Les composants de l’Univers

La Terre, troisième planète du Système solaire, est un monde unique en son genre. Son histoire, sa structure et son évolution en font un objet d’étude passionnant pour les astronomes et les géologues.

Origine et évolution :

La Terre et les autres planètes du Système solaire se sont formées il y a environ 4,5 milliards d’années, par accrétion dans le disque protoplanétaire entourant le jeune Soleil.

Les bombardements météoritiques intenses des premiers temps sur la Terre ont contribué à son échauffement interne, permettant la différenciation en un noyau métallique, un manteau rocheux et une croûte. Au fil du temps, l’activité volcanique a libéré les gaz qui ont formé l’atmosphère primitive. L’eau, essentielle à l’émergence de la vie, pourrait provenir des comètes qui se sont écrasées sur Terre après la période d’accrétion.

Caractéristiques physiques :

• Taille et masse : La Terre a un rayon moyen de 6 371 km et une masse de 5,97 × 10²⁴ kg.
• Forme : Bien que souvent représentée comme une sphère parfaite, la Terre est légèrement aplatie aux pôles (-14 km) et renflée à l’équateur (+7 km) en raison de sa rotation.
• Orbite : La Terre décrit une ellipse autour du Soleil. Cette ellipse est quasi-circulaire. Son excentricité varie sur de longues périodes (des dizaines de milliers d’années), de 0 à 0,07, en raison des interactions gravitationnelles avec les autres planètes du Système solaire (valeur actuelle d’environ 0,0167).
• Distance Terre-Soleil :
  • • Distance moyenne : 149,6 millions de kilomètres, soit 1 unité-astronomique (ua), ou environ 8 minutes-lumière.
    • Distance minimale (périgée) : environ 147 millions de kilomètres.
    • Distance maximale (aphélie) : environ 152 millions de kilomètres.
• Inclinaison : L’axe de rotation de la Terre est incliné d’environ 23,5° par rapport à la perpendiculaire au plan de son orbite. Cette inclinaison est à l’origine des saisons.
• Durée de l’année sidérale : 365,256 jours
• Durée du jour sidéral : 23 heures 56 minutes 4 secondes
• Gravité de surface : 9,81 m/s² (soit 1g)
• Température moyenne de surface : Environ 15°C en moyenne globale. Mais les températures varient significativement localement (de 57 à -89°C) en fonction de l’alternance jour/nuit, des saisons, de la latitude et de l’altitude.

Structure interne

La Terre, bien que nous y vivions, reste en grande partie un mystère. Cependant, grâce à l’étude des ondes sismiques et aux avancées en géophysique, nous avons une idée assez précise de sa structure interne. Celle-ci se présente sous forme de couches concentriques, chacune avec ses caractéristiques propres.

La Croûte: C’est la couche la plus externe et la plus fine, représentant moins de 1% du volume terrestre. Sa profondeur varie entre 5 km sous les océans et 70 km sous les continents. Composée principalement de roches silicatées, la croûte est divisée en croûte océanique (plus dense, basaltique) et croûte continentale (moins dense, granitique). Les températures y sont relativement faibles, mais augmentent avec la profondeur, atteignant environ 1 200°C à la limite inférieure.

Le Manteau: Constituant environ 84% du volume terrestre, le manteau est la couche intermédiaire. Il s’étend de la base de la croûte jusqu’à environ 2 900 km de profondeur. Le manteau est principalement composé de silicates de fer et de magnésium. On distingue le manteau supérieur, plus proche de la surface et partiellement fondu, de l’asthénosphère (couche ductile où se produisent les mouvements des plaques tectoniques), et le manteau inférieur, solide et plus dense. Les températures dans le manteau peuvent atteindre plusieurs milliers de degrés Celsius.

Le Noyau: Situé au centre de la Terre, le noyau représente environ 16% du volume total. Il est divisé en deux parties : le noyau externe liquide, composé principalement de fer et de nickel, et le noyau interne solide, également composé de fer et de nickel mais sous forme cristallisée. Le noyau externe est responsable du champ magnétique terrestre. Les températures au cœur du noyau peuvent dépasser les 6 000°C, et les pressions sont extrêmes, atteignant plusieurs millions d’atmosphères.

Les Discontinuités: Les différentes couches de la Terre sont séparées par des « discontinuités », des zones où les propriétés physiques des matériaux changent brusquement. La discontinuité de Mohorovičić (Moho) marque la limite entre la croûte et le manteau. La discontinuité de Gutenberg sépare le manteau du noyau externe. Enfin, la discontinuité de Lehmann sépare le noyau externe du noyau interne.

