Système solaire

Qu’est-ce que le système solaire ?

 

Le système solaire désigne un système planétaire composé d’une étoile, le Soleil, autour duquel gravitent 8 planètes et leurs satellites (parmi eux, la Lune), 5 planètes naines (dont Pluton) et des milliards de petits corps (astéroïdes, comètes, météorites et autres poussières)

Entre les quatre planètes rocheuses (dites telluriques) proches du soleil, et les grandes planètes gazeuses qui en sont plus éloignées, se trouve une ceinture d’astéroïdes. Au-delà de l’orbite de Neptune, une deuxième ceinture, dite de Kuiper regroupe une multitude d’objets glacés, réservoir de comètes à courte période. Tous ces objets circulent plus ou moins sur un même plan, que l’on appelle écliptique. Enfin, plus loin encore se situe le nuage de Oort, réservoir d’objets épars et de comètes à longue période.

On définit la limite du système solaire la zone où les vents galactiques prennent le pas sur les vents solaires. Cette zone s’appelle l’héliopause.

Le Soleil

Présentation

Avec 1 392 000 km de diamètre, le soleil vaut 109 fois celui de la Terre. Sa densité moyenne est de 1,4 g/cm3, soit un peu plus que l’eau (1g : cm3), mais beaucoup moins que celui de la Terre (5,52 g : cm3). Si nous nous placions au niveau de la surface visible du Soleil, la température serait de 5770 °K et la pression de 13 mb, soit 1,3% de la pression atmosphérique terrestre. Le soleil tourne sur lui-même d’Est en Ouest. Son axe de rotation est incliné d’environ 83° sur le plan de l’écliptique et ce qui dure 24 h pour nous dure 24,6 jours pour le soleil. La période de révolution du soleil sur lui-même n’est pas uniforme ; il faut en effet se rappeler que le soleil est une sphère de gaz. La période de révolution d’un élément de surface dépend de sa latitude. De 24,6 jours à l’équateur, cette période atteint 30,6 jours à 60° de latitude. Ces périodes définissent la révolution sidérale du soleil, c’est à dire la durée nécessaire à un méridien solaire pour retrouver une position identique par rapport à la Terre, ce méridien devra tourner d’un angle supplémentaire égal à environ 25°, correspondant au déplacement de la Terre sur son orbite pendant une rotation solaire. Cela définit la révolution synodique qui dans le cas d’un élément de surface placé à l’équateur solaire correspond à 27 jours.

 


Les étoiles

Quand par une nuit bien noire, sans Lune nous levons un regard émerveillé vers le ciel, nous voyons scintiller des milliers d’étoiles et à certains moments de l’année apparaît une traînée blanchâtre : la voie lactée. Chacun de ces phares lumineux, à des différences morphologiques près, peut être assimilé à un soleil ; une boule d’hydrogène très chaude se transforme peu à peu en hélium. Cette transformation a pour conséquence une perte de masse dont résulte l’émission d’une énergie colossale. Il y a perte de 8 mg de matière quand un gramme d’hydrogène est transformé en hélium. Cette perte permet l’émission de 200 000 kWh. Le Soleil mesure 1 391 000 km de diamètre et possède plusieurs couches qui seront détaillées plus loin. Tous les « soleils », du ciel nocturne, font partie d’une gigantesque galette d’étoiles dont la projection dans le ciel donne naissance à la Voie Lactée. A la vitesse de 300 000 km par seconde, la lumière met un peu plus de 8 minutes pour nous parvenir du soleil. Elle mettrait 100 000 ans pour nous arriver de la galaxie la plus proche. Chaque galaxie est constituée d’environ 100 milliards d’étoiles.

 


Son intérieur

La structure interne du soleil comporte 3 couches. Les réactions thermonucléaires siègent dans le noyau central, dont le rayon est de 200 000 km. La température y décroît de 15 millions de degrés K au centre à 7 millions de degrés à la périphérie. Tout autour de ce noyau, entre 200 000 et 460 000 km du centre, se trouve la couche radioactive, dont la température, trop faible pour engager des réactions thermonucléaires, décroît de 7 à 2 millions de degrés K. Enfin, de 460 000 à 695 000 km du centre se trouve une zone externe de convection donnant naissance à la granulation solaire détaillée plus loin.


