Planète

Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile, possédant une masse suffisante pour que sa gravité la maintienne en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire sous une forme presque sphérique, et ayant éliminé tout corps « rival » se déplaçant sur son orbite ou sur une orbite proche. Par extension on qualifie parfois aussi de planètes les objets libres de masse planétaire.

Cet article possède un paronyme, voir Blanète.

Pour les articles homonymes, voir Planète (homonymie).

Les huit planètes connues du Système solaire : 1- Mercure ;
2- Vénus ;
3- Terre ;
4- Mars ;
5- Jupiter ;
6- Saturne ;
7- Uranus ;
8- Neptune
Leurs tailles respectives et celle du Soleil (en haut du schéma) sont respectées, mais pas les distances ni les luminosités.

Ptolémée fut l'un des premiers à essayer de comprendre la formation et le fonctionnement des planètes. Celui-ci en était venu à la conclusion que toutes étaient en orbite autour de la Terre selon un mouvement déférent et épicyclique. Par la suite, l'idée que les planètes tournent autour du Soleil (héliocentrisme) fut suggérée à plusieurs reprises et confirmée par les observations de Galilée utilisant les premières lunettes astronomiques. Indépendamment, Johannes Kepler, analysant minutieusement les données d'observation montre que les planètes tournent autour du Soleil sur des orbites non pas circulaires, mais elliptiques.

Il n'existe pas de définition officielle générale du mot « planète » hormis une définition de travail de l'Union astronomique internationale (UAI) datant de 2002 et modifiée en 2003. En bref, celle-ci définit la limite supérieure des planètes par la limite de fusion nucléaire du deutérium (au-delà on parle de naine brune) et exclut les objets libres de masse planétaire (appelées sous-naines brunes). La limite inférieure est définie comme pour les planètes du système solaire. Cette limite date de 2006 et précise, en termes simples, que l'objet doit, en plus de tourner autour du Soleil, être relativement sphérique et avoir éliminé tout corps rival se déplaçant sur une orbite proche (cela peut signifier soit en faire un de ses satellites, soit provoquer sa destruction par collision). De fait, ce dernier critère ne s'applique pas aujourd'hui aux exoplanètes pour des raisons technologiques[1]. On estime que le nombre d'exoplanètes dans notre seule galaxie est d'au moins 100 milliards[2].

Selon la définition de 2006, il y a huit planètes confirmées[3] dans le Système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune (sans Pluton, cf. ci-dessous).

En même temps que la définition d'une planète était clarifiée, l'UAI définissait comme étant une planète naine un objet céleste répondant à tous les critères, sauf l'élimination des corps sur une orbite proche. Contrairement à ce que suggère l'usage habituel d'un adjectif, une planète naine n'est pas une planète, puisque l'un des critères de la définition des planètes n'est par définition jamais rempli par les planètes naines ; ceci explique qu'il n'y ait, comme listé ci-dessus, que huit planètes dans le Système solaire. On compte actuellement cinq planètes naines dans le Système solaire : Cérès, Pluton, Makémaké, Hauméa et Éris[4]. Cependant il est possible et même probable qu'à l'avenir cette liste devienne plus longue que celle des planètes.

La liste des planètes a fortement varié au gré des découvertes et nouvelles définitions de l'astronomie. La Terre n'est considérée comme une planète que depuis la reconnaissance de l'héliocentrisme (position centrale du Soleil), Pluton et Cérès furent classées comme planètes en premier lieu lors de leur découverte, mais la définition de l'UAI a conduit à exclure de manière claire de tels objets.

Étymologie

Le substantif féminin[5],[6],[7] « planète » est emprunté[5],[6], par l'intermédiaire[5] du latin planeta[6],[7],[note 1], au grec ancien πλανήτης, planếtês, pris de l'expression πλανήτης ἀστήρ, planếtês astêr, qui désigne un « astre en mouvement » ou « astre errant », par opposition aux étoiles (les « étoiles fixes ») qui apparaissent immobiles sur la voûte céleste.