Tableau récapitulatif (valeurs approximatives) :

L’atmosphère terrestre, cette enveloppe gazeuse qui entoure notre planète, est loin d’être homogène. Elle se divise en plusieurs couches successives, chacune présentant des caractéristiques physico-chimiques spécifiques. Ces couches sont délimitées par des variations abruptes de température et de composition.

• Troposphère: C’est la couche la plus basse et la plus dense, où se concentre la quasi-totalité de la vapeur d’eau et des phénomènes météorologiques. Son altitude varie de 8 km aux pôles à 18 km à l’équateur. La température décroît avec l’altitude, de l’ordre de 6°C par kilomètre en moyenne. Les mouvements d’air sont très actifs, entraînant des phénomènes comme les vents et les nuages.

• Stratosphère: Au-dessus de la troposphère, la température augmente avec l’altitude. Cette hausse est due à l’absorption des rayons ultraviolets par la couche d’ozone, située dans la partie supérieure de la stratosphère. La pression est beaucoup plus faible que dans la troposphère. Les mouvements d’air y sont horizontaux.

• Mésosphère: La température décroît à nouveau avec l’altitude dans cette couche. C’est la couche la plus froide de l’atmosphère. Les météores se consument généralement dans la mésosphère.

• Thermosphère: La température augmente très fortement avec l’altitude, atteignant des milliers de degrés. Cette hausse est due à l’absorption des rayons X et ultraviolets par les atomes et les molécules de cette couche. L’ionosphère est une région située principalement dans la thermosphère, dans laquelle les particules sont ionisées par le rayonnement solaire (environ 80 à 1000km d’altitude). Cette ionisation joue un rôle important dans la propagation des ondes radio.

• Exosphère: C’est la couche la plus externe, de laquelle les atomes et les molécules peuvent s’échapper dans l’espace. Il n’y a pas de limite précise entre l’exosphère et l’espace interplanétaire.

Tableau récapitulatif :

• Orbite : La Lune tourne autour de la Terre sur une orbite elliptique, à une distance moyenne d’environ 384 400 km, soit 1,3 secondes-lumière.
  • • • Périgée : 356 400 km
      • Apogée : 405 500 km
• Inclinaison : Le plan orbital de la Lune est incliné de 5,15° par rapport à l’écliptique (plan de l’orbite terrestre autour du Soleil) et son axe de rotation est presque perpendiculaire à ce plan (inclinaison de 1,5°).
• Synchronisation Terre-Lune : Un fait étonnant est que la période de rotation de la Lune autour de son axe est strictement égale à sa période de révolution autour de la Terre, soit 27,3 jours. Autrement dit, la Lune met autant de temps à faire un tour sur elle-même (jour lunaire) que pour faire un tour complet autour de notre planète (année lunaire). Cette synchronisation parfaite est appelée rotation synchrone. Celle-ci est due aux forces de marée exercées par la Terre sur la Lune. Au cours de l’histoire du système Terre-Lune, ces forces ont progressivement ralenti la rotation de la Lune jusqu’à ce qu’elle se synchronise avec sa révolution autour de la Terre. Cette synchronisation a pour conséquence que nous voyons toujours la même face de la Lune depuis la Terre. L’autre face, appelée « face cachée », est restée longtemps un mystère pour l’humanité avant les missions spatiales.

Origine et évolution :

Mercure est la plus petite et la plus proche planète du Soleil.

Comme la Terre et les autres planètes du Système solaire, elle est née à partir de la nébuleuse solaire, un disque de gaz et de poussière en rotation autour du jeune Soleil. Au fil du temps, la matière s’est agglomérée pour former des planétésimaux, puis des planètes.

L’évolution de Mercure a ensuite été marquée par des événements violents. Des impacts géants auraient pu modifier sa structure interne et éjecter une partie de sa masse. De plus, la proximité du Soleil a soumis la planète à un bombardement intense de météorites, laissant à sa surface une multitude de cratères.