Photosphère

photosphereLa photosphère a une profondeur de 400 km environ. La température augmente, de l’extérieur vers l’intérieur, de 4 200 °C à 8 500 °C. La température moyenne correspond à la température effective de 5 800 °C. La surface de la photosphère présente une structure granulée. Les granulations photosphériques – autrefois appelées grains de riz- ne sont, en raison de l’instabilité atmosphérique, observées que difficilement depuis la surface de la Terre. C’est également dans la photosphère qu’apparaissent les tâches solaires, dont l’observation permet notamment une étude de la rotation de l’astre. On distingue souvent, à la surface du soleil, l’apparition de tâches qui évoluent en croissant, puis en décroissant jusqu’à ce qu’elles disparaissent. Ces tâches sont dues à des perturbations de la photosphère et contribuent, de façon importante, à mettre en évidence ce qu’on appelle l’activité solaire, le soleil actif étant distingué du soleil calme. La structure des tâches fait apparaître un noyau sombre, appelé ombre, et une auréole un peu plus claire, la pénombre. La température de l’ombre s’élève à 4 500 °C environ. Celle de la pénombre atteint 5 300°C, ce qui est proche de la température de la surface environnante. Les dimensions des tâches sont variables, mais le diamètre peut atteindre 50 000 km. Les tâches solaires se présentent souvent par groupes.


Chromosphère

chromosphereLa chromosphère doit son nom à la teinte rose orangée qui la caractérise. Cette couche s’étend de 500 à 8 000 km d’altitude au-dessus du Soleil. La chromosphère est offerte à tous les regards juste après le début et juste avant la fin d’une phase totale d’éclipse. En dehors de ces circonstances exceptionnelles, elle est réservée aux observateurs, très rares chez les amateurs, équipés de coronographes ou de spectrohéliographes. Les facules sont les seules manifestations chromosphériques accessibles aux observateurs équipés d’instruments non spécifiques. Sa température, qui n’est que de 5 000°C dans sa partie la plus basse, s’élève jusqu’à atteindre 20 000°C dans la partie supérieure. Les éruptions constituent un phénomène chromosphérique important, lié à l’apparition des tâches solaires, mais sans que toutes les tâches donnent lieu à une activité éruptive. Ces éruptions, qui parfois peuvent être vues en lumière blanche, ne durent généralement que quelques minutes. Elles se prolongent quelquefois (dans certains cas assez rares) pendant plusieurs heures. Le plus souvent, elles n’apparaissent que sous forme de points brillants, mais leur surface peut aussi atteindre plusieurs millions de kilomètres carrés. L’éruption apparaît optiquement comme un sursaut d’éclat, et peut être s’agit-il aussi de puissantes décharges électriques.


Couronne

couronneLa couronne solaire s’étend à très grande distance de la chromosphère. A partir de cette dernière, son éclat diminue très rapidement pour atteindre un milliardième de l’éclat de la photosphère. L’étude de la couronne doit beaucoup à la spectroscopie et à la polarimétrie. La couronne constitue la partie la plus extérieure de l’atmosphère solaire : c’est la zone de transition, faite d’une matière très raréfiée, entre le soleil et l’espace. Sa luminosité est très faible et son étude optique ne peut se faire qu’au moment des éclipses totales ou bien en utilisant un coronographe de Lyot. L’aspect de la couronne varie selon l’activité solaire. Lors d’un maximums de tâches, la couronne présente la forme d’une auréole régulière. Les couronnes de minimums, moins brillantes, présentent de courtes aigrettes dans les régions polaires, mais une forte extension équatoriale.


Observation

L’observation du soleil peut s’avérer dangereuse si l’on ne prend aucune précaution. Il ne faut jamais regarder le soleil à l’ œil nu (mais il faut utiliser un filtre solaire), sans quoi ses rayons intenses risquent fortement de provoquer des lésions irréversibles. Il existe 2 façons d’observer le soleil sans danger :

La première solution consiste à projeter l’image du soleil sur un écran blanc, placé à l’arrière de l’oculaire. Attention toutefois à ne pas utiliser des oculaires dont les lentilles sont collées, car la colle se liquéfie lorsqu’elle est portée à haute température. Il est fortement déconseillé d’utiliser la projection pour les télescopes de type Schmidt-Cassegrain (car vous abîmeriez les traitements de la lame de Schmidt ou décolleriez le miroir secondaire) et les instruments supérieurs à 150 mm. En effet, la lumière collectée par des diamètres supérieurs devient trop importante, et l’échauffement devient dangereux.

La seconde solution, la plus sûre, consiste à utiliser un filtre solaire (filtre semi-aluminé), qu’on place à l’ouverture de l’instrument. Dans ce cas, l’image observée est suffisamment lumineuse pour observer les tâches solaires confortablement. De plus, avec un filtre on peut observer longtemps sans aucun danger.

