15-Les autres objets du système solaire

Transcription

Quelles sont nos chances que la Terre soit détruite par un astéroïde ?
blog.urthecast.com/updates/asteroid-meteor-aftermath-tracking-space-rocks-is-essential-for-humanity/
Découvrez la réponse à cette question dans ce chapitre.
Luc Tremblay
Collège Mérici, Québec
Cérès
Le premier janvier 1801, Guiseppe Piazzi observe un objet dans le ciel près d’une étoile
qu’il voulait observer. Comme cet objet ne devait pas être là selon les cartes du ciel, il
décide de continuer l’observation de cet objet mystérieux pendant quelques jours pour se
rendre compte assez vite qu’il se déplace par rapport aux étoiles. Bien qu’initialement on
pense que c’est une nouvelle comète, les astronomes deviennent convaincus, vers la fin de
l’année, qu’il s’agit plutôt d’une nouvelle planète. Il s’agit de Cérès, une planète naine dont
l’orbite a un demi-grand axe de 2,77 UA et une excentricité de 0,079, ce qui la place donc
entre Mars et Jupiter. Elle fait le tour du Soleil en 4,60 ans.
en.wikipedia.org/wiki/Ceres_(dwarf_planet)
Cérès n’est pas une planète très grosse. Avec un rayon de seulement 475 km, elle n’a que
1,2 % de la masse de la Lune. C’est une planète naine de type ganymédien.
Version 2016
15 – Autres objets du système solaire 2
Luc Tremblay
en.wikipedia.org/wiki/Ceres_(dwarf_planet)
Malgré sa petite taille, Cérès a eu le statut de planète du système solaire durant la première
moitié du 19e siècle pour ensuite perdre ce titre quand on a découvert que Cérès n’est pas
seule entre Mars et Jupiter.
La découverte des autres astéroïdes
Alors qu’il cherchait Cérès dans le ciel en 1802, Heirich Wilhelm Olbers découvre un autre
objet se déplaçant par rapport aux étoiles. Il venait de découvrir Pallas, dont l’orbite a un
demi-grand axe de 2,77 UA et une excentricité de 0,231. Le demi-grand axe de Pallas est
donc le même que celui de Cérès.
Pallas est trop petit pour être sphérique. Il est un peu déformé, mais on peut dire que son
rayon est 270 km.
(Petite note historique : Les éléments cérium et palladium, découverts au début de 19e
siècle, ont été nommés ainsi pour souligner les découvertes de Cérès et Pallas.)
On découvre ensuite deux d’autres objets entre Mars et Jupiter. Ce sont Junon, découvert
en 1804 (diamètre d’environ 233 km), et Vesta, découvert en 1807 (diamètre d’environ
525 km). À part leur mouvement dans le ciel, ces objets ressemblaient à des étoiles parce
que même en zoomant au télescope, ces objets restaient ponctuels, comme les étoiles.
William Herschell proposa donc, en 1802, de les appeler astéroïdes, ce qui signifie
ressemblant à des étoiles.
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Luc Tremblay
On en reste là jusqu’en 1845, année de la découverte de l’astéroïde Astrée. À partir de cette
date, on découvre de nouveaux objets entre Mars et Jupiter pratiquement chaque année. Le
27 juin 2016, on en comptait 667 940. Vous pouvez voir la liste complète sur ce site.
http://www.minorplanetcenter.org/mpc/summary
On estime qu’il pourrait y avoir entre 700 000 et 1 700 000 astéroïdes ayant un « diamètre »
(ils ne sont pas sphériques) de 1 km et plus.
Chaque astéroïde possède un numéro, donné dans l’ordre de la découverte. Les 10 premiers
astéroïdes sont donc
1 Cérès
2 Pallas
3 Junon
4 Vesta
5 Astrée
6 Hébé
7 Iris
8 Flora
9 Métis
10 Hygie
Ce ne sont pas tous les astéroïdes qui ont aussi un nom. Le premier n’ayant pas de nom est
l’astéroïde 3708.
Les astéroïdes ne sont généralement pas très gros. Voici la taille des astéroïdes 1 à 10 par
rapport à la Lune.
en.wikipedia.org/wiki/Asteroid
Il n’y a que 200 astéroïdes qui ont un diamètre supérieur à 100 km. Le nombre d’astéroïdes
d’une certaine taille augmente de 100 quand on diminue la taille d’un facteur 10. Cela
signifie, par exemple, qu’il y a 100 fois plus d’astéroïdes ayant un diamètre de 10 m qu’il
y en a qui ont un diamètre de 100 m. La masse totale des astéroïdes se situe aux environs
de 4 % de la masse de la Lune, et près de la moitié de cette masse se retrouve dans les
Version 2016
Luc Tremblay
astéroïdes Cérès, Junon, Vesta et Hygie. Même en mettant tous les astéroïdes ensemble
pour en faire une planète, elle n’aurait qu’un diamètre de 1500 km, ce qui n’est pas
tellement plus gros que Cérès, qui a un diamètre de 950 km.
Généralement, les astéroïdes ont une forme plutôt irrégulière. Voici quelques-unes des
meilleures images d’astéroïdes qu’on a actuellement. Voici premièrement Vesta, presque
de forme sphérique.
en.wikipedia.org/wiki/4_Vesta
et en voici quelques autres.
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Luc Tremblay
www.space.com/11093-photos-asteroids-deep-space-rocks.html
La plupart des astéroïdes sont composés de roche et de métal. Il y a quelques astéroïdes qui
sont presque entièrement métalliques. Les astéroïdes ayant une orbite dont le demi-grand
axe est plus grand que celui de Jupiter (qui forment la classe des centaures) peuvent aussi
être composés de glace et de roche. Les autres astéroïdes, étant trop près du Soleil, sont
trop chauds pour que la glace puisse être présente, à l’exception de Cérès qui est recouverte
de glace.
Les astéroïdes sont couverts de cratère et sont recouverts de régolite, cette poussière
rocheuse ayant la texture de la poudre de ciment.
Avec la découverte d’autant d’astéroïdes, Cérès, Pallas, Junon et Vesta ont perdu leur statut
de planète au milieu du 19e siècle pour être considérées simplement comme des astéroïdes
parmi d’autres. Quand il a fallu clarifier ce qu’est une planète en 2006, Cérès retrouva son
statut de planète puisqu’elle est de forme sphérique. Toutefois, elle est classée comme une
planète naine parce qu’elle partage son orbite avec de nombreux autres objets. Selon cette
définition, Pallas, Vesta et Hygie pourraient aussi être des planètes naines, quoiqu’elles
aient une forme sphérique assez déformée.
La ceinture d’astéroïdes
Voici une image montrant la distribution des astéroïdes dans le système solaire.
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Luc Tremblay
www.aufildusavoir.fr/emissions/depoussierer-les-etoiles/attachment/innersolarsystem-fr/
On remarque une concentration importante d’astéroïdes entre Mars et Jupiter (en blanc).
93 % des astéroïdes se situent à une distance du Soleil variant entre 2,06 UA et 3,27 UA
(Mars est à 1,5 UA du Soleil et Jupiter à 5,2 UA du Soleil) et ont une excentricité inférieure
à 0,33 et une inclinaison orbitale par rapport à l’écliptique inférieure à 20°. On appelle cette
région la ceinture d’astéroïdes. Les 12 astéroïdes ayant un « diamètre » supérieur à 250 km
se trouvent tous dans la ceinture d’astéroïdes.
