïdes en fonction du demi-grand axe de leurs orbites présente des discontinuités appelées « lacunes de Kirkwood » qui sont des zones de la ceinture d’astéroïdes peu peuplée. En effet, l’orbite des astéroïdes présents dans ces zones n’est pas stable sur de longues périodes à cause des effets de résonances orbitales avec Jupiter.

Sur la figure ci-contre, on remarquera une faible population d’astéroïdes dont le demi-grand axe est compris entre 0.8 et 1.8 unités astronomiques. Parmi ceux-ci, certains peuvent avoir une orbite croisant celle de la Terre, il s’agit des astéroïdes géo-croiseurs qui sont aussi appelés NEO (Near Earth Objects). Les astéroïdes ayant un demi-grand axe de 5.2 unités astronomiques ont une orbite stable et identique à celle de Jupiter et ils se répartissent aux alentours de certains points de Lagrange de Jupiter qui correspondent à des zones de stabilité https://media4.obspm.fr/public/FSU/pages_points-lagrange/impression.html.

La distribution spatiale des astéroïdes dans la ceinture principale

Distribution des astéroïdes en fonction du demi-grand axe de leurs orbites.

Crédit : MPC / http://www.minorplanetcenter.net/iau/plot/OrbEls01.gif

Les astéroïdes ont des tailles extrêmement variables. Le plus gros et le plus massif, Cérès, présente un diamètre équatorial de 975 km. D’autre part, Cérès ayant une forme proche de la sphère il est aujourd’hui considéré comme une planète naine. Les grands astéroïdes, du type de Cérès, sont les plus rares, néanmoins ils représentent une fraction notable de la masse contenue dans la ceinture principale. Ainsi, avec une masse de 9.5 × 10²⁰ kg, Cérès représente à lui seul environ un tiers de la masse totale de la ceinture principale. Mais, d’une manière générale, le nombre d’astéroïdes croît lorsque leur taille diminue. Aussi, la très grande majorité des astéroïdes ont des dimensions beaucoup plus petites et peuvent avoir des formes très éloignées d’une sphère. C’est en particulier les cas de l’astéroïde Eros qui a été survolé en 2000 par la sonde spatiale NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) et qui possède une forme très allongée. Globalement, la distribution en taille des astéroïdes semble suivre une loi en puissance avec une surabondance d’astéroïdes présentant des diamètres d’environ 100 km et 5 km. Cette distribution fournit une contrainte forte sur les modèles concernant l’histoire collisionnelle de la ceinture principale d’astéroïdes.

L'astéroïde Eros

Série d'images de l'astéroïde Eros acquises par la sonde NEAR alors distante d'environ 1800 km. Les dimensions de cet astéroïde de forme ellipsoïdale sont de 34.4 x 11.2 x 11.2 km.

Crédit : NASA / JHUAPL : http://near.jhuapl.edu/iod/20000228/index.html

Distribution en taille des astéroïdes

Distribution en taille des astéroïdes.

Les observations spectroscopiques permettent de distinguer de nombreuses classes classes d’astéroïdes. Les 3 principales classes sont les astéroïdes de type C (Carbonés), de type S (Silicatés) et de type M (Métalliques). Les astéroïdes carbonés sont les plus nombreux et représentent 75% des astéroïdes observés. La distribution de ces différents types d’astéroïdes en fonction de la distance au Soleil est différente et est représentée sur la partie basse de la figure ci-contre. En effet, les astéroïdes carbonés sont majoritairement présents dans les zones externes de la ceinture d’astéroïdes alors que les astéroïdes de type S et M se concentrent dans les zones plus internes (voir figure ci-contre). Ces différentes distributions spatiales reflètent à la fois les processus liés à la formation de ces différents petits corps et l'évolution dynamique de la ceinture d'astéroïdes qui a pu conduire au mélange partiel des différentes populations d'astéroïdes.

Néanmoins, il faut aussi garder à l’esprit qu’une grande partie de notre connaissance sur la composition des astéroïdes provient de l’étude des météorites. En effet, la très grande majorité des météorités récoltées sur Terre provient de la ceinture d'astéroïdes. L'étude en laboratoire des météorites permet en particulier de préciser l'abondance des différents métaux (principalement du fer et du nickel), la nature des minéraux ainsi que d'obtenir des informations structuales sur la phase organique complexe et l'identification chimique des certains molécules simples. D’autre part, à quelques exceptions près, les astéroïdes ne contiennent pas de glace et ne présentent donc pas d’activité cométaire.

