Planète

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Selon la définition de l'Union astronomique internationale (UAI), « une planète est un corps céleste (a) qui est en orbite autour du Soleil, (b) qui possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (forme sphérique), et (c) qui a éliminé tout corps se déplaçant sur une orbite proche ».

Selon cette définition, le système solaire contient 8 planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.

Cette définition fut approuvée le 24 août 2006, en clôture de la 26^e Assemblée Générale de l'Union astronomique internationale (UAI) par un vote à main levé d'environ 400 scientifiques et astronomes après 10 jours de discussions. En complément l'UAI a créé une nouvelle classe d'objets : les planètes naines dont les premiers membres sont (134340) Pluton, (1) Cérès et (136199) Éris. Précédemment, Pluton était considéré comme la 9^e planète.

Par extension, tout astre répondant à ces critères et gravitant autour d'une autre étoile est qualifié d'exoplanète.

[modifier] Étymologie

Le mot planète a pour origine le mot latin planeta, lui-même dérivé du mot grec πλανήτης (planêtês) qui dans l'expression πλανήτης αστήϱης planêtês astêrês désigne « astres en mouvement » (ou « astre errant »), par opposition aux étoiles qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.

Ce mouvement — apparent si l'on suit la planète dans le ciel d'une nuit à l'autre — a été observé très tôt par les hommes de toutes les civilisations, mais sa complexité est longtemps restée un mystère pour les astronomes jusqu'à l'identification de ce mouvement apparent à la résultante des courses elliptiques de la Terre et des autres planètes autour du Soleil.

Si les planètes du système solaire sont visibles la nuit dans le ciel, c'est parce qu'elles réfléchissent la lumière du Soleil, contrairement aux étoiles qui brillent de leur propre feu.

[modifier] Planètes du système solaire

Image:Searchtool.svg Voir l’article Système solaire.

Image:Solar planets.jpg

Il existe huit planètes dans le système solaire, dans l'ordre à partir du Soleil :

Dans les années 2000, la découverte de plusieurs objets semblables à Pluton, entre autres (136199) Éris, a soulevé la question de la définition du terme « planète ». Certains voulaient ne voulaient plus considérer Pluton comme une planète, d'autres voulaient étendre cette qualité aux plus gros objets transneptuniens appartenant à la ceinture d'astéroïdes extérieurs. L'Union astronomique internationale a tranché le 24 août 2006 : suite à l'élaboration d'une nouvelle définition, Pluton est une planète naine et le système solaire ne compte plus que 8 planètes.

Notons que le 15 mars 2004, la NASA annonça la découverte de (90377) Sedna, qu'elle a qualifié de « 10^e planète », au-delà de l'orbite de Pluton. Après revue de son statut il fut décidé qu'il ne s'agissait pas d'une planète. Le 30 juillet 2005, c'est l'astronome Michael E. Brown et son équipe de Caltech qui annoncèrent par la voie de l'UAI la découverte d'une « 10^e planète », cette fois mesurant 1,5 fois le diamètre de Pluton : 2003 UB₃₁₃.

[modifier] Définition

La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5x10²⁰ kg et un diamètre d'au moins 800 km pour être considéré comme une planète. Mais ce n'est pas tout. Le barycentre ou centre de gravité du système doit également se situer en dehors de l'astre primaire.

Pour le dictionnaire, dont les définitions n'ont qu'une valeur académique et non scientifique, une planète est un « objet céleste compact, dépourvu de réactions thermonucléaires (ou anciennement : sans lumière propre), gravitant autour du Soleil ou, par extension, d'une étoile ».

Jusqu'en 2006, la National Academy of Sciences américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de deux masses joviennes gravitant autour d'une étoile. Mais cette définition ne tenait pas compte des récentes découvertes dont (136199) Éris découverte en 2005, de Sedna et d'autres KBO.