Caractéristiques physiques :

• Taille et masse: Mercure est la plus petite planète du Système solaire, avec un rayon équatorial d’environ 2 439 km. Sa masse est également faible, représentant à peine 5,5% de celle de la Terre.
• Forme: En raison de sa petite taille et de sa rotation lente, Mercure n’est pas parfaitement sphérique. Sa forme est plutôt ellipsoïdale, légèrement aplatie aux pôles.
• Orbite: L’orbite de Mercure est très excentrique, ce qui signifie qu’elle varie considérablement en distance par rapport au Soleil. Au périhélie (point le plus proche du Soleil), Mercure est à environ 46 millions de kilomètres du Soleil (soit 0,3 ua), tandis qu’au aphélie (point le plus éloigné), elle est à environ 70 millions de kilomètres (soit 0,46 ua).
• Inclinaison: L’axe de rotation de Mercure est presque perpendiculaire à son plan orbital, ce qui signifie que la planète ne connaît pas de saisons.
• Durée de l’année : 88 jours terrestres
• Durée du jour : 59 heures terrestres
• Gravité de surface : 0,38g, soit 2,6 fois inférieure à celle de la Terre.
• Température moyenne de surface : environ 170°C en moyenne. Mais malgré sa proximité avec le Soleil, les températures jour/nuit varient drastiquement (de 427 à -173°C) en raison de l’absence d’atmosphère significative.

La structure interne de Mercure se décompose en trois couches:

• Noyau: Son rayon est d’environ 1 800 à 1 900 km, . Il est principalement composé de fer et de nickel.
• Manteau: Celui-ci est relativement mince, avec une épaisseur estimée à environ 500 à 700 km. Il est composé principalement de silicates.
• Croûte: Cette couche externe est également mince, avec une épaisseur estimée à environ 100 à 200 km. Elle est composée de roche.

Atmosphère :

L’atmosphère de Mercure est extrêmement ténue et composée principalement d’hélium, de sodium, d’oxygène et de potassium. Cette atmosphère est constamment renouvelée par le vent solaire et les impacts de micrométéorites.

Missions d’exploration :

• Mariner 10: Lancée en 1973, Mariner 10 a été la première sonde spatiale à survoler Mercure. Elle a permis de réaliser les premières images détaillées de la surface de la planète et de révéler l’existence d’un champ magnétique.
• MESSENGER: Lancée en 2004, MESSENGER (MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry, and Ranging) a orbité autour de Mercure de 2011 à 2015. Cette mission a fourni une quantité considérable de données sur la composition de la surface, la structure interne et le champ magnétique de la planète.
• BepiColombo: Lancée en 2018, BepiColombo est une mission conjointe de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et de l’Agence d’exploration aérospatiale japonaise (JAXA). Elle est composée de deux sondes spatiales, MPO (Mercury Planetary Orbiter) et MMO (Mercury Magnetospheric Orbiter), destinées à l’étude détaillée de la surface, des couches internes, du champ magnétique et de l’exosphère de Mercure.

Vénus, aussi appelée  » étoile du Berger « , est facilement repérable dans le ciel. C’est en effet un astre très brillant, le premier à apparaître au crépuscule ou le dernier à disparaître à l’aube.

Evolution :

Son atmosphère, initialement similaire à celle de la Terre, a subi un effet de serre incontrôlé, la rendant inhabitable. Tandis que la Terre a développé des océans et une vie complexe, Vénus est devenue un monde infernal, avec des températures de surface suffisantes pour fondre du plomb. Les causes exactes de cette divergence restent un sujet de recherche active, mais l’emplacement plus proche du Soleil et l’absence de plaques tectoniques actives sur Vénus sont souvent évoqués.

Caractéristiques physiques :

• Taille et Masse: Vénus est légèrement plus petite et moins massive que la Terre, avec un rayon d’environ 6 052 km et une masse équivalant à 81,5% de celle de notre planète.
• Forme: Comme la Terre, Vénus est essentiellement sphérique, bien que des mesures précises de son ellipsoïde de révolution révèlent de légères différences.
• Orbite: L’orbite de Vénus autour du Soleil est quasi circulaire. En moyenne, Vénus se situe à environ 108 millions de kilomètres du Soleil (soit 0,72 ua), ce qui en fait la deuxième planète la plus proche de notre étoile.
• Inclinaison: L’axe de rotation de Vénus est très peu incliné par rapport à son plan orbital, ce qui explique l’absence de saisons marquées.

• Durée de l’année : 225 jours terrestres
• Durée du jour : 243 heures terrestres
• Gravité de surface : 0,91g, soit 9% inférieure à celle de la Terre.
• Température moyenne de surface : Environ 470°C. Bien que Vénus ne soit pas la planète la plus proche du Soleil, son épaisse atmosphère, composée principalement de dioxyde de carbone, crée un effet de serre intense, la rendant ainsi la planète la plus chaude du système solaire. Les variations de température y sont limitées (de 460 à 480°C).