La distribution spatiale des différents types d'astéroïdes

Distribution des astéroïdes en fonction de leur demi-grand axe. Distribution en nombre (en haut) et distribution des différentes classes d'astéroïdes (en bas).

Crédit : Encyclopedia Britannica, http://www.britannica.com/media/full/3485

Les premières sondes spatiales lancées dans les années 1970 et 1980 n’ont pas survolé d’astéroïdes. Le premier survol d’un astéroïde, 951 Gaspra, a été effectué le 29 Octobre 1991 par la sonde Galileo. Depuis, de nombreux astéroïdes ont été survolés par des sondes spatiales. Les images acquises par les télescopes situés à la surface de la Terre ou en orbite autour de la Terre ne révèlent que très peu de détails dela surface des astéroïdes même sur Cérès qui est pourtant l’astéroïde le plus grand. Les survols d’astéroïdes par des sondes spatiales sont donc importants pour révéler des détails de la surface des astéroïdes, mais aussi leur forme précise ainsi que d’autres paramètres physico-chimiques comme la composition et la minéralogie de la surface ou la distribution massique interne.

Les principales missions d’études des astéroïdes sont NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) qui s’est placée en orbite autour de l’astéroïde Eros en 2000 et Hayabusa qui malgré quelques difficultés techniques a pu prélever, puis ramener sur Terre, quelques poussières à la surface de l’astéroïde Itokawa. D’autre part, la mission DAWN s’est placée en orbite autour de l’astéroïde Vesta en 2011 puis en orbite autour de Cérès à partir du 6 mars 2015.

L'exploration spatiale des astéroïdes

Photographies de l'ensemble des astéroïdes qui avaient été survolés début 2015. Les tailles des différents astéroïdes sont à l'échelle.

Crédit : http://solarviews.com/raw/pia/PIA14316.jpg

On désigne par objet trans-neptunien tout objet du système solaire dont l’orbite est entièrement ou en majeure partie située au-delà de celle de Neptune. Le premier objet trans-neptunien connu est Pluton qui a été découvert en 1930. Il fut considéré comme la 9ème planète du système solaire, avant d’être classifiée comme planète naine en 2006. L’existence de nombreux objets au-delà de Neptune avait été postulée par K.E. Edgeworth en 1949 puis par G.P Kuiper en 1951. Jusqu’en 1992, Pluton et son plus gros satellite Charon étaient les seuls objets trans-neptuniens connus. La découverte d’un nouvel objet de Kuiper en 1992 marque le début d’une recherche systématique des objets trans-neptuniens. Début 2015, plus de 1300 objets trans-neptuniens avaient été détectés (http://www.minorplanetcenter.net/iau/lists/t_tnos.html). Les orbites de ces objets correspondent à plusieurs groupes dynamiques. Nous verrons dans la partie suivante qu'on distingue en particulier les objets appartenant à la ceinture de Kuiper de ceux appartenant au disque épars.

La découverte d'un nouvel objet trans-neptunien en 1992

Séquence temporelle des images ayant permis la découverte d'un objet trans-neptunien le 30 août 1992. L'objet trans-neptunien est entouré d'un cercle blanc.

Crédit : http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/kb.html

Environ la moitié des objets trans-neptuniens présente des orbites au-delà de Neptune ayant des faibles excentricités (e < 0.2) et des demi-grand axes généralement compris entre 37 and 48 unités astronomiques. Ces objets trans-neptuniens sont appelés les objets de Kuiper classiques et forment la ceinture de Kuiper. Cette ceinture a une structure similaire à la ceinture principale d’astéroïdes et est structurée par des résonances avec l’orbite de Neptune. Ainsi de nombreux objets de Kuiper, dont Pluton, sont en résonance 2:3 avec Neptune.

D’autre part, un nombre croissant d’objets trans-neptuniens présentent des orbites de forte excentricité (e > 0.2), des périhélies au-delà de l’orbite de Neptune et des demi-grand axes supérieurs à 48 unités astronomiques. Ces objets font partie du disque épars. L’objet le plus massif de ce disque épars est Eris. On peut noter que l’orbite de Sedna avec un périhélie de 76 UA et un aphélie d’environ 900 UA est tout à fait exceptionnelle. Aussi Sedna peut être considéré comme un objet du nuage de Oort interne. La strcuture du nuage est discuté dans la partie traitant de l'orbite des comètes.