L’observation du soleil permet d’observer l’évolution des tâches solaires. Les tâches solaires sont d’aspects, de dimensions et de durées de vie variables. Autour d’elles, la pénombre forme un liseré grisâtre de stries alignées.

Attention : Quelle que soit la solution choisie, n’oubliez pas de protéger le chercheur de votre instrument, en obstruant l’ouverture de celui-ci, sans quoi le réticule serait irrémédiablement endommagé.

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La Lune

Présentationlune

  • La Lune est âgée d’environ 4 milliards d’années.
  • Son diamètre est de 3 476 km.
  • Sa distance moyenne à la Terre est de 384 401km.
  • Le Périgée (près) est à 356 400km et l’Apogée à 406 700km.
  • La masse de la Lune est de 1/81e de celle de la Terre et son volume de 1/49e.
  • La densité moyenne de la Lune est de 3.36, par contre celle de la Terre atteint 5.52, la gravité est donc six fois plus faible que sur la Terre.

Echelle de grandeur : Pour se faire une idée un peu plus précise des rapports de taille et de distance entre la Terre et la Lune, il suffit de réaliser une petite maquette à l’échelle de 1cm pour 1 000km. La Terre est alors un disque de 12,75cm de diamètre et celui de la Lune fait 3,5cm, cette dernière étant située à 3,84m du centre de la Terre. Ce montage est utile car il permet de visualiser les distances et grandeurs réciproques des deux astres, qui sont présentés très proche l’un de l’autre dans les ouvrages par faute de place.


Origine

La Lune est l’astre le plus proche de nous et le plus facile à étudier, pourtant son origine n’est pas encore bien déterminée. Parmi toutes les théories envisagées quatre prédominent actuellement :

1. Celle de la capture :

La Lune aurait été un corps formé indépendamment de la Terre dans une autre partie du système solaire originel et qui aurait été capturé à la suite d’une rencontre rapprochée et fortuite avec notre planète. Cela expliquerait les différences entre les matériaux lunaire et terrestre, mais pas les analogies, de plus elle se heurte à de sérieux problèmes quand on essaye de reconstituer le processus dynamique de cette capture.

 

capture

 

2. Celle de la fission :

fission

Le matériau destiné à former la Lune aurait été expulsé spontanément des couches superficielles de la Terre, tout juste formée du fait d’une rotation trop rapide, cela expliquerait les analogies avec la matière Terrestre. Malheureusement la « quantité de rotation » du système Terre-Lune est moins de la moitié de la « vitesse nécessaire » à cette hypothèse.

 

3. Celle de l’accumulation secondaire :

La formation de la Lune se serait produite à la suite de l’accrétion progressive d’un « essaim » de petits corps solides en orbite autour de la Terre. Un processus plausible mais qui n’explique pas le faible pourcentage de fer et d’éléments volatils sur la Lune actuellement.

4. Celle du méga-impact :

En simulant à l’ordinateur la formation de la Terre à partir d’un anneau de planétésimes, on a remarqué que dans certaines conditions des embryons planétaires, de dimensions analogues à celles de Mars, pourraient s’être formés dans la même zone que la proto-Terre : ils auraient fini par heurter notre planète et être « avalés » par elle. Cet impact gigantesque, surtout s’il a eu lieu de côté, pourrait avoir expulsé du manteau terrestre et laissé ensuite en orbite une quantité suffisante de matière pour former après coup la Lune.

 


Structure

1. Structure interne :

  • La Lune comporte tout d’abord une croûte d’environ 50km d’épaisseur composée principalement de régolite (couche superficielle de roches brisées) et de basalte fracturé.
  • Le manteau est une couche de 1 000km d’épaisseur. C’est la région des tremblements de Lune, mais contrairement à la Terre, il n’y a pas ou très peu de mouvements de convection, donc pas de tectonique des plaques.
  • Au centre on trouve un noyau fluide à une température de 1100°.
  • Le noyau métallique, s’il en existe ne doit pas dépasser quelques kilomètres de diamètre (entre 220 et 450 km). Sur Terre, il engendre le champ magnétique qui nous protège des radiations mortelles venant du Soleil et des astres extérieurs. Sur la Lune, ce champ est en moyenne de 30 gamma et sur Terre de 30 000 à 60 000 gamma.

a) Les tremblements de Lune :