La structure interne de Vénus est similaire à celle de la Terre, avec un noyau métallique, un manteau et une croûte. Cependant, la pression au cœur de Vénus est considérablement plus élevée en raison de sa masse et de sa composition. Les données sismiques étant difficiles à obtenir en raison de l’épaisse atmosphère, les modèles de l’intérieur de Vénus sont principalement basés sur des simulations numériques et des comparaisons avec la Terre.

Atmosphère :

L’atmosphère de Vénus est très massive. Elle exerce une pression à la surface équivalente à environ 90 fois celle sur Terre au niveau de la mer. Elle est composée principalement de dioxyde de carbone (96,5%), avec des traces d’azote et d’autres gaz. Les nuages épais et opaques de Vénus sont composés d’acide sulfurique et empêchent toute observation directe de la surface depuis l’espace.

Missions d’exploration :

De nombreuses missions spatiales ont été envoyées vers Vénus depuis les années 1960. Parmi les plus importantes, on peut citer :

• Programme Venera (URSS) : Plusieurs sondes Venera se sont posées à la surface de Vénus, renvoyant les premières images et données de la planète.
• Missions Magellan (NASA) : La sonde Magellan a cartographié la surface de Vénus grâce à un radar, révélant des volcans, des montagnes et d’autres caractéristiques géologiques.
• Venus Express (ESA) : Cette mission a étudié l’atmosphère de Vénus et sa magnétosphère.

Les futures missions vers Vénus visent à approfondir notre compréhension de la planète, notamment en étudiant son volcanisme, son climat et son histoire géologique. Des missions comme VERITAS (NASA) et EnVision (ESA) sont en cours de développement.

Initialement, Mars était probablement plus chaude et abritait peut-être de l’eau liquide en surface. Cependant, au fil du temps, la planète a perdu une grande partie de son atmosphère, entraînant un refroidissement global et la transformation de sa surface en un désert froid et aride.

Caractéristiques physiques :

• Taille et Masse: Mars a un rayon équatorial d’environ 3 390 km, soit environ la moitié de celui de la Terre. Sa masse est d’environ 10,7% de celle de la Terre.
• Forme: Mars est légèrement aplatie aux pôles en raison de sa rotation.
• Orbite: L’orbite de Mars est elliptique, ce qui entraîne des variations saisonnières importantes. La distance moyenne entre Mars et le Soleil est d’environ 228 millions de kilomètres (soit 1,52 ua).
• Inclinaison: L’axe de rotation de Mars est incliné d’environ 25 degrés par rapport à son plan orbital, ce qui donne lieu à des saisons similaires à celles de la Terre, bien que plus longues.
• Durée de l’année : 687 jours terrestres
• Durée du jour : 25 heures terrestres
• Gravité de surface : 0,38g, soit 2,6 fois inférieure à celle de la Terre.
• Température moyenne de surface : environ -63°C en moyenne. Mais les températures peuvent varier considérablement (de -143 à 20°C) en fonction de l’heure de la journée, de la saison et de la latitude.

La structure interne de Mars est divisée en plusieurs couches :

• Noyau: Ce noyau est principalement composé de fer et de soufre. Les données d’InSight ont permis de déterminer que ce noyau est liquide. Son rayon est estimé à  environ 1 800 km.
• Manteau: Le manteau de Mars est composé de roches silicatées. Son épaisseur est estimée à environ 1 800 à 1 900 km.
• Croûte: L’épaisseur de la croûte martienne varie considérablement selon les régions (entre 24 et 72 km). Elle est plus épaisse dans l’hémisphère sud que dans l’hémisphère nord.

Atmosphère :

L’atmosphère martienne est très ténue par rapport à celle de la Terre, avec une pression atmosphérique à la surface environ 100 fois inférieure. Elle est principalement composée de dioxyde de carbone (95%), avec de petites quantités d’azote, d’argon et de traces d’autres gaz.