On remarque aussi des groupes d’astéroïdes, appelés les astéroïdes troyens (6413
astéroïdes au 27 juin 2016 pour cette catégorie qui, sur la figure, sont appelés les Grecs et
les Troyens) et les astéroïdes de la famille Hilda (3785 astéroïdes au 27 juin 2016). Ces
astéroïdes sont associés aux points de Lagrange de Jupiter. Ces 5 points de Lagrange sont
Version 2016
Luc Tremblay
les endroits où il y a une certaine stabilité dans le système Soleil-Jupiter. Voici les positions
des 5 points de Lagrange.
pastparsnip.com/the-lagrange-method/
Les astéroïdes troyens sont en équilibre au point de Lagrange L4 et L5 . Quant aux
astéroïdes de la famille Hilda, ils se promènent en passant sans cesse des points L3 , L5 , L4 ,
L3 , L5 , L4 … et ainsi de suite. L’animation suivante montre les mouvements de ces trois
groupes (vous verrez premièrement la famille Hilda, pour ensuite voir les troyens et les
grecs).
http://www.youtube.com/watch?v=yt1qPCiOq-8
Notez que d’autres planètes ont aussi des astéroïdes troyens prisonniers aux points de
Lagrange L4 et L5 . Neptune en a 9, Mars en a 7 et la Terre en a 1.
On remarque finalement qu’il y a aussi un peu d’astéroïdes un peu partout dans le système
solaire. Il y a premièrement 42 273 astéroïdes à l’intérieur de la ceinture d’astéroïdes (27
juin 2016). Il y en a même qui s’approche assez près de la Terre. On les appelle les
astéroïdes géocroiseurs. En juin 2016, on connaissait 14 474 de ces astéroïdes
géocroiseurs, ayant des tailles allant de 1 m à 34 km (1036 Ganymède). Il y en a 873 ayant
un diamètre supérieur à 1 km. Ces astéroïdes ne croisent pas tous l’orbite de la Terre, mais
certains la croisent et risquent un jour d’entrer en collision avec la Terre. Le 15 février
2013, l’astéroïde 2012 DA14 est même passé assez près de la Terre.
Version 2016
Luc Tremblay
www.imcce.fr/fr/presentation/equipes/GAP/2012da14/2012da14.html
Il est passé à seulement 27 700 km de la surface de la Terre, un record pour un astéroïde
de cette taille (diamètre de 50 m). Vous pouvez suivre les probabilités de collision entre la
Terre et un astéroïde sur ce site.
http://neo.jpl.nasa.gov/risk/
Il y a aussi 501 astéroïdes (juin 2016), appelés centaures, qui ont des orbites dont le demigrand axe se situe entre celui de Jupiter et celui de Neptune. Ces astéroïdes peuvent aussi
être composés de glace, en plus de la roche et du métal.
Erreur dans les films
Dans Star wars, les ceintures d’astéroïdes sont très denses et il faut être un pilote incroyable
pour éviter d’en frapper un.
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Luc Tremblay
starwarsvisualizer.ff0000.com/scene/214
La ceinture d’astéroïde du système solaire est loin d’être aussi dense. La distance moyenne
entre les astéroïdes ayant un diamètre de 1 km et plus est de 5 millions de km ! C’est un
peu comme si on avait des balles de baseball séparées les unes des autres par une distance
de 350 km ! Si on traverse la ceinture d’astéroïdes les yeux fermés, on a une chance sur
1017 de frapper un astéroïde par hasard, ce qui équivaut à gagner à la loto 6/49 10 milliards
de fois de suite. Quand on envoie une sonde à travers la ceinture, on ne s’occupe même pas
de l’éventualité d’une collision avec un astéroïde. La plupart des sondes qui ont traversé la
ceinture n’ont même pas pu photographier le moindre astéroïde, à moins qu’on ait fait
passer intentionnellement la sonde près d’un astéroïde. C’est ainsi que la sonde Galileo prit
des photos des astéroïdes Gaspra et Ida en 1993.
Les résonances orbitales
Examinons premièrement un graphique montrant le nombre d’astéroïdes en fonction du
demi-grand axe de l’orbite.
commons.wikimedia.org/wiki/File:Kirkwood_Gaps.png
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Luc Tremblay
On remarque qu’il n’y a pratiquement pas d’astéroïdes qui ont un demi-grand axe valant
2,06 UA, 2,50 UA, 2,82 UA, 2,96 UA ou 3,27 UA. Il en est ainsi parce qu’il y a quelques
résonances orbitales avec Jupiter dans la ceinture d’astéroïdes.
Les valeurs où il y a très peu d’astéroïdes portent le nom de lacune de Kirkwood. Cela ne
veut pas dire qu’il n’y a aucun astéroïde à une distance de 2,5 UA puisque l’orbite de
beaucoup d’astéroïdes est assez excentrique, ce qui fait qu’ils sont parfois à 2,5 UA, même
si leur demi-grand axe ne vaut pas 2,5 UA. À un moment donné, la densité d’astéroïde à
2,5 UA n’est pas vraiment différente de celle des régions voisines. D’ailleurs, on ne voyait
pas cette zone vide dans l’image montrant la distribution des astéroïdes.
On considère que la ceinture d’astéroïde commence à la résonance 4 : 1 (à 2,06 UA) et se
termine à la résonance 2 : 1 (à 3,27 UA).
Pluton
Depuis au moins 1909, on commença à chercher s’il n’y avait pas une autre planète dans
le système solaire. À son arrivée à l’observatoire Lowell en Arizona en 1929, Clyde
Tombaugh a la pénible tâche de chercher une nouvelle planète en comparant des
photographies du ciel prises à différents moments pour voir si un des points lumineux
n’aurait pas changé de position par rapport aux étoiles comme le font les planètes. Après
presque un an de recherche, il découvre finalement la nouvelle planète, Pluton, le 18 février
1930. Pluton devenait la 9e planète du système solaire. On peut voir avec les images de la
découverte qu’il fallait être bien attentif pour découvrir Pluton.
en.wikipedia.org/wiki/Pluto
Version 2016
Luc Tremblay
Pluton se retrouvait sur 15 photographies du ciel plus anciennes, la plus ancienne datant de
1909, mais on ne s’était pas rendu compte qu’il s’agissait d’une planète.
https://en.wikipedia.org/wiki/Pluto
Pluton est de type ganymédien, avec une croute d’azote glacée à sa surface, une structure
similaire à celle de Triton, le plus gros satellite de Neptune.
Pluton n’est cependant pas une bien grosse
planète. Avec un rayon de 1187 km, elle est
même plus petite que la Lune (rayon de
1735 km). Elle n’a que 17,7 % de la masse
de la Lune.
en.wikipedia.org/wiki/Pluto
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Luc Tremblay
La découverte des autres objets transneptuniens
En 1987, une équipe du MIT se lance dans la recherche d’autres planètes dans le système
solaire. Au bout de 5 ans, on détecte une nouvelle planète, puis une autre en 1993. Assez
rapidement, on découvre encore plus d’objets situés au-delà de l’orbite de Neptune, qu’on
a appelés les objets transneptuniens.