Les objets se trouvant aujourd'hui dans la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort se sont très vraisemblablement formés dans la zone actuelle des planètes géantes. Ils ont ensuite été repoussé à des distance héliocentriques plus élevés suite aux interactions gravitationnelles avec les planètes géantes.

La distribution spatiale des objets trans-neptuniens

Excentricité en fonction du demi-grand axe des objets trans-neptuniens et des centaures. Cette figure montre les différentes familles dynamiques d’objets et en particulier les objets de la ceinture de Kuiper classique et ceux du disque épars mais aussi les centaures dont le demi-grand axe est inférieur à celui de Neptune.

Crédit : https://nai.gl.ciw.edu/sites/nai.gl.ciw.edu/files/images/ghuntress/2011-02-15%2018:43/5.1.3fig1.png

Les objets trans-neptuniens étant éloignés et de faible luminosité, il n’est pas aisé d’en déduire leurs caractéristiques physiques comme la taille ou la masse. Néanmoins, certains objets trans-neptuniens possèdent un ou plusieurs satellites. C’est, par exemple, le cas d'Eris qui possède un satellite, Dysnomie, et de Pluton autour duquel gravitent au moins 5 satellites. Si la période de révolution et le rayon de l’orbite des satellites sont mesurés, alors la masse du système peut être calculée grâce à la troisième loi de Kepler. Ainsi les masses d'Eris et de Pluton sont de 1.67 × 10²² kg et de 1.31 × 10²² kg. On remarquera que Eris est légèrement plus massif que Pluton.

Comme pour la masse, la mesure des diamètres des objets trans-neptuniens peut être délicate. Pour des objets dont l’orbite est bien connue, la méthode la plus précise pour mesurer la taille est l’occultation stellaire. Lors d’une occultation stellaire, l’objet étudié passe devant l’étoile et projette une ombre à la surface de la Terre. La mesure de la durée de l’occultation en différents points à la surface de la Terre permet alors de calculer le diamètre de l’objet occultant de manière relativement précise. Les rayons de Pluton et d'Eris sont actuellement estimés à 1153 ± 10 km et 1163 ± 6 km.

Connaissant la taille et la masse, la densité moyenne de ces objets est immédiatement déduite. La valeur de la densité moyenne renseigne sur la composition globale de ces objets. La densité volumique d'Eris étant d’environ 2.5 g.cm^-3, celui-ci doit être composé majoritairement de roches. D’autre part, connaissant la taille et la magnitude, l’albédo peut aussi être estimé rapidement. Ainsi Eris possède un albédo de 0.96, ce qui fait d'Eris un des objets les plus réfléchissants du système solaire et qui indique la présence possible de glaces à la surface.

On notera que les occultations stellaires peuvent aussi révéler la présence d’atmosphère. Ainsi, Pluton est entouré d’une faible atmosphère dont la pression à la surface est estimée entre 6 et 24 microbars.

Malgré l’éloignement et la forte magnitude des objets trans-neptuniens, des observations photométriques et spectroscopiques dans le visible et le proche infrarouge permettent de contraindre la nature chimique des surfaces des objets de Kuiper. Sans surprise, l’objet dont la nature chimique de la surface est la mieux connue est le plus brillant, c’est-à-dire Pluton. En effet, les observations spectroscopiques dans le proche infrarouge ont montré que le composé principal est l’azote moléculaire (N₂) avec des quantités plus faibles de méthane (CH₄) et de monoxyde de carbone (CO). Dans le cas de Pluton, les observations actuelles permettent aussi de mettre en évidence des hétérogénéités à la surface. Le méthane a été détecté sur d’autres objets trans-neptuniens de grande taille, néanmoins l’azote et le monoxyde de carbone n’ont été détecté que sur Pluton (et Triton, le satellite principal de Neptune). En effet, même si le méthane n’est pas le composé le plus abondant, c'est le plus facile à détecter dans le proche infrarouge grâce à ces bandes d’absorption intenses. On notera que ces composés, l’azote, le méthane et le monoxyde de carbone, sont extrêmement volatiles et ne peuvent être présents en phase solide que sur des objets à la fois suffisamment froids pour les condenser et suffisamment massifs pour éviter l’échappement gravitationnel.