Ce mouvement apparent, repéré en suivant 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 son identification 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 par elles-mêmes.

Histoire du concept

L'idée de l'existence de « planètes » évolue au cours de l'histoire de l'astronomie, passant de lumières considérées comme divines à l'Antiquité aux objets connus précisément de façon contemporaine. Le concept s'est également étendu pour inclure des objets non seulement dans le Système solaire, mais aussi dans des centaines d'autres systèmes planétaires extrasolaires. Les ambiguïtés inhérentes à la définition des planètes donnent aussi lieu à de nombreuses controverses scientifiques.

Cinq planètes du Système solaire étant visibles à l'œil nu depuis la Terre — Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne —, elles sont connues depuis l'Antiquité et ont un impact important sur la mythologie, la cosmologie religieuse et l'astronomie ancienne. Les astronomes notent en effet comment certaines lumières se déplacent dans le ciel nocturne, par opposition aux étoiles fixes qui maintiennent une position relative constante dans le ciel. Dans la Grèce antique, en Chine, à Babylone, et généralement dans toutes les civilisations anciennes, il est pensé presque universellement que la Terre est le centre de l'Univers et que toutes les « planètes » tournent autour d'elle. La raison de cette perception est principalement que les étoiles et les planètes semblent tourner autour de la Terre chaque jour et que les perceptions font que la Terre, solide et stable, semble ne pas être en mouvement mais plutôt au repos.

Définition

La définition d'une planète telle que reprise ci-dessus dit en substance qu'un corps doit présenter une masse d'au moins 5 × 1020 kg et un diamètre d'au moins 800 km pour être considéré comme une planète[8].

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 ».

En 2003, Sedna avait déjà été décrétée par les médias comme étant la dixième planète du Système solaire, mais beaucoup d'astronomes étaient réticents pour 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.

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 celles de (136199) Éris (en 2005), de (90377) Sedna et autres objets de la Ceinture de Kuiper.

Distinguer planète et étoile

Classiquement, le terme « planète » s'oppose à celui d'« étoile ». Planète et étoile diffèrent en ceci que l'énergie lumineuse rayonnée par une planète ne provient pas de son sein propre mais de l'étoile autour de laquelle elle gravite (toute planète émet des rayonnements électromagnétiques, généralement dans l'infrarouge en raison de sa faible température). Même si cette opposition entre production et réflexion de lumière garde une part essentielle de sa pertinence, elle pose quelques problèmes conceptuels de définition.

Ce qui aujourd'hui distingue le plus utilement le concept de planète et celui d'étoile est le mode de formation :

  • la formation d'une étoile résulte de l'effondrement d'une sphère de gaz ;
  • la formation d'une planète résulte de l'agrégation de poussières dans un disque, suivie ou non d'une accrétion gazeuse, en fonction de la masse du noyau.

Les planètes

Bien qu'elles n'émettent pas de lumière visible, les planètes produisent un peu d'énergie détectable en infrarouge (IR). Pour la Terre, vu de l'espace, ceci est environ 4 000 fois moins que ce qui est reçu du Soleil. Le phénomène est plus important pour Jupiter, Saturne et Neptune. Dans l'infrarouge, elles renvoient 2 à 2,5 fois plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil[9].

Théoriquement, il existe des planètes qui n'orbitent autour d'aucune étoile. Formées autour de ces dernières, elles peuvent être libérées de leur lien gravitationnel par diverses interactions gravitationnelles. De telles planètes, dites « planètes flottantes » ne reflètent la lumière d'aucune étoile. Le , l'Institut de planétologie et d'astrophysique de Grenoble a annoncé la découverte probable d'une planète de cette catégorie, appelée CFBDSIR 2149-0403[10].

Au sein du Système solaire, les planètes ont une orbite elliptique qui est, à l'exception de Mercure, quasi circulaire et dont le Soleil est situé à l'un des foyers. En première approximation, les planètes orbitent toutes dans un même plan nommé écliptique. L'écliptique est inclinée de sept degrés par rapport au plan de l'équateur du Soleil. Les planètes orbitent toutes dans la même direction, dans le sens contraire de celui des aiguilles d'une montre lorsque regardées du dessus du pôle nord du Soleil[11].