Les plus gros objets transneptuniens sont
Pluton
Éris
Makemake
2007 OR10
Hauméa
Charon (satellite de
Pluton)
2002 TC302
Sedna
Quaoar
Orcus
Diamètre (km)
approximatif
2375
2325
1440
1420
1240
1200
Demi-grand axe
(UA)
39,3
68,0
45,8
67,2
43,1
39,3
Excentricité
1150
1000
1000
920
55,5
519
43,4
39,2
0,294
0,853
0,039
0,227
0,245
0,436
0,159
0,500
0,195
0,245
On pense que Triton (diamètre = 2700 km) est un objet transneptunien capturé par Neptune,
ce qui expliquerait son orbite rétrograde.
en.wikipedia.org/wiki/File:TheTransneptunians_Size_Albedo_Color.svg
Ces découvertes ont forcé l’union astronomique internationale à revoir sa définition de
planète en 2006. Pluton a ainsi perdu son statut de planète parce qu’elle n’est pas seule sur
son orbite, comme Cérès dans la ceinture d’astéroïde. Elle est alors devenue une planète
Version 2016
Luc Tremblay
naine. Seulement Pluton, Éris, Makemake et Hauméa ont actuellement le statut de planète
naine, bien que plusieurs autres pourront accéder à ce titre au cours des prochaines années.
Distribution des objets transneptuniens
On connait actuellement 1491 objets transneptuniens (27 juin 2016). Voici la distribution
de ces objets dans le système solaire.
commons.wikimedia.org/wiki/File:Outersolarsystem_objectpositions_labels_comp-fr.png
Les objets transneptuniens sont en vert alors que les centaures sont en orange.
Généralement, ces objets ont des demi-grands axes se situant entre 30 et 50 UA, dans une
région appelée la ceinture de Kuiper. Cela ressemble à la ceinture d’astéroïdes, mais
étendue sur une zone beaucoup plus vaste. On estime que cette région pourrait contenir
jusqu’à 100 000 objets de plus de 100 km de diamètre et que la masse totale de la ceinture
de Kuiper pourrait atteindre 200 fois la masse de la ceinture d’astéroïde (bien que cela ne
représente que 10 % de la masse de la Terre).
Le nombre d’objets dans la ceinture de Kuiper s’effondre brutalement à une distance de
50 UA du Soleil. On ne sait pas pourquoi il en est ainsi. Il y a peut-être une planète plus
importante qui « fait le ménage » dans cette région.
On estime qu’il pourrait y avoir 200 planètes naines dans la ceinture de Kuiper et 10 000
en tout au-delà de l’orbite de Neptune.
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Historique
À l’occasion, un spectacle incroyable est visible dans le ciel. Il s’agit d’une comète.
L’image suivante vous montre la comète de Hale-Bopp, visible en 1997.
www.astropix.com/HTML/SHOWCASE/970401.HTM
Le nom de comète vient du grec kome, signifiant cheveux.
Comme on pensait, avant le 16e siècle, que les cieux étaient immuables, on associait les
comètes à un quelconque phénomène météorologique. Les observations d’une comète par
Tycho Brahe en 1577 ne laissaient cependant aucun doute : les comètes ne sont pas un
phénomène météorologique puisqu’elles étaient au moins 4 fois plus loin que la Lune selon
les mesures de Brahe.
En 1610, William Lower proposa que les comètes suivent aussi les lois de Kepler et se
déplacent sur des orbites elliptiques autour du Soleil. Il lançait ainsi un débat sur la
trajectoire des comètes qui ne fut vraiment résolu qu’avec la publication des lois de Newton
en 1687. À partir de ce moment, il devenait clair que les orbites des comètes suivaient les
mêmes règles que celles des planètes. Cependant, les orbites des comètes sont
généralement des ellipses beaucoup plus excentriques avec un périhélie tout près du Soleil
et un aphélie loin et parfois même très loin, du Soleil.
Version 2016
Luc Tremblay
En 1705, Edmund Halley appliqua les méthodes données par Newton pour déterminer
l’orbite des comètes à 23 apparitions de comètes qui se produisirent entre 1337 et 1698. Il
nota alors que 3 de ces comètes (apparues en 1531, 1607 et 1682) avaient des orbites
passablement identiques. En parvenant à attribuer les petites différences aux effets
perturbateurs de Jupiter, il en vint à la conclusion qu’il s’agissait de 3 passages de la même
comète. Halley put alors prévoir les détails du retour de sa comète en 1759. Quand elle
revint effectivement à cette date et passa à l’endroit prévu dans le ciel, on lui donna le nom
de comète de Halley (Halley était mort depuis 1742).
Nature des comètes
Parlons premièrement du noyau de la comète. Les noyaux sont des petits objets formés de
roche et de glace, une composition similaire aux astéroïdes centaures ou aux petits objets
que l’on trouve dans la ceinture de Kuiper. À la surface, on retrouve une croute de roche
et de poussière très sombre, ce qui donne au noyau un albédo très faible. C’est pour cela
qu’on réfère souvent à ces noyaux comme étant de grosses boules de neige sale. Ces noyaux
ont des diamètres variant d’une centaine de mètres à plusieurs dizaines de kilomètres. Par
exemple, la comète de Halley est un petit corps dont les dimensions sont de 16 km x 8 km
x 7 km. L’image suivante montre le noyau de la comète Tempel 1, dont le diamètre est
d’environ 6 km.
en.wikipedia.org/wiki/Tempel_1
Quand la comète est loin du Soleil, le noyau suit simplement son orbite, et il n’est pas très
différent d’un astéroïde. Ce noyau est alors très difficile à voir, car sa surface réfléchit peu
la lumière. Le noyau de la comète de Halley ne reflète que 4 % de la lumière qu’il reçoit.
En s’approchant du Soleil, la température du noyau augmente de telle sorte que la glace
commence à se sublimer quand la comète est à moins de 4 UA du Soleil. Plus précisément,
Version 2016
Luc Tremblay
le Soleil chauffe la croute sombre à la surface, ce qui réchauffe la glace sous cette croute.
La glace se sublime alors et traverse la croute en formant des jets, un peu comme des
geysers de vapeur. Ces jets de gaz entrainent aussi de la poussière avec eux.
physics.uoregon.edu/~jimbrau/astr121/Notes/Chapter14.html
Le rythme de perte de masse du noyau est généralement autour de 20 tonnes/s pour le gaz
et de 5 tonnes par secondes pour la poussière. Au bout de plusieurs passages, il n’y aura
plus de glace et la comète deviendra un simple astéroïde rocheux. Cette façon de perdre de
la masse donne une structure très poreuse au noyau avec une densité faible de l’ordre de
100 kg/m².
La vapeur d’eau dégagée par le noyau commence à former une atmosphère très peu dense
autour du noyau, appelée la chevelure ou coma. La chevelure peut atteindre presque la
taille du Soleil. Une partie des gaz
est ionisée par le rayonnement UV
du Soleil, ce qui rend la chevelure
très brillante.
Une partie de la chevelure est
aussi repoussée par le vent solaire
et la pression de radiation du
Soleil pour s’étirer et former la
queue de la comète.
www.devoir-de-philosophie.com/dissertationcometes-sciences-techniques-118358.html
Version 2016
Luc Tremblay
La direction de la queue n’a rien à voir avec la direction vers laquelle la comète se déplace.