Historiquement, en 2003 Sedna avait déjà été décrétée comme étant soi-disant la dixième planète du système solaire… Mais beaucoup d'astronomes étaient réticents à lui accorder ce statut. En fait, les astronomes n'étaient pas unanimes sur la définition d'une planète et l'UAI a donc tranché la question.

Classiquement, le terme planète s'oppose à celui d'étoile. Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite. Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.

Côté « planète » : elles produisent malgré tout un peu d'énergie propre. Pour la Terre c'est insignifiant vu de l'espace (4000 fois moins que ce qui est reçu du Soleil) mais pour Jupiter, Saturne ou Neptune c'est plus sensible, détectable en infrarouge. Elles renvoient dans cette bande 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent au total du Soleil. Dans un autre ordre d'idée on peut imaginer des planètes baladeuses, formées autour d'étoiles mais libérées ensuite de leur lien gravitationnel par éjection dans un système à N corps et ne réfléchissant plus de ce fait aucune énergie stellaire.

Côté « étoile » : les plus petites naines brune n'ont jamais été assez massives pour engendrer un processus de fusion thermonucléaire en leur sein, à part les plus massives qui brûlent le Deutérium de leur enveloppe pendant quelques dizaines de millions d'années avant de ne faire que se refroidir. Les naines brunes rayonnent un grand nombre de milliards d'années mais pas selon le processus classique (proton-proton ou CNO) ; elles n'ont de ce fait pas de séquence principale.

Tout astronome a besoin de construire une définition scientifique qui peut s'avérer parfois assez éloignée de la définition communément admise.

Quatre définitions ont été proposées en 2005 par l'astronome Michael E. Brown qui permettent d'avoir une idée plus claire sur la question :

Point de vue purement historique. Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton sont des planètes et aucune autre de plus.
Historique mis à jour. On peut envisager des raisons historiques tenant compte des dernières découvertes. Dans ce cas Mercure jusque Pluton sont des planètes ainsi que tout nouvel objet plus grand que Pluton.
La sphère gravitationnelle. Tout objet arrondi en raison de sa force gravitationnelle, qui ne produit pas sa propre lumière et qui gravite directement autour du Soleil, et par extension d'une étoile, est une planète. Cette définition de l'aspect régi par la gravité permet de classer le corps Cérès de la ceinture d'astéroïdes parmi les planètes.
Les classes de populations. Cette définition du terme « planète » est la plus complexe mais également la plus satisfaisante d'un point de vue scientifique. Une population est un ensemble d'individus appartenant à la même espèce. Dans notre contexte il s'agit d'un ensemble d'objets solitaires partageant les mêmes propriétés.

Michael Brown et son équipe reconnaissent qu'il n'existe pas de définition scientifique qui épouse à la fois les conditions rencontrées dans le système solaire et notre culture. Comme il l'a écrit « pour une fois j'ai décidé de laisser gagner la culture. Nous, scientifiques, pouvons continuer nos débats, mais j'espère que nous serons globalement ignorés ». Pour lui, la question est donc entendue : en 2005 il existe donc 10 planètes dans le système solaire et une kyrielle d'autres populations de petits corps.

À l'inverse, beaucoup d'astronomes préfèrent considérer qu'il existe huit planètes (de Mercure à Neptune), et qu'en raison de leurs caractéristiques, Pluton et les autres corps de la ceinture de Kuiper, qu'ils soient petits ou gros, sont des objets d'un autre type (qu'on désigne d'ailleurs sous le terme générique de transneptuniens).

Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planètes et celui d'étoile est le mode de formation. La formation d'une « étoile » résulte de l'« effondrement d'une sphère de gaz » ; celle d'une « planète » de l'« agrégation de poussières dans un disque », suivie ou non d'une accrétion gazeuse, en fonction de la masse du noyau.