Les étoiles

Les étoiles les plus petites, les naines brunes, 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 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'appartiennent pas de ce fait à la séquence principale.

Propositions récentes de définition

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 :

  1. Point de vue purement historique, les Planètes sont : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton, aucune autre de plus.
  2. Historique mis à jour. On peut envisager des raisons historiques tenant compte des dernières découvertes. Dans ce cas Mercure jusqu'à Pluton sont des planètes ainsi que tout nouvel objet plus grand que Pluton[12] (désormais classée comme planète naine).
  3. 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.
  4. 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 dix 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).

Planètes du Système solaire
Les quatre planètes telluriques du Système solaire : Mercure, Vénus, Terre et Mars (à l'échelle).

Description

On connaît avec certitude l'existence de huit planètes dans le Système solaire. En Occident elles sont chacune nommées d'après un dieu romain, sauf la Terre, et on leur associe un symbole astronomique, voire astrologique. Par ordre croissant d'éloignement du Soleil, ce sont :

  1. Mercure (symbole ) ;
  2. Vénus () ;
  3. la Terre (/) ;
  4. Mars () ;
  5. Jupiter () ;
  6. Saturne () ;
  7. Uranus () ;
  8. Neptune ().

Une neuvième planète pourrait également exister, à une distance bien supérieure aux autres planètes connues[3].

Les planètes du système solaire peuvent être divisées en trois catégories :

Les deux géantes gazeuses du Système solaire : Jupiter, Saturne aux côtés des deux géantes de glaces : Uranus et Neptune devant le limbe du Soleil (à l'échelle).

Pour se souvenir de l'ordre, une méthode courante est de mémoriser une phrase mnémotechnique comme « Me Voici Toute Mignonne, Je Suis Une Nébuleuse »[13], les initiales de chaque mot suivant celles des planètes, classées par distance en partant du Soleil. Celle donnée ici est une adaptation de la phrase « Me Voici Toute Mignonne : Je Suis Une Nouvelle Planète », écrite à l'époque où on considérait Pluton comme une planète.

En effet, historiquement, Pluton, comme (1) Cérès, a été considérée comme une planète depuis sa découverte. Puis les astronomes ont reconsidéré ce statut en constatant qu'il s'agissait d'un objet d'un type relativement courant découvert depuis les années 2000. Ils ont requalifié Pluton le car on a découvert d'autres objets transneptuniens de taille comparable dans la ceinture d'astéroïdes extérieurs, comme (136199) Éris (paradoxalement on hésitait alors à qualifier cet objet de dixième planète, et on le désignait alors par son nom de code Xéna car la décision sur le nom était trop lourde de responsabilité au cas où il serait qualifié de planète).

Caractéristiques des planètes du Système solaire
Nom Diamètre
équatorial[a]		 Masse[a] Demi-grand axe
(UA)		 Période de révolution
(années)		 Inclinaison
sur le plan équatorial du Soleil (°)		 Excentricité
de l'orbite		 Période de rotation
(jours)[c]		 Satellites Anneaux Atmosphère
Planètes telluriques Mercure 0.382 0.06 0.387 0.24 3.38 0.206 58.64 — non négligeable
Vénus 0.949 0.82 0.723 0.62 3.86 0.007 -243.02 — non CO2, N2
Terre[b] 1.00 1.00 1.00 1.00 7.25 0.017 1.00 1 non N2, O2
Mars 0.532 0.11 1.523 1.88 5.65 0.093 1.03 2 non CO2, N2
Géantes gazeuses Jupiter 11.209 317.8 5.203 11.86 6.09 0.048 0.41 79 oui H2, He
Saturne 9.449 95.2 9.537 29.46 5.51 0.054 0.43 82 oui H2, He
Géantes de glaces Uranus 4.007 14.6 19.229 84.01 6.48 0.047 -0.72 27 oui H2, He
Neptune 3.883 17.2 30.069 164.8 6.43 0.009 0.67 14 oui H2, He
a  par rapport à la Terre.
b  Voir dans l'article Terre les valeurs absolues.
c  Une valeur négative indique une planète tournant sur elle-même dans le sens inverse de la Terre.