Ils ont plusieurs causes :

  • Artificielles, par les chutes de satellites : Par exemple, la chute du module Apollo 12 (1 tonne de TNT) fit vibrer la Lune pendant 50ms.
  • Météoritiques : 75 à 100 par an.
  • Superficielles : phénomène de dilatation-contraction.
  • Naturelles : ils sont très profond (600 à 950km). Il y en a environ 3 000 par an d’intensité inférieure à 2 sur l’échelle de Richter.

b) Les Mascons (de l’anglais Mass concentrations) :

Ce sont des anomalies gravitationnelles associées à de nombreux bassins circulaires consécutifs à des impacts météoritiques importants. Ils ont pour principale conséquence qu’une orbite de satellite autour de la Lune ne sera pas circulaire mais aura des oscillations en altitude.

2. Structure externe :

  • Les plateaux : Régions claires recouvertes de cratères. Elles représentent 70% de la face visible et 100% de la face cachée.
  • Les cirques : Ce sont de grands cratères d’impacts météoritiques bordés de remparts montagneux de formes diverses.
  • Les cratères : Dépression quasi circulaire creusée par l’impact d’une météorite à la surface.

    minicopernic

    Le cratère Copernic

  • Les chaînes de montagnes : Le mécanisme de formation de ces chaînes de montagnes ne sont pas les mêmes que sur Terre puisqu’il n’y a pas de tectonique des plaques. Il s’agit principalement de remparts créés lors de gros impacts de météores ce qui explique leur forme en arc de cercle (entourant généralement les cirques). A cause d’une gravité plus faible, les montagnes sont plus hautes.
  • Les mers ou plaines : Composées de basalte (couleur sombre), elles sont dues, fort probablement, à des coulées de laves qui ont englouties les bassins les plus bas. Elles n’existent que sur la face orientée vers la Terre et dont la croûte a une plus faible épaisseur. Ce phénomène remonte à 3 milliards d’année.

    MerSerenite

    Mare Imbrium

  • Sillons et crevasses : Ils ont une origine météoritique mais surtout volcanique, il s’agit de tube de lave qui se sont effondrés. L’apparente profondeur de ces crevasses n’est qu’une illusion due à l’éclairage rasant qui augmente considérablement l’ombre portée. La composition du sol lunaire est très voisine de celle de la Terre, mais on n’y trouve aucune trace de roche sédimentaire puisqu’il n’y a ni vie ni eau. Ces roches contiennent en proportions variables de l’oxyde d’aluminium, de calcium, de fer, du magnésium et du titane. Leur concentration peut varier selon la région lunaire.

Orbite et les phénomènes liés

 

La Lune est soumise à des phénomènes très complexes qui ne peuvent être tous décrits, mais en voici les principaux.

1. Sa trajectoire :

fig1La Lune parcourt dans le ciel environ 13° par jour à la vitesse de 1km/s. En une heure, elle parcourt parmi les étoiles l’équivalent de son diamètre soit 0,5°. L’inclinaison de son orbite par rapport à l’écliptique est appelée Nœud, ces deux points (Nœuds ascendant et descendant) se déplacent de 19° par an. On appelle ligne des apsides la ligne qui joint le périgée et l’apogée. Elle dérive en direction opposée avec une période de 8,885 années. De plus son excentricité oscille de 0,044 à 0,067 et son inclinaison de 4°58’ à 5°19’.

2. Sa période de révolution :

phasesLa période de révolution sidérale est de 27,32 jours. C’est le temps nécessaire pour que la Lune se retrouve dans la même position par rapport aux étoiles. La période de révolution synodique est de 29j 12h 49mn 30s. C’est le temps nécessaire pour que la Lune retrouve la même position par rapport au Soleil, c’est à dire entre 2 phases strictement identiques. La différence entre les deux périodes est due à la rotation de la Terre autour du Soleil.

3. Les librations :

La Lune nous présente toujours la même face car sa période de rotation est égale à sa période de révolution, mais du fait de son orbite elliptique qui implique une vitesse différente selon la partie de son orbite. Elle est plus rapide au périgée et plus lente à l’apogée, elle nous présente donc un peu plus de la moitié de sa surface. Il y a trois principales sortes de librations : en longitude, en latitude et diurne ou parallactique. Les deux premières permettent de voir des régions très à l’Est ou à l’Ouest et au Nord ou au Sud. La troisième est simplement due au fait que l’angle de vision de la Lune entre son lever et son coucher est différent. Au bout du compte, ces différents phénomènes permettent d’observer environ 59% de la surface Lune.

