Cet article fait partie du DOSSIER consacré à la Terre.
Ensemble du Soleil et des astres (en particulier des planètes) qui gravitent autour de lui ; région de l'espace dans laquelle le Soleil exerce une attraction prépondérante par rapport à celle des autres étoiles.

ASTRONOMIE

La structure du Système solaire

Orbites des planètes

• Système solaire
• Soleil

En dehors du Soleil lui-même, le Système solaire comprend huit planètes, des planètes naines (dont Pluton), une multitude de petits corps irréguliers (astéroïdes, comètes, météorites) et des poussières interplanétaires. Les planètes se concentrent autour du Soleil dans un disque d'environ 4,5 milliards de kilomètres de rayon (30 fois la distance moyenne de la Terre au Soleil), mais il existe une zone peuplée d'astéroïdes et de noyaux cométaires (ceinture de Kuiper) au-delà de l'orbite de Neptune jusqu'à quelques centaines d'unités astronomiques de distance du Soleil, et une vaste concentration de noyaux cométaires (nuage d'Oort) à des distances du Soleil comprises entre 40 000 et 100 000 fois celle de la Terre au Soleil.

Avec la découverte de nombreuses exoplanètes (ou planètes extrasolaires), les astronomes peuvent étudier à présent d'autres spécimens de systèmes planétaires, dont les caractéristiques s'avèrent sensiblement différentes de celles du Système solaire.

Les planètes du Système solaire

les planètes du Système solaire

Depuis les temps les plus reculés, l'homme a observé que certains corps célestes ne sont pas fixes par rapport aux autres, mais qu'ils errent lentement dans les cieux. Les Grecs donnèrent à ces corps mobiles le nom de planètes, ou « astres vagabonds ».

Les huit planètes du Système solaire se répartissent en deux groupes : les planètes internes, ou telluriques, et les planètes externes, ou planètes géantes – Pluton, jadis considéré comme la neuvième planète du Système solaire, mais qui n'appartient à aucun de ces deux groupes, a perdu ce titre en 2006, quand l'Union astronomique internationale l'a placé dans le groupe des planètes naines.

La distinction entre planètes internes et planètes externes est fondée d'une part sur leur distance au Soleil, d'autre part sur leurs propriétés physiques. Les planètes internes ont comme point commun d'être rocheuses, et leurs principaux éléments ont un point de fusion très élevé. Les planètes externes, qui se caractérisent par une densité très faible, sont essentiellement composées de gaz (hydrogène et hélium) ; elles sont beaucoup plus massives que les planètes telluriques, raison pour laquelle elles sont également appelées planètes géantes.

Les planètes internes

Mars

• La Terre
• Vénus

Les dimensions, la densité et les autres propriétés des planètes internes sont comparables à celles de la Terre ; c'est pourquoi on les regroupe sous l'appellation de « planètes telluriques ». Il s'agit, en partant du Soleil, de Mercure, de Vénus, de la Terre et de Mars.

– MERCURE

Mercure est la planète la plus proche du Soleil, à 58 millions de kilomètres en moyenne, mais son orbite très excentrique (0,206) l'amène à se rapprocher jusqu'à 46 millions de kilomètres ou à s'éloigner jusqu'à 70 millions de kilomètres du Soleil. Sa masse est près de 20 fois plus faible que celle de la Terre. Quelques traces d'hélium ont été détectées autour de Mercure, mais il est difficile de parler d'atmosphère, car la pression ne dépasse pas le milliardième de millibar. Sa surface est fortement cratérisée, comme celle de la Lune, et pour des raisons identiques – le manque d'atmosphère a facilité la formation de cratères météoritiques et la quasi-absence d'érosion leur a permis de perdurer ; elle présente cependant une particularité qu'on ne retrouve pas sur les autres planètes : des falaises, qui peuvent atteindre plusieurs kilomètres de hauteur et plusieurs centaines de kilomètres de longueur. Celles-ci sont interprétées comme le résultat d'une compression de la planète. En effet, Mercure ayant une forte densité (5,44), son noyau doit être constitué aux deux tiers de fer ; lorsque ce fer s'est refroidi, il en est résulté une diminution de son volume, ce qui s'est répercuté jusqu'à la surface de la planète et a donné les plissements qui constituent les falaises.