Satellites des planètes du Système solaire

Les deux planètes les plus proches du soleil, Mercure et Vénus, n'ont pas de satellite[14]. Parmi les planètes telluriques, seules Mars et la Terre en possèdent : deux satellites tournent autour de Mars, et la Terre n'a que la Lune comme satellite naturel. Les géantes gazeuses, plus volumineuses et ayant une masse plus importante, sont susceptibles d'attirer des objets célestes. Ainsi, Saturne possède officiellement 82 satellites après la découverte courant 2019 de 20 nouvelles lunes, ce qui la place devant Jupiter avec ses 79 lunes[15]. Uranus et Neptune, géantes de glace beaucoup moins massives que les géantes gazeuses, possèdent respectivement, aux erreurs d'observation près, 29 et 14 satellites.

Autres systèmes planétaires

Depuis 1990, année de la découverte d'un pulsar autour duquel on découvrira des planètes extrasolaires par Aleksander Wolszczan, mais surtout 1995 et la confirmation par Michel Mayor et Didier Queloz de la découverte de la première planète autour de 51 Pegasi b (primeur pour laquelle ils obtiennent le prix Nobel de physique en 2019), 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[16], 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 presque 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 , une équipe de scientifiques américains a annoncé la découverte de la 155e exoplanète découverte depuis 1995. Les caractéristiques de cette planète sont :

Dans la revue Nature du , 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 () 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.

La première photographie optique d'une exoplanète a été publiée le . D'une masse probablement proche de celle de Jupiter, cette planète, baptisée Fomalhaut b, est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscus austrinus), à une distance d'environ quatre fois celle séparant Neptune du soleil.

Depuis, le nombre de planètes découvertes a augmenté. Au , Il y a 4 330 exoplanètes confirmées dans 3 200 systèmes solaires, dont 708 systèmes ayant plus d'une planète.

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, suivie par l'accrétion des poussières dans le disque résiduel circumstellaire.

Image du disque protoplanétaire de HL Tauri réalisée par l'Atacama Large Millimeter Array.

Formation stellaire préalable 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, suivie 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 la formation planétaire.

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 » sont particulièrement denses (plus de 10 000 atomes/cm3) et froides (typiquement 10 à 100 K) par rapport aux régions voisines HII formées d'hydrogène ionisé (chaudes à 10 000 K et presque vides avec 10 atomes/cm3 ou moins). La formation de ces régions nous introduit au phénomène central de la formation stellaire (qui se reproduit ensuite 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 perdurer que si l'énergie thermique peut s'évacuer. 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, en partie non-élastiques.

Il se forme ainsi au centre un noyau de gaz (« modèle de nucléation »), alors appelé 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 à la vitesse de libération de cet astre. Elle augmente rapidement au-delà de 10 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 constitue une quantité d'énergie 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 ce qu'elle deviendra après stabilisation 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 contrecarrée 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 rayon moyen diminue, w augmente : les pôles se dépeuplent en conséquence en faveur de l'équateur et ce tournoiement accéléré aplatit le nuage.

Les pôles étant 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) limite le processus d'effondrement et l'arrête complètement en l'absence de mécanisme qui dissipe son énergie de rotation.

Ce disque est extraordinairement ténu, par rapport à toute forme d'état de la matière observable sur Terre. Il s'agit pourtant d'une zone très 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.