Comme c’est le Soleil qui repousse la vapeur, la queue est toujours dans la direction
opposée au Soleil.
chez.pierrot.perso.neuf.fr/astro10.html
En fait, il peut y avoir deux queues pointant dans des directions différentes parce que les
gaz ionisés sont aussi influencés par le champ magnétique solaire. On peut voir ces deux
queues sur l’image de la comète Hale-Bopp.
verhaal140.wordpress.com/2012/03/
Version 2016
Luc Tremblay
La queue peut ainsi s’étirer pour avoir une longueur allant jusqu’à 300 millions de km
(2 UA).
Le 27 juin 2016, 3890 comètes étaient répertoriées.
L’orbite des comètes
Orbites possibles
On se rappelle que l’orbite elliptique n’est pas la seule orbite possible selon la physique de
Newton. On peut aussi obtenir des orbites paraboliques et hyperboliques. Par définition,
on a
Trajectoire
Circulaire
Elliptique
Parabolique
Hyperbolique
Excentricité
0
0<e<1
1
e>1
On peut facilement déterminer l’excentricité à partir de la vitesse de la comète quand elle
est au plus près du Soleil.
e
v 2p rp
GM c
1
Ainsi, pour l’orbite elliptique, on doit avoir
en.wikibooks.org/wiki/Astrodynamics/Orbit_Basics
Pour l’orbite parabolique on doit avoir
Version 2016
Luc Tremblay
alors que pour l’orbite hyperbolique, on doit avoir
L’énergie mécanique est
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Luc Tremblay
Emec  
GmM  1  e 
2rp
Ainsi, on a les énergies suivantes selon le type d’orbite
Trajectoire
Circulaire et elliptique
Parabolique
Hyperbolique
Énergie
Négative
0
Positive
Les astres sur des orbites circulaires ou elliptiques ont des énergies négatives. Cela signifie
que l’objet en orbite ne peut pas s’éloigner infiniment du Soleil. Rappelez-vous, un objet
ne peut pas aller à un endroit où l’énergie potentielle est supérieure à son énergie
mécanique. Comme l’énergie gravitationnelle du Soleil est nulle quand on très loin du
Soleil, les objets qui ont énergie négative doivent rester près du Soleil.
Par contre, les astres sur des trajectoires paraboliques ou hyperboliques peuvent s’éloigner
du Soleil. Ces astres arrivent donc des confins de l’univers pour faire un seul passage près
du Soleil pour repartir ensuite très loin du Soleil.
Comètes sur des orbites elliptiques
Les comètes qui ont une orbite elliptique ont presque toujours des excentricités très élevées
(mais rappelez-vous que l’excentricité de ces orbites elliptiques est entre 0 et 1). La très
grande majorité de comètes sont sur des orbites avec des excentricités supérieures à 0,900.
Par exemple, la comète de Halley est une comète sur une orbite elliptique. La distance entre
la comète et le Soleil au périgée est de 0,586 UA alors qu’elle est de 35,1 UA à l’aphélie,
pour une excentricité de 0,967.
www.uwgb.edu/dutchs/PLANETS/Comets.HTM
Version 2016
Luc Tremblay
En voici quelques autres.
www.wingmakers.co.nz/universe/solar_system/Comets.html
Certaines ont des périodes assez courtes. Les comètes ayant une période inférieure à
200 ans sont appelées les comètes à courte période. La comète de Halley, avec une période
de 76 ans, est une comète à courte période. Très souvent, le plan de leur orbite est assez
près du plan de l’écliptique. Un peu plus de 500 comètes à courtes périodes sont connues.
Si la période est supérieure à 200 ans, on parle d’une comète à longue période. Les périodes
peuvent même atteindre quelques millions d’années. Par exemple, la comète de Hale-Bopp
a une période d’un peu plus
de 2500 ans, ce qui
l’amènera à une distance de
371 UA du Soleil à
l’aphélie. Les orbites de ces
comètes ne sont pas
nécessairement dans le plan
de l’écliptique. Voyez, par
exemple, la trajectoire de la
comète Hale-Bopp. Le plan
de l’orbite de cette comète
est très incliné par rapport au
plan de l’écliptique.
eduscol.education.fr/planeto/pedago/systsol/cometes.htm
Version 2016
Luc Tremblay
Comètes sur des trajectoires paraboliques et hyperboliques
On a une trajectoire parabolique quand la comète, initialement très loin du Soleil avec une
vitesse pratiquement nulle, s’approche du Soleil pour faire un seul passage. Elle s’éloigne
ensuite pour retourner à une distance très grande où elle arrivera avec une vitesse
pratiquement nulle.
Pour une trajectoire hyperbolique, la comète, partie d’une distance très grande avec une
certaine vitesse, s’approche du Soleil pour faire un seul passage. Elle s’éloigne ensuite pour
retourner à une distance très grande où elle arrivera avec une certaine vitesse.
Quelques comètes sont sur des orbites hyperboliques. Toutefois, on remarque toujours que
l’excentricité de ces comètes ne dépasse pas beaucoup la valeur de 1. Par exemple, la
comète Morehouse (comète visible en 1908) avait une excentricité de 1,00073. Elle ne
reviendra donc jamais. La plus grande valeur d’excentricité observée fut de 1,057
(comète C/1980 E1) et elle fut atteinte à cause d’un effet perturbateur de Jupiter.
Origine des comètes
Puisque très peu de comètes ont des excentricités supérieures à 1, cela nous indique que
les comètes proviennent rarement de l’extérieur du système solaire. Une comète libre dans
la galaxie pourrait avoir une vitesse par rapport au Soleil quand elle est loin du Soleil et
elle pourrait donc arriver avec à peu près n’importe quelle valeur d’excentricité. Comme
les excentricités des comètes ayant des orbites hyperboliques et des orbites elliptiques à
longue période sont toujours près de 1, cela indique que les comètes étaient initialement
loin de nous, mais avec une vitesse pratiquement nulle par rapport au Soleil. Cette vitesse
nulle par rapport au Soleil indique que les comètes proviennent du système solaire.
On pense donc que les comètes proviennent d’une vaste zone sphérique entourant le
système solaire, une région appelée le nuage d’Oort. Ce nuage commencerait peut-être à
une distance de 2000 UA pour se terminer à une distance de 70 000 UA (0,8 al) du Soleil.
Version 2016
Luc Tremblay
commons.wikimedia.org/wiki/File:Oort_cloud_Sedna_orbit-fr.svg
Des perturbations entre les objets du nuage de Oort ou faites par des objets à l’extérieur du
système solaire pourraient changer complètement le mouvement d’un des noyaux de
comète dans le nuage de Oort pour le diriger vers le Soleil où il deviendra une comète à
longue période ou avec une orbite hyperbolique avec une excentricité à peine supérieure à
1.
Un passage trop près d’une planète jovienne peut ensuite complètement transformer
l’orbite de la comète pour qu’elle devienne une comète à courte période.
Il y aurait plusieurs milliers de milliards de noyaux de comète avec un diamètre supérieur
à 1 km dans le nuage d’Oort. La masse totale de tous ces noyaux ne serait cependant que
de 5 fois la masse de la Terre.