[modifier] Autres systèmes planétaires

Depuis 1995, année de la découverte de la première planète extrasolaire (ou exoplanète), on sait qu'il existe des planètes autour d'autres étoiles. Il est même probable que leur présence soit très courante étant donné le nombre de planètes identifiées depuis lors (206 au 14/09/2006, voir lien externe sur la liste des exoplanètes pour un chiffre a jour), alors que les techniques dont on dispose pour le moment ne permettent de détecter que les planètes massives et proches de leur étoile. Même si celles qui ont été détectées jusqu'ici sont toutes des planètes géantes (au moins de la taille de Jupiter ou Saturne), les astronomes ne désespèrent pas de mettre en évidence des planètes similaires à la Terre, ce qui pourrait justifier certaines recherches d'une vie extraterrestre. Entre 1995 et 2005, près de 170 exoplanètes ont été ainsi découvertes.

En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en constatant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'une éclipse.

Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps.

Le 13 juin 2005, une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la 155^e exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :

Distance à la Terre : 15 années-lumière ;
Température : entre 204 et 361 degrés Celsius ;
Masse estimée : 5,80 à 7,50 fois celle de la Terre ;
Son étoile est Gliese 876 (aussi connue sous le nom de BD-15°6290, une naine rouge dans le Verseau).

Dans la revue Nature du 14 juillet 2005, l'astrophysicien polonais Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a révélé qu'il avait découvert une géante gazeuse, autour de HD 188753, une étoile triple (un système binaire gravitant autour d'une étoile primaire de type solaire). La planète, HD 188753 Ab, gravite autour de l'étoile principale et est du type Jupiter chaude, c'est-à-dire une géante gazeuse comme Jupiter, mais beaucoup plus proche de son étoile que ne l'est Jupiter du Soleil — plus proche de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil, en fait ! Les modèles actuels (juillet 2005) de formation de telles planètes supposaient une formation à une distance appropriée pour une planète géante, suivie d'un rapprochement vers l'étoile centrale, ce qui n'est pas possible dans le cas particulier de HD 188753.

[modifier] Formation des planètes

On considère que les planètes se forment en même temps que leur étoile, par accrétion et condensation d'un nuage de gaz et de poussières sous l'influence de la gravitation. Tous les modèles de formation planétaire commencent donc par la formation d'une, voire de deux ou plus, étoiles au sein d'un effondrement, suivit par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.

Il faut donc commencer par dire deux mots de la formation stellaire dans l'atmosphère galactique.

Une galaxie est un corps autogravitant aplati formé de gaz plus ou moins ionisés (plus ou moins chauds autrement dit) qui se stratifient selon l'épaisseur par gravité. Le plan médian, appelé plancher galactique, le plus dense, correspond pourrait-on dire à la troposphère terrestre et c'est en son sein que se déroule la formation d'étoiles, assimilables à des précipités de gaz, suivit d'une restitution partielle sous le mode nébuleuse planétaire ou supernova, selon la masse de l'étoile. Le gaz restitué est enrichi en éléments lourds (C, N, O, Si, Al, Mg, Fe, etc.) qui se condensent en poussières, dont le rôle ultérieur est essentiel pour le phénomène qui nous occupe.

Les étoiles naissent en groupe au sein de vastes complexes moléculaires qui parsèment le plancher galactique. Ces complexes (ou nuages) moléculaires sont ainsi nommés en référence au fait que l'hydrogène s'y présente sous forme de molécule de dihydrogène H-H. Ces « régions H2 » (à ne pas confondre avec les région HII formée d'hydrogène ionisé moins dense mais fortement émissif sous l'effet d'un rayonnement proche) sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3 contre 10 ou moins aux alentours, constituant les régions HII) et froides (typiquement 10 à 100 K contre typiquement 10 000 K alentours). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduira un peu différemment pour les planètes gazeuses, au moment d'accréter : l'effondrement gravitationnel).

Il y a effondrement lorsque la force de gravité créée par le nuage excède la pression thermique résultant du couple température-densité. L'effondrement est typiquement un phénomène auto-entretenu : au fur et à mesure que les molécules du nuage se dirigent vers le centre, sa densité augmente et avec elle la gravité qu'il génère.