Phase A : formation des flocules centimétriques

Au départ, le nuage possède une opacité non négligeable sur une épaisseur de l'ordre de 10 à 30 UA. La poussière responsable de cette opacité tombe doucement, à une vitesse de un à dix mètres par seconde, au sein du gaz ténu, vers le plan de révolution. En 10 000 ans environ, la proto-étoile se dote d'un disque fin de poussières (quelques kilomètres d'épaisseur) enserré dans une galette de gaz qui garde presque son épaisseur initiale. La poussière, durant sa chute au sein d'un gaz turbulent, forme au hasard des flocules qui peuvent atteindre des tailles centimétriques (10 000 fois plus gros que les poussières). L'agrégation résulte des simples forces de contacts entre grains.

Phase B : formation des planétésimaux

Avant que ces grumeaux poussiéreux aient atteint une taille kilométrique, ils génèrent une traînée hydrodynamique suffisante pour les faire plonger vers la surface de la jeune étoile en moins d'un siècle (pour un corps d'un mètre situé à une unité astronomique). Il s'agit donc d'une étape critique. La phase de formation allant du centimètre au kilomètre (soit un gain de cinq ordres de grandeur) est une des plus difficilement modélisables, 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 capable d'encaisser les chocs ultérieurs.

En raison de sa masse supérieure, un des corps parvient à attirer par gravitation des poussières du sillon planétaire dans un périmètre qui excède son diamètre. À l'issue de ce stade, il peut atteindre le kilomètre et est à la fois attractif pour ce qui l'entoure et résistant en termes de traînée. Il se forme alors un planétésimal, dont le diamètre peut atteindre cinq à dix kilomètres et la masse est de l'ordre de mille milliards de tonnes. Il deviendra un petit corps (astéroïde ou comète) ou une planète.

À ce stade, le système est peuplé de milliards de comètes coexistant avec des corps solides de tailles échelonnées du micromètre au kilomètre.

Phase C : formation des cœurs planétaires

La formation de planète à partir des planétésimaux dure environ 100 000 ans et a fait l'objet de simulations numériques qui en donnent l'image suivante :

  1. au départ, des collisions aléatoires au sein d'un ensemble de milliards de planétésimaux engendrent la croissance de certains aux dépens des autres ;
  2. 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 ;
  3. une fois le vide fait autour 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 ». À une UA, cette masse d'isolation représente environ le dixième de la masse terrestre et correspond à l'agglomération d'environ un milliard de planétésimaux.

Phase D : formation des noyaux telluriques

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 la force de marée ou expulsés dans l'espace interstellaire.

Dans un disque circumstellaire d'environ un millième de masse solaire, une planète tellurique (ou rocheuse) peut se former en 10 à 100 millions d'années et le scénario qui précède rend compte avec succès de leur formation.

Phase E : formation des enveloppes gazeuses

Expliquer la formation des planètes gazeuses — quelque 100 000 ans à 1 million d'années — 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 entrent 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 quinze masses terrestres ce qui correspond à peu près à la masse de Neptune ou d'Uranus.

Cette masse critique a été atteinte car ces planètes sont au-delà de la ligne des glaces où la quantité de matière solide disponible était plus importante grâce à la condensation de l'hélium et de l'hydrogène qui forment des glaces (méthane CH4, ammoniac NH3, neige carbonique CO2, glace d'eau H2O, etc.)[17].

Au-delà de la masse critique l'accrétion ne s'arrête qu'après épuisement du gaz disponible dans la fraction du disque où s'est formée la planète, ouvrant ainsi un sillon dans le disque protoplanétaire. Ainsi se forment 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 millions d'années.

Vue d'artiste de la planète extrasolaire HD 209458 b (Osiris).

Les simulations montrent que pour former des planètes de la masse de Saturne et de Jupiter le disque doit posséder une masse de trois à cinq fois supérieure à la masse minimale suffisante à la formation des planètes telluriques et doit les former en un temps limité par la durée de vie du disque.