Version 2016
Luc Tremblay
Il y a de nombreux astéroïdes dans le système solaire, mais il y a encore plus de
météoroïdes. Les météoroïdes sont des objets se déplaçant dans le milieu interplanétaire
qui ont une taille se situant en 100 µm et 50 m.
Beaucoup de ces météoroïdes entrent en collision avec la Terre chaque année. On estime
qu’il tombe 100 tonnes de matériel par jour sur Terre en provenance de l’espace. La très
grande partie de cette matière qui tombe n’est constituée que de minuscules grains de
poussière, mais parfois on a affaire à des objets un peu plus gros. En moyenne, il tombe un
météoroïde de la taille d’un ballon de basketball chaque jour et un météoroïde de la taille
d’une petite voiture chaque 8 mois.
Ces météoroïdes arrivent dans l’atmosphère avec des vitesses de plusieurs kilomètres par
seconde (entre 11 et 72 km/s), ce qui va provoquer un dégagement de chaleur important
quand ils vont traverser l’atmosphère.
Étoiles filantes, météores et bolides
Quand un météoroïde arrivant de l’espace traverse l’atmosphère à grande vitesse, il
s’échauffe et devient lumineux en traçant dans le ciel une trajectoire lumineuse.
apod.nasa.gov/apod/ap081011.html
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Luc Tremblay
La trainée lumineuse sera plus ou moins importante selon la taille du météoroïde. Voici les
noms donnés à ces trainées lumineuses selon la masse de l’objet traversant l’atmosphère.
Phénomène
Masse
Altitude de la
trainée lumineuse
Étoile filante
Météore
Ordre du gramme
Ordre du
kilogramme
De 0,5 T à 10T,
parfois encore plus
110-80 km
80-50 km
Durée de la
trainée
lumineuse
1à2s
2à5s
80-13 km
5 à 40 s
Bolide
Après cette phase lumineuse dans l’atmosphère, il est possible que le météoroïde se soit
complètement volatilisé, mais il arrive parfois qu’une partie de l’objet survive à cette
traversée et aille heurter le sol. On parle alors de météorite.
Les pluies d’étoiles filantes
Bien qu’on puisse observer une étoile filante à tout moment de l’année, il y a des moments
de l’année où il y a des pluies d’étoiles filantes. Il y a une pluie d’étoiles filantes quand la
Terre passe assez près (si c’est possible) de la trajectoire d’une comète.
Quand la glace d’une comète s’évapore, elle entraine avec elle beaucoup de poussière et
de petites roches qui couvrent la surface de la comète. Ces débris finiront par se retrouver
en orbite autour du Soleil en suivant l’orbite de la comète. Quand la Terre passe près de
l’orbite de la comète, plusieurs de ces débris de comète entrent en collision avec la Terre.
www.faaq.org/bibliotheque/systemesolaire/bellt700.htm
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Les débris d’une comète frappent la Terre toujours au même endroit sur l’orbite de la Terre,
ce qui veut dire que les pluies dues à une certaine comète reviennent à la même date chaque
année. Chaque année, la Terre passe près de la trajectoire de la comète de Swift-Tuttle le
12 aout et il y a une pluie d’étoiles filantes. Cette comète a une période de 133 ans et elle
passa au périhélie pour la dernière fois en 1992.
De plus, les particules sur l’orbite de la comète frappent toutes la Terre avec le même angle,
ce qui donne l’impression que les étoiles filantes proviennent toutes du même endroit dans
le ciel. Voici, par exemple, des étoiles filantes faisant partie des perséides.
espacepourlavie.ca/perseides
Ces étoiles filantes semblent toutes provenir d’un point, appelé radiant, dans la
constellation de Persée, d’où le nom de perséides. C’est le nom donné à la pluie d’étoiles
filantes du 12 aout. On peut observer en moyenne 100 étoiles filantes à l’heure au
maximum de l’intensité des perséides.
Il y a 70 pluies d’étoiles filantes chaque année. Vous pouvez en voir la liste sur ce site.
http://fr.wikipedia.org/wiki/Pluie_de_m%C3%A9t%C3%A9ores
Les météorites
On a un météorite si une partie du météoroïde atteint le sol. On en retrouve de toutes les
tailles et ils peuvent être rocheux ou métalliques. Ce météorite tombé en Namibie est
métallique.
Version 2016
Luc Tremblay
lauragael.my.tripper-tips.com/photo/le-plus-gros-meteorite-au-monde...-22 498.html
En frappant le sol, le météorite va créer un cratère. Généralement, le diamètre du cratère
est 10 fois plus grand que le diamètre de la météorite. Voici le cratère créé par une météorite
de 3 m de diamètre le 15 septembre 2007 à Carancas au Pérou.
www.otsimrat.net/kraater/Carancas_crater.html
Version 2016
Luc Tremblay
Parfois, on n’est pas trop chanceux,
et le cratère se fait sur notre
Chevrolet, comme cela s’est produit
en 1992 à Peekskill en Pennsylvanie.
www.nyrockman.com/peekskill_metorite_car.htm
Tcheliabinsk 2013
Le 15 février 2013, un objet dont la masse se situe entre 7000 et 10 000 tonnes (diamètre
de 15 à 17 mètres) arrivant de l’espace traverse l’atmosphère au-dessus de Tcheliabinsk en
Russie.
www.francetvinfo.fr/monde/europe/video-la-pluie-de-meteorites-a-seme-la-panique-en-russie_251405.html
Ce météoroïde a toutefois explosé avant d’atteindre le sol. L’explosion, équivalent à 30 fois
la bombe atomique d’Hiroshima, s’est produite à une altitude de 20 km au-dessus de la
ville. Près d’une minute après avoir vu l’explosion, l’onde de choc arrivait sur la ville,
produisant des dommages assez importants.
Comme beaucoup de Russes ont des caméras vidéo dans leur auto, on a beaucoup de films
de la traversée du bolide dans l’atmosphère et de l’arrivée de l’onde de choc.
Version 2016
Luc Tremblay
http://www.youtube.com/watch?v=ztrU90Ub4Uw
http://www.youtube.com/watch?v=fMNVPRCzoxg
Le superbolide de Tcheliabinsk n’a aucun lien avec le passage de l’astéroïde 2012 DA14
très près de la Terre, même si ces deux évènements se sont produits le même jour.
Il peut arriver qu’un objet plus gros qu’un météoroïde (donc ayant un diamètre supérieur à
50 m) frappe la Terre. L’énergie libérée est alors plus importante et le cratère d’impact,
appelé astroblème, sera beaucoup plus imposant.
Le cratère de Barrington
Il y a 50 000 ans, un météorite de 50 mètres de diamètre frappait le sol en Arizona.
L’explosion résultante, d’une puissance de 150 fois la bombe atomique d’Hiroshima, créa
un cratère d’un diamètre variant entre 1200 et 1400 m et d’une profondeur de 170 m.
twistedsifter.com/2012/04/barringer-meteor-crater-arizona-usa/
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Luc Tremblay
Toungouska
Le 30 juin 1908, un objet d’environ 100 000 tonnes arrivant de l’espace traverse
l’atmosphère au-dessus de Toungouska en Sibérie.
fr.wikipedia.org/wiki/Événement_de_la_Toungouska
En traversant l’atmosphère, le
bolide a explosé à une altitude de
8 km, dans une explosion libérant
l’équivalent de 1000 fois la bombe
atomique
d’Hiroshima.