Mercure tourne sur elle-même en un peu moins de 59 jours (exactement 58,646 jours) et autour du Soleil en presque 88 jours (87,97 jours), c'est-à-dire que Mercure fait trois tours sur elle-même pendant qu'elle en fait deux autour du Soleil. Cette curieuse résonance entre la rotation et la révolution fait qu'elle présente des faces diamétralement opposées vers le Soleil lorsqu'elle passe par exemple au périhélie (plus grande approche du Soleil). Mercure possède un champ magnétique dont la valeur au niveau du sol est environ le centième de celui de la Terre. Cependant, cette valeur est importante, pour un corps aussi petit, et une partie du noyau de la planète doit donc être fluide pour entretenir ce champ par effet « dynamo ».

– VÉNUS

Vénus est la deuxième planète, par ordre d'éloignement du Soleil, à une distance de 108 millions de kilomètres. Elle tourne lentement sur elle-même, en 243 jours, dans le sens rétrograde (inverse des autres planètes). Vénus a presque le même diamètre (12 100 km) que la Terre (12 800 km), aussi, pendant longtemps, cette similitude en faisait des planètes sœurs, mais l'étude récente de Vénus, grâce aux sondes spatiales, a montré que la ressemblance avec la Terre s'arrêtait à cette apparence.

Ainsi, Vénus est toujours recouverte d'une épaisse couche de nuages, qui nous en dissimule la surface ; ceux-ci ont une épaisseur d'une trentaine de kilomètres et se situent entre 40 et 70 km d'altitude. Ils sont composés essentiellement de gouttelettes d'acide sulfurique. Sous ces nuages, on trouve une épaisse atmosphère composée de dioxyde de carbone, ou gaz carbonique (95 %), d'azote (3,5 %) et de traces d'argon, de vapeur d'eau, etc. Cette atmosphère produit une pression au sol qui est environ 100 fois supérieure à celle de la Terre et une température proche des 500 °C, beaucoup trop élevée pour permettre le développement d'une forme quelconque de vie.

Le sol de Vénus a été cartographié, entre 1990 et 1993, avec une précision de l'ordre de la centaine de mètres, grâce à la sonde spatiale américaine Magellan.

L'analyse des images envoyées par la sonde montra que la surface de Vénus témoignait d'une importante activité géologique : on y distingue des montagnes, de nombreux volcans, ainsi que des cratères d'origine météoritique qui présentent un aspect particulier dû à l'importance de l'atmosphère. L'activité volcanique semble omniprésente, bien que jusqu'à présent on n'ait repéré aucun volcan en activité. Le sol est jeune (moins de 500 millions d'années). Bien que le mont Maxwell atteigne 12 000 m de hauteur, la surface de Vénus est plus ramassée que celle de la Terre : 60 % du sol s'écartent de moins de 500 m du rayon moyen et 5 % seulement s'en écartent de plus de 2 km.

– LA TERRE

La Terre est la plus grande des planètes telluriques. Ses principaux constituants sont : un noyau à forte teneur en fer, de 2 900 km de rayon ; un manteau composé surtout de silicates ferro-magnésiens, qui s'étend jusqu'à une centaine de kilomètres de la surface ; une lithosphère, qui supporte les fonds océaniques et les continents. L'eau des océans et l'atmosphère ne forment qu'une mince couche de quelques kilomètres de matières volatiles autour de la croûte de notre planète.

L'atmosphère (77 % d'azote, 21 % d'oxygène, 1 % d'eau, un peu moins de 1 % d'argon et des traces d'autres corps où le gaz carbonique domine) est fondamentalement différente de celles de Vénus et de Mars, où le gaz carbonique est majoritaire à 95 %. Cette différence est due à l'existence de la vie sur la Terre.

Le système Terre-Lune est souvent qualifié de « planète double » car leurs dimensions respectives sont plus voisines que celles des autres satellites par rapport à leur planète ; la masse de la Lune est pourtant 81 fois inférieure à celle de la Terre. La première fait cependant partie des six plus grands satellites du Système solaire – qui ont des masses à peu près comparables –, et c'est la seule de cette dimension dans le Système solaire interne, avec une masse qui représente le quart de celle de Mercure. Elle présente toujours la même face à la Terre, c'est-à-dire qu'elle tourne sur elle-même exactement à la même vitesse qu'autour de la Terre. Il s'agit d'un couplage assez banal, qu'on retrouve pour la quasi-totalité des satellites, chacun présentant toujours la même face à sa planète.