Missions d’exploration :

De nombreuses missions spatiales ont été envoyées vers Mars depuis les années 1960, fournissant une quantité considérable de données sur la planète. Voici quelques exemples de missions marquantes :

• Programme Mariner (États-Unis): Les premières missions à survoler Mars dans les années 1960.
• Programme Viking (États-Unis): Les premières missions à se poser sur Mars dans les années 1970, comprenant des atterrisseurs et des orbiteurs.
• Programme Mars Pathfinder (États-Unis): Une mission réussie en 1997 qui a déployé un rover sur la surface martienne.
• Programme Mars Exploration Rover (États-Unis): Deux rovers, Spirit et Opportunity, ont exploré la surface martienne de 2004 à 2018.
• Curiosity (États-Unis): Un rover plus grand et plus sophistiqué qui a atterri sur Mars en 2012 pour déterminer si les conditions nécessaires à la vie ont existé sur la planète. Il continue d’explorer la surface et transmettre des données.
• InSight (États-Unis): Une mission qui a atterri sur Mars en 2018 pour étudier les couches internes de Mars. Elle a cessé ses opérations en décembre 2022, car la poussière s’était accumulée sur ses panneaux solaires, ce qui a réduit sa capacité à produire de l’énergie.

Les prochaines missions prévues vers Mars comprennent notamment des rovers plus avancés, des missions d’échantillonnage du sol martien et des missions habitées à long terme.

(voir également les pages « Les sondes spatiales » et  « Les programmes habités vers la Lune et Mars »)

Evolution :

Jupiter, la cinquième planète du Système solaire par ordre d’éloignement du Soleil, n’est pas une planète tellurique comme la Terre, Mercure, Vénus ou Mars, mais une planète gazeuse.

Jupiter est la plus volumineuse et la plus massique des planètes du Système solaire.

Formée relativement rapidement après le Soleil, sa masse colossale lui a permis d’accréter une grande quantité de matière. Mais elle n’a pas atteint la masse critique pour déclencher une fusion nucléaire en son cœur et devenir une étoile. Au fil des milliards d’années, Jupiter a continué à évoluer, influençant l’orbite des autres planètes et capturant de nombreux satellites naturels.

Caractéristiques physiques :

• Taille et masse: Jupiter est de loin la plus grande planète du Système solaire, avec un rayon moyen d’environ 69 911 km, soit plus de 11 fois celui de la Terre. Sa masse est 318 fois supérieure à celle de notre planète, soit plus de 2,5 fois la masse de toutes les autres planètes réunies.
• Forme: En raison de sa rapide rotation, Jupiter est aplatie aux pôles et bombée à l’équateur.
• Orbite : Jupiter orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 778 millions de kilomètres, soit environ 5,2 fois la distance Terre-Soleil.
• Inclinaison: L’axe de rotation de Jupiter est incliné d’environ 3 degrés par rapport à la perpendiculaire à son plan orbital, ce qui lui confère des saisons très peu marquées.
• Période de révolution autour du Soleil : 4333 jours terrestres (environ 12 années terrestres)
• Période de rotation autour de son axe : un peu moins de 10 heures terrestres
• Gravité de surface : 2,53g, soit 2,5 fois supérieure à celle de la Terre.
• Température moyenne : Environ -110 °C.

La structure interne de Jupiter est encore mal connue, mais les modèles actuels suggèrent une structure en couches concentriques :

• Noyau rocheux: Au centre de Jupiter se trouverait un noyau dense et chaud composé de roches et de métaux, d’une masse environ 10 fois celle de la Terre. Son rayon est estimé à environ 10 000 à 15 000 km.
• Enveloppe d’hydrogène métallique: Autour du noyau, une épaisse couche d’hydrogène serait soumise à des pressions et des températures extrêmes. Dans ces conditions, l’hydrogène se comporte comme un métal liquide, conducteur d’électricité. C’est dans cette couche que serait généré le puissant champ magnétique de Jupiter. Son épaisseur est estimé à environ 40 000 km.
• Enveloppe d’hydrogène moléculaire: Au-dessus de l’hydrogène métallique, la pression et la température diminuent, et l’hydrogène devient un liquide moléculaire. L’épaisseur de cette couche est estimée à environ 20 000 km.

Atmosphère :

L’atmosphère de Jupiter est la plus grande structure de ce type dans le Système solaire. Elle est composée principalement d’hydrogène et d’hélium, avec des traces de méthane, d’ammoniac et d’autres composés. Les caractéristiques les plus remarquables de l’atmosphère de Jupiter sont :

• Des bandes nuageuses: Celles-ci, parallèles à l’équateur, de couleurs différentes, sont le résultat de l’interaction complexe entre la composition atmosphérique, la rotation rapide, la convection et les différences de température de la planète.
• Une grande tache rouge: Il s’agit d’une gigantesque tempête anticyclonique qui persiste depuis au moins 350 ans.
• Des vents très rapides: Des vents soufflant à des vitesses pouvant atteindre plusieurs centaines de km/h.