Néanmoins, tous les objets trans-neptuniens n’ont pas la même composition de surface. En effet, de la glace d’eau ainsi que des hydrates d’ammoniac ont été détectés à la surface de certains d’entre eux.

Spectre infrarouge et composition de surface de Pluton

Spectre dans l’infrarouge proche de Pluton montrant la présence de glaces de N₂, CH₄ et CO en surface.

Crédit : http://pluto.jhuapl.edu/common/content/What-We-Know/images/6_PlutoSpectrum3_lg.gif

A ce jour (Mai 2015), aucun objet trans-neptunien n’a été survolé par une sonde spatiale. Néanmoins, la sonde spatiale New Horizons lancée le 19 janvier 2006 doit survoler Pluton le 14 Juillet 2015 à une distance d’environ 10 000 km. Il s’agira donc du 1er survol d’un objet trans-neptunien par une sonde spatiale. Après le survol de Pluton, la sonde New Horizons continuera sa trajectoire dans la ceinture de Kuiper et devrait encore survoler un ou deux autres objets. Néanmoins, cette phase de la mission et les objets à survoler ne sont pas encore définis.

Les premières images de Pluton par la sonde New Horizons

Premières images de Pluton et de son satellite Charon acquises par la sonde New Horizons en janvier 2015 à une distance d’environ 200 millions de kilomètres.

Crédit : Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute http://pluto.jhuapl.edu/Multimedia/Science-Photos/pics/lorri_opnav2_sqrt_BW_poslevBOTH.jpg

Les comètes sont parfois visibles à l'œil nu, aussi sont-elles connues depuis l'Antiquité et ont parfois été représentées sur certaines œuvres d'art anciennes. Dans la croyance populaire, l'apparition d'une comète était associée à un bon ou à un mauvais présage suivant les cas. D'après Aristote, les comètes étaient un phénomène atmosphérique. La nature extraterrestre des comètes ne sera démontrée qu'en 1577 par Tycho Brahé qui effectua des mesures de parallaxes montrant que les comètes pouvaient être plus lointaines que la Lune. Certaines comètes ont eu une importance historique. En particulier, le retour de la comète 1P/Halley en 1758 avait été prédit par Edmond Halley. Cette prédiction permit alors de démontrer la théorie de la gravitation newtonienne. D'autre part, la comète 1P/Halley a été également la première comète survolée par des sondes spatiales en 1986.

Certaines comètes ont une orbite très elliptique, leur distance au Soleil peut varier de manière très significative au cours de l’orbite. Aussi lorsqu’elles se rapprochent, elles développent une activité : leur noyau est alors entouré d’une atmosphère constituée de gaz et de poussières. Bien que de faible densité, cette atmosphère peut être très étendue et brillante. C’est cette activité qui distingue les comètes des autres petits corps du système solaire.

De nos jours plus de 3800 comètes ont été observées (http://www.minorplanetcenter.net/). Durant les dernières décennies les comètes les plus remarquables ont été C/1996 B2 Hyakutake, C/1995 O1 Hale-Bopp, C/2006 P1 McNaught. D'autre part, depuis 1P/Halley, 6 autres comètes ont été survolées par des sondes spatiales : 26P/Grigg-Skjellerup, 19P/Borelly, 9P/Tempel, 81P/Wild 2, 103P/Hartley 2 et 67P/Churyumov-Gerasimenko qui est accompagnée par la sonde Rosetta depuis août 2014.

La comète Q/2001 NEAT

Image de la comète C/2001 Q4 (NEAT) prise depuis l’observatoire de Kitt Peak en Arizona en 2004.

Crédit : https://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Comets

Les comètes ont généralement des orbites très excentriques. Leur distance au Soleil varie donc de manière très significative durant leur orbite. Elles sont généralement classifiées en fonction de leur période de révolution : les comètes ayant une période inférieure à 200 ans sont appelées comètes à courtes périodes alors que celles ayant une période supérieure à 200 ans sont appelées comètes à longue période. L’inclinaison des orbites des comètes à courtes périodes est généralement proche du plan de l’écliptique alors que les comètes à longues périodes ont une inclinaison aléatoire. Il est possible que les comètes à longues périodes puissent évoluer en comètes à courtes périodes suite à des interactions gravitationnelles avec les planètes géantes. On distingue aussi la famille des comètes de Jupiter qui possédent des périodes orbitales inférieures à 20 ans. Ces comètes sont ainsi nommées car leurs orbites sont déterminées par influence gravitationnelle de Jupiter. De plus, étant qu'elles ont des inclinaisons faibles et un sens de révolution autour du Soleil identique à celui des planètes, ces comètes trouvent très vraisemblablement leur origine dans le cainture de Kuiper.