L’explosion rasa la toundra
jusqu’à une distance maximale de
45 km de l’explosion.
ww.sott.net/article/148819-Tunguska-the-Horns-of-the-Moon-and-Evolution
Version 2016
Luc Tremblay
passeurdesciences.blog.lemonde.fr/2013/02/15/le-jour-ou-un-meteore-a-vraiment-devaste-une-region-russe/
Chixulub
Ce cratère, d’un diamètre de 180 km, aurait été créé par la collision d’un météorite
d’environ 10 km de diamètre il y a 65 millions d’années.
C’est une collision qui libéra
beaucoup d’énergie et qui eut de
vastes conséquences à la surface de la
Terre. Une telle collision projette une
quantité importante de débris dans
l’atmosphère qui, après l’enfer de
l’explosion, bloqueront les rayons
solaires provoquant la mort des
plantes et un refroidissement de la
planète. Les conséquences de cet
impact furent responsables, du moins
en partie, de l’extinction des
dinosaures.
lyc-ferry-conflans.ac-versailles.fr/~lyonnetj/SVT/Terminales/Crise_K-T/Chicxulub.htm
Version 2016
Luc Tremblay
Le cratère est assez difficile à voir aujourd’hui, mais on détecte sa présence par les
variations du champ gravitationnel.
www.sheppardsoftware.com/Mexicoweb/factfile/Unique-facts-Mexico4.htm
Il est important de noter que ce ne sont pas tous les paléontologues qui pensent que
l’extinction des dinosaures est due à la chute d’un météorite. D’autres mécanismes
d’extinction probables ont été proposés et le débat se poursuit.
Les cratères au Québec
Il y a plusieurs cratères au Québec.
Examinons-en 3 ici.
www.miguasha.ca/mig-fr/lextinction_de_la_fin_du_devonien.php
Version 2016
Luc Tremblay
Le plus récent est le cratère de Pingualuit, aussi appelé cratère du Nouveau-Québec. Âgé
d’à peine 1,6 million d’années, il a un diamètre de 3,44 km et une profondeur de 400 m.
fr.wikipedia.org/wiki/Cratère_des_Pingualuit
Un des plus grands cratères du monde (le 6e plus grand) est le cratère de Manicouagan.
Âgé de 214 millions d’années, il a un diamètre de 72 km et aurait été fait par un astéroïde
de 5 km de diamètre.
fr.wikipedia.org/wiki/Réservoir_Manicouagan
Version 2016
Luc Tremblay
Le cratère de Manicouagan montre clairement un phénomène se produisant avec les grands
cratères : la remontée du centre du cratère après l’impact. L’impact compresse beaucoup
les roches et la croute terrestre au centre du cratère. Quand ces roches et la croute se
décompressent lentement par la suite, le centre du cratère remonte, formant un pic rocheux
au centre du cratère. On remarque ces pics rocheux dans tous les grands cratères, incluant
ceux sur la Lune, comme on peut le voir sur cette image du cratère Tycho.
www.cieletespace.fr/node/6031
Le cratère le plus accessible est sans aucun doute le cratère de Charlevoix, vieux de 325
millions d’années. D’un diamètre de 56 km, il aurait été créé par un impacteur de 2 km de
diamètre.
Version 2016
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www.lessourcesjoyeuses.com/organisme.html
La fréquence des impacts majeurs
Beaucoup des cratères présentés précédemment résultent d’impacts importants ayant eu
des conséquences majeures sur Terre. Certains sont même en partie responsables de
grandes extinctions d’animaux. Évidemment, cela nous amène à nous demander si ces
impacts se produisent souvent. C’est à cette question que répondent le graphique et le
tableau suivants.
Version 2016
Luc Tremblay
www.astrosurf.com/luxorion/impacts4.htm
Taille
Puissance de l’impact
Période
Diamètre du cratère
(en MT de TNT)
(ans)
5m
0,006
4
Explose à 40 km d’altitude
10 m
0,050
20
50 m
6
650
100 m
50
3 000
1,2 km
250 m
750
25 000
4 km
500 m
6000
100 000
7 km
1 km
50 000
500 000
14 km
10 km
50 000 000
100 000 000
140 km
(À titre de comparaison, la puissance de la bombe atomique d’Hiroshima fut d’environ
0,015 MT de TNT.)
(Cette table suppose que le météorite est rocheux, qu’il a une densité de 2600 kg/m³, une
vitesse de 17 km/s et qu’il arrive vers le sol avec un angle de 45°. Source :
en.wikipedia.org/wiki/Impact_event.)
Les évènements similaires à celui de Toungouska se produisent donc environ une fois par
100 ans, ceux similaires au cratère de Barrington (Meteor crater sur la figure) se produisent
une fois par 1000 ans, alors que des évènements similaires à celui de Chixulub (C/T sur la
figure) se produisent en moyenne une fois par 100 millions d’années.
Version 2016
Luc Tremblay
Un météorite doit avoir au moins une taille d’environ 200 m et libérer une énergie de 1019 J
pour qu’il y ait assez de poussière projetée dans l’atmosphère pour qu’il y ait des effets
climatiques importants à la surface de la Terre. Cela se produit, en moyenne, tous les
25 000 ans environ.
On peut dire avec assez d’assurance qu’un météorite de 500 m de diamètre ferait des
millions de morts alors qu’on atteindrait fort probablement le milliard de victimes avec un
météorite de 1 km de diamètre.
Un impact de comète sur Jupiter
En juillet 1994, la comète Shoemaker-Levy 9 entrait en collision avec Jupiter. En fait, la
comète avait déjà été capturée par Jupiter et tournait en orbite autour de la planète. La
comète avait éclaté en morceau en passant à l’intérieur de la limite de Roche de Jupiter lors
d’une périapside précédente en 1992. Il arrive parfois que des comètes éclatent en morceau
quand elle s’approche trop d’un autre corps. On a vu parfois des comètes éclatées en
morceaux lors de leur passage au périhélie. Voici les différents fragments de cette comète
se suivant sur l’orbite de la comète.
/fr.wikipedia.org/wiki/Comète_Shoemaker-Levy_9
Ces fragments ont ensuite percuté Jupiter à tour de rôle en 1994, laissant de grandes
marques dans l’atmosphère de Jupiter.
www.cfa.harvard.edu/~jhora/mirac/sl9raw.html
Version 2016
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fr.wikipedia.org/wiki/Comète_Shoemaker-Levy_9
Le plus grand de ces fragments, d’un diamètre de 2 km, aurait creusé un cratère d’une
cinquantaine de km de diamètre s’il avait frappé la surface de la Terre. Il aurait alors eu un
impact majeur sur le climat de la Terre.