Missions d’exploration :

Plusieurs missions spatiales ont été envoyées vers Jupiter pour étudier cette planète géante :

• Pioneer 10 et 11: Ces deux sondes ont survolé Jupiter au début des années 1970, fournissant les premières images détaillées de la planète.
• Voyager 1 et 2: Ces sondes jumelles ont également survolé Jupiter à la fin des années 1970, révélant la complexité de son système de satellites et de ses anneaux.
• Galileo: Cette sonde a orbité autour de Jupiter de 1995 à 2003, envoyant une sonde atmosphérique dans son atmosphère. La mission Galileo a révolutionné notre connaissance de Jupiter et de son système, en fournissant des données essentielles sur l’atmosphère, les lunes et la magnétosphère de la planète géante.
• Juno: Lancée en 2011, Juno est actuellement en orbite polaire autour de Jupiter, étudiant sa gravité, son champ magnétique et sa composition interne.
• JUICE (Jupiter Icy Moons Explorer): Cette sonde de l’Agence Spatiale Européenne, dont le lancement a eu lieu en avril 2023, est consacrée à l’étude approfondie des trois lunes glacées de Jupiter : Ganymède, Europe et Callisto. JUICE effectuera des survols rapprochés de ces satellites et entrera en orbite autour de Ganymède.
• Europa Clipper: Cette mission de la NASA, lancée en octobre 2024, a pour objectif d’étudier en détail le satellite naturel Europe de Jupiter, considéré comme l’un des endroits les plus prometteurs pour la recherche de vie en dehors de la Terre.

Saturne, sixième planète du Système solaire, est également une géante gazeuse formée il y a environ 4,5 milliards d’années à partir du disque protoplanétaire.

Evolution :

Sa formation s’est faite par accrétion, un processus où de petites particules de matière se sont agglomérées pour former un noyau solide, puis ont attiré de grandes quantités de gaz.

Caractéristiques physiques :

• Taille et masse: Saturne est la deuxième plus grande planète du Système solaire, avec un rayon moyen d’environ 58 232 km. Sa masse est 95 fois celle de la Terre.
• Forme: En raison de sa rapide rotation, Saturne est aplatie aux pôles et bombée à l’équateur.
• Orbite: Son orbite autour du Soleil est légèrement elliptique. La distance moyenne de Saturne au Soleil est d’environ 1,4 milliards de kilomètres (soit 9,5 ua).
• Inclinaison: L’axe de rotation de Saturne est incliné d’environ 26,7 degrés par rapport à la perpendiculaire à son plan orbital, ce qui lui confère des saisons.
• Période de révolution autour du Soleil : 10 759 jours terrestres (environ 30 années terrestres)
• Période de rotation autour de son axe : un peu plus de 10 heures terrestres
• Gravité de surface : 1,07g, soit équivalente à celle de la Terre.
• Température moyenne : Environ -190 °C.

La structure interne de Saturne est assez semblable à celle de Jupiter. Elle est divisée en plusieurs couches :

• Noyau: Un noyau rocheux, composé de silicates et de fer, avec une masse estimée à environ 10 fois celle de la Terre. Son rayon est estimé à environ 12 500 km.
• Enveloppe d’hydrogène métallique: Une couche épaisse d’hydrogène sous une forme métallique, conductrice de l’électricité, en raison des hautes pressions et températures. Son épaisseur est estimée à environ 30 000 km.
• Enveloppe d’hydrogène moléculaire: Une couche externe d’hydrogène moléculaire à l’état liquide. Son épaisseur est estimée à environ 20 000 km.

Atmosphère :

L’atmosphère de Saturne est principalement composée d’hydrogène (environ 96%) et d’hélium (environ 3%). Elle est caractérisée par des vents très rapides, des tempêtes et des bandes nuageuses colorées. Les températures à la surface des nuages varient de -170°C à -120°C.