Mais le processus ne peut pourtant se continuer que s'il y a moyen d'évacuer l'énergie thermique. En se contractant, c'est à dire en chutant librement sur lui même, le nuage convertit son énergie gravitationnelle en énergie cinétique et celle-ci engendre une pression thermique, à l'occasion de nombreux chocs. Il faut donc que le nuage rayonne, phénomène facilité par la densité croissante, qui augmente la probabilité des chocs moléculaires, à l'occasion non-élastiques.

Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz, appelé pour l'heure proto-étoile sur lequel tombe un flux de gaz à une vitesse qui croit avec la gravité de l'astre, c'est à dire avec sa masse. Un corps en chute libre percute la surface de l'astre avec une vitesse égale a la vitesse de libération de cet astre. Elle se mesure vite en dizaine de km/s pour la proto-étoile. Au bilan, l'énergie gravitationnelle du nuage (Eg = GM²/r) est convertie en chaleur à la surface du jeune astre et ceci représente une quantité rayonnée considérable. L'étoile naissante, avant même d'entamer le processus de fusion de l'hydrogène possède une température de surface 10 fois supérieure à celle qu'elle adoptera en séquence principale (soit pour le Soleil de l'ordre de 60 000 K contre 6 000 K par la suite). L'intense rayonnement de la proto étoile, situé dans les UV, permet donc la poursuite du processus, tant que le nuage qui la surplombe reste transparent.

Cette transparence est contrecarée par la présence de poussière en densité croissante avec l'effondrement et qui l'opacifie. Toutefois en même temps que le nuage se contracte, il augmente sa vitesse angulaire de rotation afin de conserver son moment M de rotation.

En tout point, M ~ w.r avec w la vitesse angulaire, en rad.s-1 et r la distance au centre de gravité. Si le r moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.

Les pôles déchargés de matière, l'étoile peut rayonner librement sur une moitié de son angle solide. Par contre, la rotation de ce disque (où va se dérouler la formation planétaire) l'empêche de s'effondrer plus avant ce qui bloque le processus en l'absence de mécanismes à même de dissiper son énergie de rotation.

Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière qui se puisse concevoir sur Terre. Il s'agit pourtant d'un oasis dense de gaz et de poussière, à l'échelle interstellaire. Un corps de taille métrique en orbite en son sein met moins de 10 Ma pour tomber sur la proto-étoile, en dissipant son énergie gravitationnelle par frottements.

C'est dans cet intervalle que vont pouvoir se former des planètes.

[modifier] Phase A : formation des flocules centimétriques

(~ 10 000 ans). Au départ, le nuage possède une opacité sur une épaisseur non négligeable (de l'ordre de 10 à 30 UA). La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de 1 à 10 m/s, au sein du gaz ténu, vers le plan de rotation. En 10 000 ans environ la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques km d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde son épaisseur initiale, ou peu s'en faut. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (soit un gain de 4 ordres de grandeur). L'agrégation résulte des simples forces de contact entre grains.

[modifier] Phase B : formation des planétésimaux

En attendant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique ils génèrent une traînée hydronynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps de 1 mètre situé à 1 UA). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de 5 ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisable, les rencontres au hasard à grande vitesse (plusieurs kilomètres à dizaines de kilomètres par seconde) étant tout autant susceptibles de pulvériser l'agrégat que de former un corps plus massif capables d'encaisser les chocs ultérieurs.

Le résultat le plus net des travaux traitant du sujet est que rapidement un corps par sa masse fait sa loi sur son sillon planétaire et qu'il parvient à attirer gravitationnellement des poussières dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'atteinte de ce stade, de l'ordre du kilomètre, il est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en terme de traînée. La planétésimal ainsi formé possède un avenir, que ce soit comme petit corps (astéroïde ou comète) ou comme planète.