L’effondrement du nuage
Il y a environ 4,6 milliards d’années, un nuage de gaz ayant un diamètre de près de
70 années-lumière commença sa contraction, entrainant ainsi la formation de nombreuses
étoiles, dont le Soleil. Il semble que des étoiles très massives sont nées en même temps que
le Soleil, car on détecte des traces d’éléments radioactifs produits par des supernovas dans
des météorites. La proportion d’éléments radioactifs permet de les dater et cette datation
indique que ces supernovas se sont produites il y a 4,6 milliards d’années. (On se rappelle
que les étoiles très massives vivent très peu de temps et qu’elles sont donc devenues des
supernovas très peu de temps après la formation de l’étoile.) Il n’est pas exclu que l’onde
de choc d’une de ces supernovas ait provoqué la contraction du fragment de nuage qui a
donné naissance au système solaire, mais il est également possible que le nuage ait
commencé à se concentrer avant les explosions de supernova.
On estime que le Soleil est une des 1000 à 10 000 étoiles qui naquirent suite à la contraction
du nuage de gaz. Cet amas commença à se disperser environ 500 millions d’années après
sa formation.
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Le disque protoplanétaire
Nous avons déjà vu, quand nous avons discuté de la formation des étoiles, qu’une partie de
la matière du fragment de nuage original finissait par former un disque de matière autour
de l’étoile. C’est le disque protoplanétaire.
web.njit.edu/~gary/320/Lecture11.html
En effet, la vitesse angulaire augmente continuellement avec la contraction du nuage, de
sorte qu’à un certain moment, la vitesse devient suffisamment grande pour que la matière
soit en orbite autour de l’étoile. De plus, la force gravitationnelle, qui fait la force
centripète, fait aussi une force qui amène la matière dans un plan perpendiculaire à l’axe
de rotation.
Dans le cas du système solaire, c’est ce plan qui deviendra le plan de l’écliptique.
Il y a beaucoup de gaz dans ce disque, mais il y a aussi de la matière rocheuse et de la
matière métallique. Il y a aussi de la glace, mais seulement à partir d’une certaine distance
de l’étoile. (Il fait trop chaud près de l’étoile pour qu’il y ait de la glace.)
Version 2016
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100 000 ans après le début de la contraction du fragment du nuage qui donna naissance au
Soleil, on a un Soleil dans sa phase T tauri (l’énergie est alors obtenue par contraction
gravitationnelle et les réactions nucléaires ne sont pas encore commencées) entouré d’un
disque de matière d’un diamètre approximatif de 200 UA. Il faudra attendre 50 millions
d’années avant que les réactions nucléaires ne commencent dans le Soleil et qu’il cesse
d’être une T tauri pour devenir une véritable étoile.
La formation des planètes
Les planétésimaux
La formation des planètes commence par l’accrétion de matière. On obtient alors des petits
objets d’un rayon pouvant aller jusqu’à quelques kilomètres. On appelle ces objets des
planétésimaux.
À moins de 5 UA du Soleil, il fait tellement chaud que les glaces se sont évaporées. Il ne
reste que de la roche et du métal pour former les planétésimaux.
Plus loin, la température est moins élevée et les glaces restent solides. Ces glaces, très
abondantes, permettent la formation de planétésimaux, composés maintenant de roches, de
métaux et de glaces, beaucoup plus massifs que ceux qui se forment près du Soleil.
Partout dans le disque, il y a aussi du gaz, mais les planétésimaux ne peuvent le capturer.
Les embryons planétaires
Les planétésimaux grossissent ensuite en accumulant continuellement de la matière. Plus
le planétésimal est gros, plus il accumule de la matière efficacement, le rythme
d’accumulation étant propositionnel à R4. Les plus gros planétésimaux grossissent donc
Version 2016
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plus vite que les plus petits. Quelques dizaines de milliers d’années plus tard, quelques
planétésimaux atteignent un diamètre de 1000 km et deviennent des embryons planétaires.
À partir de ce moment, les embryons continuent à accumuler de la matière alors que les
planétésimaux plus petits ne peuvent plus rien accumuler.
À la fin de cette phase dans le système solaire à moins de 5 UA du Soleil, pratiquement
toute la matière se retrouve dans environ 200 embryons d’une masse d’environ 0,05 masse
terrestre chacun.
Les planètes
Les embryons et les planétésimaux deviennent alors assez massifs pour que les
perturbations deviennent importantes, de sorte que leurs orbites deviennent chaotiques.
Cela amène l’éjection du système solaire d’une bonne partie des planétésimaux restants et
d’environ la moitié des embryons. Elles amènent surtout des embryons à entrer en collision
entre eux pour fusionner.
www.astronomy-education.com/index.php?page=2&id=375 l
Nous avons déjà mentionné ce genre de collision pour expliquer la formation de la Lune.
Les planètes telluriques
Les planètes telluriques se forment près du Soleil où les planétésimaux sont composés
uniquement de roche et de métal. Il fait trop chaud pour que les éléments formant
normalement des glaces soient solides et ils se retrouvent sous forme de gaz. Quant au gaz,
il avait déjà commencé à être éliminé de cette région par des vents solaires importants. Il
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n’en reste plus beaucoup quand les planètes atteignent une taille importante. De toute
façon, le gaz est trop chaud pour que les planètes puissent retenir ce gaz.
Comme les roches et les métaux sont relativement rares dans la nébuleuse originale (0,6 %
de la matière), il ne reste pas tellement de matière une fois la glace et les gaz éliminés. Les
planètes telluriques ne peuvent donc pas être très grosses et elles ne contiennent pas d’eau
initialement. Avec les fusions d’embryons, il ne restera, au bout d’une centaine de millions
d’années, que les 5 planètes telluriques (en comptant la Lune).
Pendant leur formation, les planètes telluriques baignent dans un gaz qu’elles ne peuvent
capturer puisqu’il est trop chaud. Ce gaz tourne moins vite autour du Soleil que les planètes,
car la pression de radiation vient annuler une partie de la force de gravitation diminuant
ainsi la force centripète. Ce gaz tournant moins vite fait une friction sur les planètes, qui
perdent lentement de la vitesse et les amènent sur des orbites de plus en plus près du Soleil.
Les planètes joviennes
La présence de glace à 5 UA et plus du Soleil amènera la formation d’embryons plus
massifs par un procédé identique à la formation des embryons des planètes telluriques. Ces
embryons fusionneront ensuite pour former des planètes de masse plus importante que celle
des planètes telluriques. Une masse des planètes plus importante, combinée à une
température du gaz inférieure, permettra aux planètes de commencer à accumuler aussi du
gaz. Ce gaz étant très abondant, on obtient des planètes très massives comme Jupiter,
Saturne, Uranus et Neptune.
Les planètes accumulent du gaz en formant un disque autour de la protoplanète, exactement
comme cela s’est produit lors de la formation du disque protoplanétaire autour du Soleil.
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Une bonne partie de la matière de ce disque finira dans la planète, mais un peu de roche et
de glace de ce disque finira par former des satellites en orbite autour de la planète. C’est
ainsi que les 4 satellites galiléens se formèrent autour de Jupiter.
Jupiter s’est formé le plus rapidement. Jupiter est très massive parce qu’elle est à peine plus
loin que la distance du Soleil à laquelle la température est assez basse pour que la glace
soit sous forme solide. La condensation de la glace à cet endroit a créé une zone de basse
pression à 5 UA du Soleil où la matière s’est accumulée, permettant ainsi à Jupiter
d’accumuler beaucoup de matière.