Les comètes dont les orbites présentent de très longues périodes et des inclinaisons aléatoires proviendraient d’un réservoir appelé « nuage de Oort ». Celui-ci se situerait entre 50 000 et 100 000 unités astronomiques et aurait la forme d'une coquille sphérique entourant l'ensemble du système solaire. Il faut noter qu'aucun corps n'a jamais été observé à de telles distances du Soleil ; aussi l'existence du nuage de Oort n’est déduite que des observations des comètes à longues périodes. La densité de matière étant très faible à de telles distances du Soleil, les comètes du nuage de Oort ne se sont pas formées in-situ. Elles se seraient agrégées dans la zone des planètes géantes et en auraient été éjectées suite à des interactions gravitationnelles.

Les comètes dont les orbites présentent des périodes inférieures à 200 ans et des inclinaisons proches du plan de l’écliptique proviendraient quant à elles du nuage de Kuiper.

Les réservoirs des comètes

Illustration montrant les deux réservoirs principaux des comètes : la ceinture de Kuiper à 30-50 unités astronomique du Soleil et le nuage de Oort qui pourrait s’étendre jusqu’à 50 ou 100 000 unités astronomiques du Soleil.

Crédit : http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2014/12/Kuiper_Belt_and_Oort_Cloud_in_context

L’activité cométaire, c’est-à-dire le développement d’une faible atmosphère entourant le noyau solide est la caractéristique qui distingue les comètes des autres petits corps du système solaire. Le développement de cette faible atmosphère est dû à la sublimation des glaces contenues dans le noyau. Cette sublimation est induite par le réchauffement du noyau lorque celui-ci se rapproche du Soleil. Aussi lorsque les comètes sont situées à quelques unités astronomiques du Soleil, différentes grandes structures sont observables :

• une atmosphère en expansion, appelée coma ou chevelure, qui entoure le noyau et qui correspond à la zone la plus brillante de comètes. Le diamètre de cette atmosphère est de l'ordre de 10 000 à 100 000 kilomètres.
• une queue de poussières de couleur légèrement jaunâtre. Cette couleur est due à la diffusion de la lumière solaire par les grains. Sa direction est opposée à la trajectoire de la comète sur son orbite autour du Soleil et elle est légèrement incurvée par la pression de radiation qui s'exerce sur les grains. La longueur de la queue de poussière peut atteindre 10 millions de kilomètres.
• une queue d'ions de couleur bleue due à l'émission de l'ion CO⁺. Cette queue d'ions est rectiligne et orientée dans la direction Soleil-comète. Cette direction privilégiée résulte de l'interaction entre les ions cométaires et le vent solaire. Cette queue d'ions peut atteindre une dimension de l'ordre de 100 millions de kilomètres.
• d'autre part, bien qu’invisible aux longueurs visibles, un nuage d'hydrogène atomique entoure l'atmosphère cométaire.

Ces différentes structures, ainsi que la petite taille et le faible albédo des noyaux cométaires, rendent très difficile l’observation directe de ces noyaux cométaires depuis le sol ou l’orbite terrestre. Aussi notre connaissance sur la composition des noyaux cométaires provient majoritairement de l’étude de leurs atmosphères.

La comète C/1995 O1 (Hale-Bopp)

Image de la comète C/1995 O1 Hale-Bopp prise en 1997 montrant les différentes structures qui se développent autour du noyau lorsque celui-ci se rapproche du Soleil.

Crédit : http://stardust.jpl.nasa.gov/science/hb.html

La composition des comètes peut être déterminée par des observations depuis le sol et l’orbite terrestre dans tous les domaines de longueur d’onde. Ces observations ont permis de détecter dans la coma plus de 20 molécules gazeuses. L’eau est la molécule gazeuse la plus abondante ; le dioxyde de carbone (CO₂) et le monoxyde de carbone (CO) présentent de fortes abondances de l’ordre de 10%. Ces molécules gazeuses présentent une grande diversité chimique et certaines sont relativement complexes comme le cyano-acétylène (HC₃N) ou l’éthylène glycol (HO-CH₂-CH₂-OH). D’autre part, la nature de certains minéraux peut aussi être déterminée par des observations à distance. Ainsi les grains cométaires sont majoritairement constitués de silicates. Néanmoins, ces grains contiennent aussi une matière organique réfractaire. Cette composante organique présente en phase solide dans les grains cométaires est très difficile à observer depuis la Terre et n’a été mise en évidence de manière directe que par des mesures in-situ.