Missions d’exploration :

• Pioneer 11 (1979): Première sonde spatiale à survoler Saturne, offrant les premières images détaillées de la planète et de ses anneaux.
• Voyager 1 et 2 (1980-1981): Ces sondes ont fourni des données précieuses sur la composition de l’atmosphère de Saturne, la structure de ses anneaux et la découverte de plusieurs de ses lunes.
• Cassini-Huygens (2004-2017): Cette mission conjointe de la NASA, de l’ESA et de l’ASI (agence italienne) a permis d’étudier en détail Saturne, ses anneaux et ses lunes pendant plus de 13 ans. La sonde Huygens s’est posée sur Titan, la plus grande lune de Saturne.
• Missions futures: Plusieurs missions sont à l’étude pour explorer davantage Saturne et son système. Parmi elles, on peut citer des missions visant à étudier en détail Titan, Encelade (une lune présentant des geysers d’eau liquide) et les anneaux de Saturne.

Origine et évolution :

Uranus, septième planète du Système solaire, se distingue par son inclinaison axiale extrême et sa composition riche en glaces.

Uranus a commencé par la formation d’un noyau solide, composé de roches et de glaces, dans la nébuleuse solaire primordiale. Ce noyau a ensuite attiré du gaz de la nébuleuse, principalement de l’hydrogène et de l’hélium, mais en moindre quantité que Jupiter ou Saturne. Les modèles suggèrent qu’Uranus, comme les autres géantes gazeuses, a migré dans le système solaire après sa formation.

Un événement majeur dans l’histoire d’Uranus est un impact géant avec un autre corps céleste, qui aurait incliné son axe de rotation de manière significative.

Les anneaux et les lunes d’Uranus se sont probablement formés à partir de débris laissés par la formation de la planète ou par des collisions ultérieures.

Caractéristiques physiques :

• Taille et masse: Uranus est la troisième plus grande planète du Système solaire, avec un rayon moyen d’environ 25 362 km. C’est également la quatrième en termes de masse (environ 14,5 fois celle de la Terre).
• Forme: Comme les autres géantes gazeuses, Uranus est aplatie aux pôles en raison de sa rotation rapide.
• Orbite: Uranus orbite autour du Soleil à une distance moyenne d’environ 2,87 milliards de kilomètres (19,2 ua).
• Inclinaison: L’inclinaison axiale d’Uranus est d’environ 97,8° par rapport au plan de son orbite, ce qui signifie qu’elle « roule » presque sur le côté. Cette inclinaison unique dans le système solaire est probablement due à une collision majeure survenue tôt dans son histoire.
• Période de révolution autour du Soleil: 30 685 jours terrestres (environ 84 années terrestres)
• Période de rotation autour de son axe: 17 heures terrestres
• Gravité de surface: 0,89g, soit 11% inféreure à celle de la Terre.
• Température moyenne: Environ -218 °C.
• Champ magnétique: Le champ magnétique d’Uranus présente deux caractéristiques très inhabituelles :

– Il est incliné d’environ 59 degrés par rapport à l’axe de rotation de la planète.

– Le centre du champ magnétique est décalé d’environ un tiers du rayon de la planète par rapport au centre géométrique d’Uranus. Cela signifie que le champ magnétique n’est pas centré sur la planète elle-même.

Ces caractéristiques rendent le champ magnétique d’Uranus très différent de ceux des autres planètes du système solaire. Et elles sont encore un sujet de recherche active

La structure interne d’Uranus est encore sujette à débat. Mais les scientifiques pensent qu’elle serait divisée en deux couches :

• Noyau: Il composé de roches et de métaux. Son rayon est estimé à environ 7 500 km.
• Manteau: Cette épaisse couche est constituée principalement d’eau, d’ammoniac et de méthane à l’état liquide ou supercritique. Ces éléments sont souvent appelés « glaces » dans le contexte planétaire, même s’ils ne sont pas solides à haute pression et température. Son épaisseur est d’environ 10 000 km.

Atmosphère :

L’atmosphère d’Uranus est calme, composée principalement d’hydrogène et d’hélium, avec des nuages de méthane qui donnent à la planète sa couleur bleu pâle. C’est l’atmosphère la plus froide du Système solaire, avec des températures minimales atteignant -224 °C. Son épaisseur est d’environ 8 000 km. Elle est constituée de plusieurs couches :

• Troposphère: La couche la plus basse, où se produisent les phénomènes météorologiques.
• Stratosphère: Une couche où se trouvent les aérosols et où la température augmente avec l’altitude.
• Thermosphère: La couche la plus externe, chauffée par le rayonnement ultraviolet du Soleil.