Un planétésimal individuel a un diamètre de 5 à 10 km et une masse de l'ordre de mille milliards de tonnes.

Le système à ce stade est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides allant du micron au kilomètre.

[modifier] Phase C : formation des cœurs planétaires

(~ 100 000 ans). La formation de planète à partir des planétésimaux a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante.

Au départ, des collisions aléatoires au sein d'un ensemble de milliards de planétésimaux engendrent la croissance de certains aux dépens des autres.

Dès qu'un planétésimal a gagné une masse largement supérieure à la masse moyenne des planétésimaux voisins il peut engloutir tout ce qui se trouve dans sa zone d'influence gravitationnelle.

Une fois le vide fait autours de lui, sa croissance s'arrête faute de matériau : on a alors affaire à un cœur planétaire dont on dit qu'il a atteint sa masse d'isolation. A 1 UA, cette masse d'isolation représente environ 1/10e de masse terrestre et correspond à l'agglomération d'environ 1 milliard de planétésimaux.

[modifier] Phase D : formation des noyaux telluriques

(~ 10 à 100 Ma). Les simulations numériques montrent que les orbites circulaires des cœurs planétaires sont perturbées par les interactions gravitationnelles mutuelles et ont tendance à devenir elliptiques, ce qui favorise la collision des cœurs et leur croissance par agglomération. Cette phase nettoie également le système en formation des innombrables planétésimaux résiduels qui, s'ils frôlent de trop près les planètes en formation sont détruits par force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.

Dans un disque circumstellaire d'environ 1/1000^e de masse solaire, une planètes telluriques (ou rocheuses) peut se former en 10 à 100 Ma et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.

[modifier] Phase E : formation des enveloppes gazeuses

(~ 100 000 ans à 1 Ma). Expliquer la formation des planètes gazeuses comme Jupiter ou Saturne dans un disque de masse minimal, tel que précédemment défini est plus problématique. Les planètes géantes sont sans doute constituées d'un cœur solide (métaux + silicates + glaces planétaires) qui doit ensuite capturer par gravité une enveloppe gazeuse, ce qui nécessite l'atteinte d'une masse critique en-deçà de laquelle la pression due à l'énergie libérée par les planétésimaux qui rentrent en collision avec le cœur planétaire est suffisante pour s'opposer à l'effondrement gravitationnel du gaz environnant, et l'enveloppe gazeuse reste peu importante. À l'emplacement des géantes gazeuses de notre système, la masse critique est de l'ordre de 15 masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.

Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrêtera qu'après épuisement de tout le gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. On obtient ainsi des géantes gazeuses de la masse de Jupiter (trois cents masses terrestres) ou de Saturne (cent masses terrestres).

Encore faut-il pour cela que tout le disque ne soit pas déjà retombé sur l'étoile. Or sa durée de vie n'est que de un à quelques dizaines de Ma.

Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de 3 à 5 fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des telluriques dans le temps imparti par la durée de vie d'un disque.

[modifier] Principes de nomination des planètes

Les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI) proposent des noms pour les objets du système solaire. Pour le reste, il faut se contenter de plaques d'immatriculation (chiffres et lettres ou coordonnées dans l'espace).

les comètes prennent le nom de leur découvreur ;
les astéroïdes se nomment selon la fantaisie et le goût du découvreur ;
les planètes du système solaire adoptent les noms des Dieux de la mythologie grecque, de manière cohérente (le rouge pour Mars dieu de la guerre, Eris, déesse de la discorde pour la planète naine récemment découverte, plus grosse que Pluton et qui a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète) ;
les satellites, quant à eux, sont nommés en fonction du thème de leur planète: les titans et géants pour les corps en orbite autour de Saturne, les personnages de Shakespeare pour Uranus découverte par un Anglais. Les experts de l'UAI peuvent aussi puiser dans les noms de célébrités décédées depuis plus de trois ans, à condition qu'elles ne furent ni des militaires ni des politiques, pour éviter toute polémique.