 

fig2


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Les planètes

Présentation

Notre système solaire en chiffres…

PlanètesDiamètreDistance
moyenne
au soleil (km)
Période de
révolution
Période de
rotation
axiale
Inclinaison
axiale
Inclinaison
sur l’écliptique
Densité
(g/cm^3)
Nombre de
satellites
Mercure487858 000 00087,97j58j 15h 30 min7°00’26″5,420
Vénus12 104108 000 000224,7j243j 24 min 29s178°18’3°23’40″5,250
Terre12 756149 600 000365,265j23h 56 min 4,07s23°24’5,521
Mars6 787227 900 000686,98j24h 37 min 26s23°59’1°51’9″3,942
Jupiter142 800778 300 00011,86a9h 50 min 33s3°06’1°18’29″1,3116
Saturne120 0001 427 000 00029,46a10h 39 min 22s29°2°29’0,6921
Uranus50 8002 870 000 00084,01a17h 14 min97°54’0°48’27″1,315
Neptune49 5004 497 000 000164,79a18h 26 min28°48’1°46’27″1,668
Pluton2 3005 900 000 000248a6j 9h 17 min94°17°9’3″1,81


Mercure

Mercure

 

Mercure possède une croûte de silicates, et son intérieur est dense, comme celui de la Terre, avec un cœur composé de nickel et de fer. En revanche on y trouve peu de traces de volcans, probablement parce qu’elle s’est refroidie rapidement après sa formation. Toutefois, Mercure n’est pas totalement inerte : sous sa surface, il y a des régions chaudes où se déroule une activité volcanique.

Son orbite est elliptique. Sa température peut atteindre 467°C. Sous l’effet conjugué de cette chaleur intense et du faible champ gravitationnel de la planète, toute atmosphère s’en est évaporé il y a bien longtemps. C’est pour cela que, comme la Lune, elle est recouverte de cratères.

En effet, en l’absence d’atmosphère, les débris spatiaux ne brûlent pas avant d’entrer en collision avec elle, et aucune érosion ne peut en effacer les empreintes après impact. On y trouve des traces d’hydrogène et d’hélium, mais en trop faible quantité pour affecter les conditions à la surface de façon significative.


Vénus

venus1

La taille et la masse de Vénus sont presque semblables à celles de la Terre, et sa structure interne est similaire, avec un cœur en nickel et en fer. La chaleur qui y règne est insupportable, et la planète est recouverte d’épaisses couches de gaz suffocantes. Son atmosphère dense, où domine le gaz carbonique qui en constitue désormais 96%, accompagné d’un peu d’azote et d’autres gaz à l’état de traces, est due à d’énormes volcans, peut-être encore en activités.

Plus proche du Soleil que la Terre, elle en reçoit deux fois plus de radiations. L’épaisse atmosphère de gaz carbonique est le siège d’un puissant effet de serre qui empêche le rayonnement lumineux de s’évacuer vers l’espace, engendrant une température de surface élevée. Ainsi, la température moyenne de la Terre est de 15°C et celle de Vénus de 457°C. C’est au-dessus du point de fusion du plomb !!!

Pour compléter ce tableau peu engageant, Vénus est enveloppée de nuages d’acide sulfurique, un composé toxique qui retombe également en pluie à sa surface.


La Terre

terre

 

La Terre est la planète tellurique par excellence. Son noyau, composé de métaux, produit un champ magnétique. De plus, elle est le siège d’une forte activité volcanique, qui fût à l’origine de son atmosphère. Cette dernière isole la planète en maintenant à sa surface une température permettant à l’eau de rester liquide : un élément déterminant pour l’évolution de la vie.

Il y a très longtemps, les végétaux verts apparus dans les mers ont capté le gaz carbonique de l’air, le remplaçant par de l’oxygène. De nos jours, l’atmosphère terrestre est essentiellement composée d’azote, d’oxygène et de vapeur d’eau dans une moindre proportion. On y trouve d’autres gaz à l’état de traces, dont du gaz carbonique.

Le noyau de la Terre est composé de nickel et de fer, avec un cœur métallique et une couche externe liquide. Autour, se trouve le manteau solide. Sa partie extérieure, ou asthénosphère, se présente comme un épais magma visqueux recouvert d’une croûte fine et cassante.


Mars

mars

Mars, la planète rouge doit sa coloration à la présence de rouille (oxyde de fer) et d’autres impuretés ferreuses qui recouvrent toute sa surface. Malgré cela, cette planète ne possède qu’un petit noyau ferreux et est moins dense que les autres planètes telluriques.