Notre connaissance sur la composition des noyaux cométaires provient donc majoritairement de l’étude de leurs atmosphères. Les observations de l’environnement cométaire permettent de déduire que les noyaux cométaires sont constitués d’un mélange de minéraux, de composés organiques réfractaires et de glaces de composés volatils.

Il faut noter qu’une partie des poussières extra-terrestres collectées dans la haute atmosphère terrestre ou au sol ont très vraisemblablement une origine cométaire. D’autre part, la sonde spatiale Stardust a collecté des grains dans l’environnement de la comète 81P/Wild2 puis les a ramenés sur Terre en janvier 2006. Ces échantillons disponibles au laboratoire permettent de déterminer de manière relativement précise la composition minéralogique des comètes.

Composition chimique des comètes

Composition chimique des comètes.

Crédit : Crédit : Astrophysique sur Mesure / Françoise Roques et Gilles Bessou http://media4.obspm.fr/public/AMC/pages_cometes/impression.html

La comète de 1P/Halley est la première à avoir été survolée par une sonde spatiale en 1986. A cette occasion, 5 sondes spatiales ont approché la comète 1P/Halley : Sakigake, Suisei, Vega-1, Vega-2 et Giotto. Le survol le plus proche a été réalisé par la sonde Giotto en mars 1986 à une distance de 596 km. Le noyau de la comète 1P/Halley a donc été le premier à avoir été photographié, ses dimensions ont alors été estimées à 16 × 8 × 7 km. La sonde Giotto a poursuivi sa course et a ensuite survolé la comète 26P/Grigg-Skjellerup en juillet 1992. Depuis 5 autres comètes ont été survolées :

• 19P/Borelly en septembre 2001 par la sonde Deep Space 1
• 81P/Wild 2 en janvier 2004 par la sonde Stardust
• 9P/Tempel 1 en juillet 2005 par la sonde Deep Impact puis en février 2011 par la sonde Stardust-Next (extension de la mission Stardust)
• 103P/Harley 2 en novembre 2010 par la sonde Epoxi (extension de la mission Deep-Impact)
• 67P/Churyumov-Gerasimenko depuis août 2014 par la sonde Rosetta

Depuis août 2014, la sonde Rosetta accompagne la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko durant une partie de son orbite autour du Soleil. Pour la première fois, il ne s’agit pas d’un survol du noyau, mais d’une mise en orbite autour du noyau ce qui permet de faire une étude plus détaillée de la comète mais aussi de suivre le développement de son activité lors de son approche du Soleil. D’autre part, un module nommé Philae a atterri sur la surface du noyau de 67P/Churyumov-Gerasimenko le 12 novembre 2014. Cette mission devait durer jusqu’en décembre 2015, mais a été prologée jusqu'en septembre 2016..

Le noyau de 67P/Churyumov-Gerasimenko photographié par la sonde Rosetta

Photographie acquise à une distance de 285 km grâce à la camera OSIRIS de la sonde Rosetta du noyau de la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko. Les dimensions de la partie la plus importante sont d’environ 4.1 × 3.2 × 1.8 km alors que celles du plus petit lobe sont d’environ 2.6 × 2.3 × 1.8 km.

Crédit : ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2014/08/Comet_on_3_August_2014

Les météorites sont des objets d’origine extra-terrestre retrouvés à la surface terrestre et donc disponibles en laboratoire pour des analyses physico-chimiques détaillées. Les météorites ne sont pas des petits corps du système solaire puisqu’elles n’orbitent plus autour du Soleil. Avant d’atteindre le sol terrestre, ces objets extra-terrestres traversent l’atmosphère terrestre. Lors de cette traversée atmosphérique, ils subissent un très fort échauffement produisant une traînée lumineuse appelée météore. Concernant les météorites, les chutes sont distinguées des trouvailles. Les chutes sont les météorites pour lesquelles la traversée atmosphérique a été observée alors que les trouvailles sont celles qui ont été retrouvées au sol sans que la date d’impact soit connue.