Missions d’exploration :

• Voyager 2: En 1986, la sonde Voyager 2 a effectué un survol d’Uranus, offrant les premières images détaillées de la planète et de ses lunes. Voyager 2 est la seule à ce jour à avoir survolé Uranus. La sonde a permis de découvrir de nouveaux anneaux et de nouvelles lunes, ainsi que d’étudier l’atmosphère et le champ magnétique particulier d’Uranus.
• Missions futures: Aucune mission spécifique vers Uranus n’est actuellement planifiée, mais plusieurs concepts de mission ont été proposés. L’étude d’Uranus permettrait de mieux comprendre la formation et l’évolution des planètes géantes de glace, ainsi que les processus physiques à l’œuvre dans les atmosphères planétaires.

Origine et évolution :

Neptune, huitième et dernière planète du système solaire, reste en partie énigmatique quant à sa formation. Les théories actuelles suggèrent qu’elle se serait formée par accrétion de matière dans les régions externes du disque protoplanétaire, il y a environ 4,5 milliards d’années. Son éloignement du Soleil et les basses températures régnant dans cette zone ont favorisé l’incorporation de grandes quantités de glaces (eau, méthane, ammoniac), d’où sa classification de « géante de glace ». Les modèles de migration planétaire suggèrent que Neptune se serait formée plus près du Soleil avant de migrer vers son orbite actuelle.

Caractéristiques physiques :

• Taille et masse: Neptune est légèrement plus petite qu’Uranus mais plus massive, ce qui en fait la planète géante la plus dense du système solaire. Son rayon moyen est d’environ 25 362 km, soit environ quatre fois celui de la Terre.
• Forme: Comme les autres planètes géantes, Neptune n’est pas une sphère parfaite mais un sphéroïde aplati aux pôles en raison de sa rotation.
• Orbite: L’excentricité orbitale de Neptune est faible, ce qui signifie que son orbite est presque circulaire. Neptune est en moyenne à environ 4,5 milliards de kilomètres du Soleil, soit 30 fois la distance Terre-Soleil.
• Inclinaison: L’axe de rotation de Neptune est incliné d’environ 28 degrés par rapport à la perpendiculaire à son plan orbital, ce qui entraîne des saisons similaires à celles de la Terre, bien qu’elles durent beaucoup plus longtemps.
• Période de révolution autour du Soleil : 60 216 jours terrestres (environ 164 années terrestres)
• Période de rotation autour de son axe : 16 heures terrestres
• Gravité de surface : 1,14g, soit 14% supérieure à celle de la Terre.
• Température moyenne : Environ -220 °C.

La structure interne de Neptune est encore mal connue, mais les scientifiques pensent qu’elle est similaire à celle d’Uranus, avec ses deux couches :

• Noyau : Ce cœur rocheux et métallique est principalement composé de fer et de silicates. Son rayon est estimé à environ 4 992 km.
• Manteau : Cette couche épaisse (environ 15 309 km) est constituée de glaces d’eau, de méthane, d’ammoniac et d’hydrocarbures. Le manteau de Neptune est soumis à des pressions et des températures extrêmement élevées, ce qui crée des conditions où l’eau peut exister dans un état supercritique (état de la matière où il n’y a pas de distinction claire entre les phases liquide et gazeuse).

Atmosphère :

L’atmosphère de Neptune est très dynamique et caractérisée par des vents extrêmement violents, atteignant des vitesses de plus de 2 000 km/h, les plus rapides du Système solaire. Les principales composantes de l’atmosphère sont l’hydrogène, l’hélium et le méthane. Le méthane absorbe la lumière rouge, ce qui donne à Neptune sa couleur bleu caractéristique. La Grande Tache sombre, une gigantesque tempête anticyclonique, a été observée par la sonde Voyager 2 en 1989.

Missions d’exploration :

• Voyager 2 (1989): La sonde Voyager 2 a effectué un survol rapproché de Neptune en 1989, offrant les premières images détaillées de la planète et de ses lunes. Elle a permis de découvrir la Grande Tache sombre et de caractériser l’atmosphère de Neptune.
• Observations terrestres et spatiales: Depuis Voyager 2, Neptune a été observée par divers télescopes terrestres et spatiaux, tels que le télescope spatial Hubble. Ces observations ont permis de suivre l’évolution des tempêtes et de mieux comprendre la dynamique atmosphérique de la planète.
• Futures missions : Aucune mission spatiale dédiée à Neptune n’est actuellement en préparation. Cependant des orbiteurs et des sondes atmosphériques ont été proposés, ce qui permettraient d’étudier en détail la composition, la structure et la dynamique de cette planète lointaine.