Grâce à la présence de volcans à sa surface, elle est dotée d’une mince couche atmosphérique, composée de 95% de gaz carbonique, constituant également ses calottes glaciaires blanches. On y trouve aussi de petites quantités d’azote, d’oxygène et de vapeur d’eau.

Aujourd’hui, Mars présente une atmosphère beaucoup plus mince que celle de vénus ou de la Terre. Toutefois, la présence à sa surface de structure ressemblant à des cours d’eau asséchés donne à penser que son atmosphère fût jadis assez épaisse pour qu’il s’y produise des précipitations.

Avec une température très en dessous de 0°C et de forts vents qui entraînent de fréquentes tempêtes de poussière, Mars reste néanmoins une planète hostile où l’on ne décèle aucun élément prouvant que la vie n’y soit jamais apparue.


Jupiter

jupiter

 

Si Jupiter, la plus grosse planète du système solaire, avait été un peu plus massive, elle serait devenue une petite étoile. Mais, bien que son noyau soit aussi chaud que la surface du Soleil, il n’a jamais atteint les températures suffisantes pour que s’amorcent les réactions nucléaires qui l’auraient fait briller.

La couche d’hydrogène, enveloppant ce cœur brûlant et rocheux, est soumise à des pressions si élevées que la matière s’y comporte comme un métal. La majeure partie de la planète est composée d’hydrogène, sous diverses formes.

Les couleurs vives de la surface sont dues à des traînées de méthane, de phosphore et d’ammoniac. Le dessin des bandes, provoquées par les différentes couches de la structure interne de la planète, se modifie sans cesse. En revanche, la grande tâche rouge est un trait permanent. Il s’agit d’une gigantesque tempête, colorée par le phosphore, qui rougit sous l’effet des rayons ultraviolets de la lumière solaire.


Saturne

saturne

Sixième planète du système solaire, Saturne n’eût été qu’une pâle copie de Jupiter, sans les magnifiques anneaux qui la caractérisent. Bien que les quatre géantes gazeuses en possèdent, seuls ceux de Saturne peuvent être observés directement depuis la Terre, à travers un télescope.

On compte plus de 10 000 anneaux distincts, chacun étant composé d’une infinité de morceaux de glace et de roches en orbite autour de la planète, et réparties par bandes ne dépassant pas 1 kilomètre d’épaisseur.

A cela près, Saturne est très similaire à Jupiter, avec ses traînées nuageuses en mouvement rapide, à sa surface, qui lui donnent un aspect changeant de tâches et de tourbillons.

Sa structure interne est également semblable, quoique beaucoup moins dense. Saturne est plus légère que l’eau et flotterait si elle pouvait y être plongée. Cette légèreté, associée à sa grande vitesse de rotation, fait qu’elle présente, plus que toute autre planète, une forme ellipsoïdale renflée au niveau de l’équateur et plutôt aplatie aux pôles.


Uranus

uranus

 

Au centre d’Uranus se trouve sans doute un noyau solide, mais la planète est composée en majeur partie d’ammoniac, d’eau et d’une épaisse atmosphère verdâtre d’hydrogène, d’hélium et de méthane.

Uranus se distingue par l’inclinaison de son axe de rotation très prononcée : il est presque horizontal. C’est pourquoi ses pôles, généralement les régions les plus froides d’une planète, se trouvent face au Soleil et présentent une température de surface plus élevée qu’à l’équateur.

 


Neptune

neptune

 

Neptune est la plus distante des géantes gazeuses. Son noyau n’est sans doute pas solide ; il doit être composé d’un mélange de glace et de roche, enveloppé de glace et de gaz.

C’est la présence de méthane en grande quantité, qui donne à la planète sa couleur bleue, provoquant aussi dans l’atmosphère des nuages blancs effilés.

Des zones plus brillantes que d’autres dans les trois anneaux de Neptune, sont dues à une répartition inégale des particules.


Pluton

hstpluto

 

Depuis août 2006, l’Union Astronomique Internationale ne reconnaît plus à Pluton le statut de « planète ». C’est un petit corps glacé, de taille inférieure à celle de la Lune, classé désormais parmi les « planètes naines »

Son étrange orbite elliptique l’amène tantôt plus près du Soleil que Neptune, tantôt plus loin.

Pluton possède son propre satellite, Charon, dont le diamètre est environ la moitié du sien.


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