Les corps parents de la plupart des météorites sont des astéroïdes. L’étude des météorites en laboratoire permet d’obtenir des informations inaccessibles aux observations astronomiques classiques et de mieux comprendre l’évolution des astéroïdes mais révèlent aussi de précieuses informations concernant la formation du système solaire et les processus physico-chimiques présents dans le disque proto-planétaire. En particulier, certaines météorites contiennent une très grande diversité de composés organiques ou des inclusions qui constituent les tout premiers solides condensés dans la nébuleuse primodiale et qui permettent de dater l’origine du système solaire dans son ensemble.

On peut noter que le flux annuel de météorites à la surface de la Terre est estimé à 10¹⁰ – 10¹¹ g/an et que ce flux est dominé par les micrométéorites ayant des dimensions de l’ordre de quelques micromètres.

La météorite de Orgueil

Fragment de la météorite d’Orgueil dont la chute a été observée en 1864.

Crédit : collection du MNHN-Paris http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/astronomie-systeme-solaire-ne-little-bang-dixit-meteorite-orgueil-25248/

L’étude des météorites a montré une très grande diversité de ces objets et elles sont subdivisées en deux grandes familles : les météorites différenciées et les météorites non-différenciées. Les météorites non-différenciées contiennent un matériau qui n’a pas été profondément altéré dans le corps parents et sont aussi appelées chondrites car elles contiennent généralement des chondrules qui sont des inclusions de forme sphérique ayant des tailles de l’ordre de quelques micromètres jusqu’au centimètre. Le matériau des météorites différenciées a subi de profondes modifications dans le corps parents.

Les météorites non différenciées, aussi appelées chondrites, sont elles même subdivisées en trois classes principales en fonction de leur composition : i.) les chondrites carbonées qui contiennent plusieurs pourcents en masse de carbone, ii.) les chondrites à enstatite qui sont riches en enstatite (minéral de formule MgSiO₃) et iii.) les chondrites ordinaires qui sont les plus courantes. Bien que non-différenciées, les chondrites ont pu subir quelques processus d’altération depuis leur formation : métamorphisme thermique, altération aqueuse ou chocs. Néanmoins, certaines chondrites primitives possèdent une composition élémentaire très proche de celle du Soleil ce qui montre une formation très ancienne et quasi contemporaine de celle du Soleil. Ces météorites font partie des matériaux les plus primitifs que nous possédions sur Terre et peuvent alors fournir des contraintes concernant les conditions régnant dans le disque protoplanétaire ainsi qu’une datation du système solaire grâce à des méthodes de datation isotopique.

Les météorites différenciées sont elles aussi subdivisées en trois classes principales : i.) les achondrites qui sont principalement composées de minéraux, principalement des silicates ii.) les météorites métalliques constituées principalement de fer et de nickel et qui présentent des structures de cristallisation particulières appelées les figures de Widmanstätten et iii.) les lithosidérites constituées d’un mélange de minéraux et de métal. Celles-ci proviennent de corps parents suffisamment massifs pour avoir subi un processus de différentiation. Les météorites métalliques proviendraient du cœur métallique de ces corps parents alors que les achondrites proviendraient des régions externes de ces corps parents.

La météorite de Allende

Coupe de la météorite de Allende sur laquelle les chondres sont visibles.

Crédit : UPEC / N. Fray

La météorite de Gibeon

Coupe de la météorite métallique de Gibeon sur laquelle les figures de cristallisation de Widmanstätten sont visibles.

Crédit : UPEC / N. Fray

Certaines chondrites carbonées possèdent une composition élémentaire très proche de celle du Soleil malgré un appauvrissement pour les éléments les plus volatils (H, He, C, N,...). Ces météCes météorites se sont donc formées en même temps que le système solaire et n'ont pas subi de changement de composition important depuis. D’autre part, des études par spectrométrie de masse en laboratoire permettent de mesurer l’abondance d’éléments à l’état de traces. Il est donc possible de mesurer l’abondance d’éléments radioactifs à très longue durée de vie ainsi que l’abondance des éléments produits par ces processus radioactifs. Ces méthodes de datation radiométrique ont permis de déterminer l’âge de formation des météorites les plus primitives : 4.56 milliards d’années. Cette date correspond à la condensation des premiers solides dans le système solaire. On pourra retenir que sans l’étude en laboratoire des météorites, l’âge de notre système solaire ne serait pas connu avec autant de précision.