Plus on s’éloigne du Soleil, et plus la planète gazeuse se forme lentement. Uranus et
Neptune ont ainsi accumulé moins de gaz parce que les étoiles dans leur phase de T tauri
ont un vent solaire très puissant qui repousse le gaz qui les entoure. C’est ce vent solaire
qui a fini par éliminer le gaz dans le système solaire de sorte qu’il y en avait beaucoup
moins autour du Soleil au bout de 3 à 10 millions d’années. Uranus et Neptune ont pris
tellement de temps à se former qu’il n’y avait plus beaucoup de gaz à accumuler quand
elles ont atteint une masse suffisante pour leur permettre d’accumuler du gaz.
La migration de Neptune et Uranus
Les simulations montrent qu’Uranus et Neptune n’auraient pas pu se former à l’endroit où
elles se trouvent actuellement. L’énorme période orbitale à cette distance du Soleil fait
qu’elles auraient pris beaucoup trop de temps pour former un noyau de roches et de glaces
important et le gaz de la nébuleuse solaire aurait été complètement éliminé quand ces
planètes auraient eu une masse suffisante pour accumuler des gaz.
On a donc développé un modèle (le modèle de Nice) de formation dans lequel ces planètes
se forment plus près du Soleil que leur position actuelle. Voici une image montrant où se
sont formées ces planètes au départ.
Version 2016
Luc Tremblay
en.wikipedia.org/wiki/Formation_and_evolution_of_the_Solar_System
Jupiter (orbite en vert lime) est presque à sa position actuelle à 5 UA du Soleil, mais Saturne
(orbite en orange) est à 8 UA du Soleil (9,5 UA maintenant), Neptune (orbite en bleu foncé)
est à 12 UA (30 UA actuellement) et Uranus (orbite en turquoise) est à 16 UA (19 UA
actuellement). Vous avez bien lu, Neptune est plus près du Soleil qu’Uranus. La ceinture
de Kuiper est aussi beaucoup plus près du Soleil que maintenant (20 à 35 UA,
comparativement à 30 à 50 UA actuellement) et beaucoup plus dense. Évidemment, ces
distances sont très approximatives.
Étant sur des orbites ayant de grandes périodes, les petits objets de la ceinture de Kuiper
n’ont pas eu le temps de s’agglomérer pour former des planètes.
L’interaction gravitationnelle entre les planètes et les planétésimaux qui restaient a changé
lentement les orbites de ces planètes. Jupiter s’approche un peu du Soleil alors que Saturne
s’en éloigne. Cela se poursuit jusqu’à ce que Jupiter entre en résonance orbitale 2 : 1
(Jupiter fait 2 tours autour du Soleil pendant que Saturne en fait 1). Cette résonance rend
les orbites de Jupiter et Saturne beaucoup plus excentriques, déstabilisant ainsi tout le
système solaire externe (partie du système solaire situé plus loin que la ceinture
d’astéroïdes). Cela modifie les orbites d’Uranus et Neptune en les faisant grandir, poussant
même Neptune sur une orbite plus grande que celle d’Uranus.
Version 2016
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Neptune et Uranus se sont alors retrouvés dans la ceinture de Kuiper, perturbant fortement
le mouvement de ces petits objets. Neptune en profite alors pour capturer Triton.
Beaucoup d’objets de la ceinture de Kuiper ont alors été dispersés et certains ont même été
éjectés du système solaire. 99 % de la masse de la ceinture de Kuiper aurait ainsi été
dispersée.
Il resta alors une ceinture de Kuiper beaucoup moins dense et située entre 30 et 50 UA du
Soleil.
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Ce scénario reste très hypothétique pour l’instant. Il a cependant l’avantage d’expliquer
beaucoup de caractéristiques du système solaire. Il explique ainsi la faible masse de la
ceinture de Kuiper et la résonance orbitale 3 : 2 entre Neptune et Pluton. Il explique
également la période de bombardement intense des planètes qui s’est produite au début du
système solaire. En perturbant les orbites des objets de la ceinture de Kuiper dans toutes
les directions, plusieurs de ces objets sont allés percuter des planètes, créant ainsi de très
nombreux cratères. Ce bombardement intense s’est produit 500 à 600 millions d’années
après la formation du Soleil.
La ceinture d’astéroïdes
La région actuellement occupée par la ceinture d’astéroïdes était initialement plus massive.
La masse totale des objets de cette région devait être initialement de 2 à 3 fois la masse de
la Terre et un bon nombre de planétésimaux se sont effectivement formés dans cette région.
Ces planétésimaux se sont ensuite regroupés pour former de 20 à 30 embryons de planète
de masses variant entre celle de la Lune et celle de Mars. C’est à partir de ce moment, soit
3 millions d’années après la formation du Soleil, que l’évolution de cette région devient
différente.
Les résonances orbitales entre ces protoplanètes et Jupiter (et Saturne dans une moindre
mesure) sont particulièrement importantes dans cette région. Les résonances modifient les
orbites des protoplanètes, ce qui les sort de la ceinture d’astéroïdes. Avec la migration de
Jupiter et de Saturne, les résonances balaient littéralement la ceinture d’astéroïdes,
perturbant toutes les protoplanètes de la ceinture, les éjectant de la ceinture ou en les
amenant plutôt dans le système solaire interne (région plus près du Soleil que la ceinture
d’astéroïdes) où elles participeront à la formation des planètes telluriques. L’eau à la
surface de la Terre proviendrait en bonne partie d’objets arrivant de la ceinture d’astéroïdes
contenant de l’eau et entrant en collision avec la Terre.
À la fin de ce processus, tellement de matière a été éjectée de la ceinture d’astéroïde que la
masse de la ceinture d’astéroïde n’est plus que 0,05 % de la masse de la Terre.
Les autres systèmes planétaires
Les modèles de formation de systèmes planétaires vont surement s’améliorer avec la
découverte des exoplanètes. En effet, il faudra trouver une façon d’expliquer la migration
assez importante de planètes gazeuses très massives pour qu’elles se retrouvent tout près
de l’étoile, comme on observe parfois dans certains systèmes.
Par exemple, le système planétaire d’upsilon andromedæ est bien différent du système
solaire, avec des planètes plus massives que Jupiter très près de l’étoile. Le fait qu’upsilon
andromedæ soit une étoile double est peut-être responsable d’une distribution très
différente des planètes.
Version 2016
Luc Tremblay
www.secret-realite.net/index.php?mod=articles&ac=commentaires&id=1286
C’est une histoire à suivre.
Condition pour avoir une orbite elliptique
Emec  0
Condition pour avoir une orbite parabolique
Emec  0
Condition pour avoir une orbite hyperbolique
Emec  0
Excentricité d’une orbite
e
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v 2p rp
GM c
1
Luc Tremblay
15.3 Les comètes
1. En comptant les gaz et la poussière, la comète de Halley perd 25 tonnes par seconde
lors de ses passages près du Soleil. À chaque passage, elle perd ainsi de la masse
pendant environ 1 an. Combien de passage la comète peut-elle faire avant d’épuiser
ses réserves si le noyau a une masse initiale de 1014 kg ?
2. Voici la position et la vitesse d’une comète.
Est-ce que cette comète est sur une orbite elliptique, parabolique ou hyperbolique ?
15.3 Les comètes
1. 127
2. elliptique
Version 2016

15-Les autres objets du système solaire

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