Principes de nomination des planètes

Les noms des planètes du Système solaire sont attribués par les commissions de l'Union astronomique internationale (UAI). Celles-ci adoptent de manière cohérente les noms des dieux de la mythologie romaine qui ont été imposés par l'astrolâtrie de la mythologie grecque[18]. En raison de sa couleur rouge, on dénomma la quatrième planète Mars en référence au dieu romain de la guerre (et donc du sang) et, plus récemment, la planète (136199) Éris, déesse de la discorde pour la planète naine dont la découverte a obligé les astronomes à redéfinir la notion de planète au détriment de Pluton, qui ne respecte pas le nouveau critère d'« élimination des rivales ».

Voir aussi

Bibliographie
  • Thérèse Encrenaz et James Lequeux, L'exploration des planètes : De Galilée à nos jours... et au-delà, Paris, Belin, , 223 p. (ISBN 978-2-7011-6195-2)

Articles connexes

Liens externes

Notes et références

Notes
  1. Le latin planeta, substantif masculin, est une réfection, par changement de déclinaison, de planetes, pluriel.

Références
  1. Intuitivement, ce critère a pour but d'exclure les nombreux « petits » objets de la liste des planètes ; puisque seules les exoplanètes majeures sont visibles avec les moyens d'aujourd'hui, il n'est pas perçu comme urgent d'introduire un tel critère pour les exoplanètes. Ciel et espace no 471, juillet 2009, p. 32, La bataille des planètes n'aura pas lieu
  2. Équipe de rédaction de Science et vie, « Exoplanètes. Cette fois, on les voit vraiment ! » [archive du ], Science et Vie, (consulté le )
  3. Des chercheurs ont annoncé le 20 janvier 2016 la possible existence d'une neuvième planète, qui reste à confirmer (9e planète du système solaire : elle aurait été découverte ! (site web de Sciences et Avenir, 20 janvier 2016). Son nom provisoire est simplement Planète Neuf.
  4. (en) « Dwarf Planets and their Systems », Working Group for Planetary System Nomenclature (WGPSN), (consulté le )
  5. « Planète », dans le Dictionnaire de l'Académie française, sur Centre national de ressources textuelles et lexicales (sens 1) [consulté le 28 mai 2016].
  6. Définitions lexicographiques et étymologiques de « planète » (sens B) dans le Trésor de la langue française informatisé, sur le site du Centre national de ressources textuelles et lexicales [consulté le 28 mai 2016].
  7. Entrée « planète » [html] dans Émile Littré, Dictionnaire de la langue française, t. 3 : I – P, Paris, L. Hachette, , 1396 p., in-4o (BNF 30824717, lire en ligne), p. 1152 [fac-similé (page consultée le 28 mai 2016)].
  8. « proposition de définition d'une planète par l'IAU »
  9. Cette propriété peut être mise à profit pour la recherche d'exoplanètes, celles-ci devenant proportionnellement plus émissives dans l'infrarouge que les étoiles.
  10. « IPAG - Institut de Planétologie et d’Astrophysique de Grenoble - Perdue dans l’espace : une planète solitaire repérée », sur ipag.osug.fr
  11. Bill Arnett, traduit par Arnaud Riess, « Vue d'ensemble », sur www.neufplanetes.org (consulté le )
  12. Mike Brown, « The discovery of Eris, the largest known dwarf planet » (consulté le )
  13. « Les meilleures phrases mnémotechniques pour classer les planètes »,
  14. Nelly Lesage, « Pourquoi Mercure et Vénus sont les seules planètes sans lune dans le système solaire ? - Sciences », sur Numerama, (consulté le )
  15. @NatGeoFrance, « Avec 20 nouvelles lunes, Saturne devient la planète avec le plus de satellites », sur National Geographic, (consulté le )
  16. 254 au 15 octobre 2007, voir The Extrasolar Planets Encyclopedia de l'Observatoire de Paris pour un chiffre à jour
  17. (en) Chris Impey, How It Began : A Time-Traveler's Guide to the Universe, W. W. Norton & Company, , p. 31
  18. Franz Cumont, « Les noms des planètes et l'astrolâtrie chez les Grecs », L’Antiquité Classique, vol. 4,‎ , p. 5-43.
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