La datation absolue de roches anciennes est généralement réalisée grâce à la mesure de l'abondance d'éléments naturellement radioactifs. En effet, au cours du temps, l'abondance des noyaux parents décroît alors que celle des noyaux fils augmente. A un instant t, l'abondance des noyaux parents dépend de son abondance initiale et de son temps caractéristique de décroissance  : . Il faut noter que le temps de demi-vie , qui correspond au temps nécessaire pour que l’abondance initiale soit divisée par deux, est souvent utilisé à la place du temps caractéristique de décroissance. Ces deux temps sont liés par la relation .

A l’instant t, l'abondance des noyaux fils est égale à si tous les noyaux parents se désintègrent pour donner le même noyau fils. En combinant, les deux équations précédentes, peut être exprimée en fonction de qui sont les deux quantités mesurables. Néanmoins,l'abondance initiale de noyaux fils est généralement inconnue. La roche ayant pu subir une différentiation chimique lors de sa formation, elle peut être inhomogène. Les différentes mesures réalisées sur la même roche seront donc normalisées à l'abondance d'un isotope non radioactif de l'élément fils. En mesurant plusieurs échantillons de la même roche, l’âge de celle-ci ainsi que l'abondance initiale de l'élément fils radioactif pourront être déterminés (voir exercice dans la partie "Se Tester".).

Un des couples d'éléments couramment utilisé est le couple ⁸⁷Rb (élément parent) et ⁸⁷Sr (élément fils), les abondances de ces deux éléments sont normalisées à l'abondance de ⁸⁶Sr. Ces abondances sont mesurées par spectrométrie de masse en laboratoire. Les différentes mesures seront représentées dans un diagramme ⁸⁷Sr / ⁸⁶Sr en fonction de ⁸⁷Rb / ⁸⁶Sr. La pente de la droite obtenue est liée à l’âge de formation de la roche alors que l’ordonnée à l’origine donne la rapport initial ⁸⁷Sr / ⁸⁶Sr. En normalisant à un isotope stable et en effectuant différentes mesures sur une roche hétérogène, les deux inconnues précédentes peuvent donc être déterminées et en particulier l’âge de la roche. Cette méthode n’est valable que si le système étudié, la roche ou la météorité, est clos, c’est-à-dire si aucun des éléments étudiés n’a pu diffuser à l’extérieur du système.

La datation absolue des météorites, et en particulier des inclusions les plus anciennes qu’elles contiennent, nous permet de dater la formation du système à 4.56 milliards d'années. Sans l'étude des météorites et des méthodes de datations liées aux isotopes naturellement radioactifs, l'obtention d'un chiffre aussi précis ne serait pas possible. L’étude des météorites et de l’ensemble des échantillons d’origine extra-terrestre disponibles au laboratoire permet donc de dater de manière absolue la formation du système solaire dans son ensemble.

L’atmosphère des comètes est appelée coma. La principale source des espèces gazeuses présentes autour des noyaux cométaires est la sublimation des glaces contenues dans celui-ci. Les molécules gazeuses produites directement depuis la surface ou la sous-surface du noyau sont appelées « molécules mères ». Une fois dans l’environnement cométaire, ces molécules gazeuses sont soumises au flux ultraviolet du Soleil et peuvent se photo-dissocier en de nouvelles espèces gazeuses plus petites appelée « molécules filles ». Par exemple, la molécule d’eau peut se photo-dissocier en radicaux hydroxyle (OH) et en atomes d’hydrogène. La distribution spatiale autour du noyau est l'élément essentiel pour comprendre l’origine des espèces gazeuses. Afin de déterminer les mécanismes de production des différentes espèces gazeuses présentes dans la coma puis remonter aux abondances des molécules présentes dans le noyau ; les distributions spatiales mesurées grâce aux observations astronomiques doivent être comparées à un modèle. Le modèle le plus simple pour décrire la distribution spatiale des molécules est le modèle de Haser.

Dans le cadre du modèle de Haser, la densité des molécules mères dans la coma n’est régie que par l’expansion générale de la coma et par leur photolyse sous l’effet du rayonnement UV solaire. La densité volumique (en molécules.m^-3) en fonction de la distance r au noyau, vérifie donc l’équation de conservation de la masse : où est la durée de vie de la molécule mère étudiée dans l’environnement cométaire et la vitesse d’expansion des gaz dans la coma.