Les échantillons prélevés sur plusieurs sites et rapportés lors des missions Apollo, ainsi que l'installation de stations de mesure de l'activité sismique et d'autres propriétés physiques ont fourni de nombreuses données. Si la Lune possède un noyau central, il est petit par rapport à celui de la Terre et sa masse est réduite. En fait, le manteau et la croûte constituent l'essentiel de la Lune. Celle-ci n'ayant pas d'atmosphère, sa surface est abondamment cratérisée, recouverte de très fines poussières et parsemée de petits éclats rocheux (le régolite). Les cratères d'origine météoritique sont très anciens : l'érosion étant pratiquement inexistante, ils sont demeurés inchangés depuis des milliards d'années.

Selon les dernières théories, la Lune serait née de la collision d'un corps protoplanétaire avec la Terre. Le noyau de la protoplanète s'est fondu avec celui de la Terre, tandis que son manteau et une partie du manteau terrestre formaient la Lune.

– MARS

Mars est la planète tellurique la plus éloignée du Soleil. Elle en fait le tour en 687 jours, selon une orbite assez excentrique qui l'amène à s'en rapprocher jusqu'à 209 millions de kilomètres et à s'en éloigner de 249 millions de kilomètres. Sa masse est d'environ le dixième de celle de la Terre. Elle possède une atmosphère ténue, constituée principalement de dioxyde de carbone ; la pression atmosphérique au sol est environ 100 fois inférieure à celle de la Terre.

La surface de Mars laisse apparaître deux hémisphères bien différenciés : l'hémisphère Nord, qui présente des terrains anciens fortement cratérisés, et le Sud, plus jeune, et beaucoup moins accidenté. Dans le détail, on y observe des cratères météoritiques, quelques vastes canyons et des volcans géants comme Olympus Mons, qui s'élève jusqu'à 25 km de hauteur et s'étend à sa base sur plus de 600 km de diamètre. La surface de Mars témoigne également d'une ancienne circulation liquide ; or si l'eau existe dans les calottes polaires, sous forme de glace, ou dans le sol lui-même, ainsi que sous forme de vapeur dans l'atmosphère, elle ne peut exister sous forme liquide, du fait des conditions de température et de pression martiennes. Ainsi, les conditions sur Mars ont dû varier au cours du temps. Les observateurs, se fondant sur l'existence de variations saisonnières, ont longtemps cru que Mars abritait des formes de vie. Les atterrissages des sondes Viking n'ont, cependant, pas permis de trouver de traces de vie martienne ; le sol de la planète recèle, en effet, des agents oxydants tout à fait incompatibles avec une quelconque vie organique.

Les planètes externes

Jupiter

• Neptune
• Anneaux de Saturne
• Uranus

Comme les planètes externes n'ont pas de surface solide détectable qui pourrait servir de surface de référence, on choisit en général la pression atmosphérique terrestre (1 bar) pour déterminer un niveau de référence (0 km). Ainsi, les nuages supérieurs de Jupiter sont situés à 20 km environ au-dessus de la surface de référence (0,5 bar) et le niveau de pression 5 bars correspond à – 50 km (50 km au-dessous du niveau de référence).

– JUPITER

Jupiter est la planète la plus massive de tout le Système solaire (1/1 000 de la masse du Soleil, et plus de 300 fois celle de la Terre). Elle est composée de 4/5 d'hydrogène, de 1/5 d'hélium et de traces d'éléments légers.

Ce que nous voyons de Jupiter est la partie supérieure d'une couche de nuages d'une centaine de kilomètres d'épaisseur. Comme Jupiter tourne rapidement sur son axe, en un peu moins d'une dizaine d'heures, elle est sensiblement aplatie au voisinage de son plan équatorial : la couche nuageuse est étirée et présente une structure en bandes parallèles à l'équateur. On y aperçoit de nombreux détails, dont la Grande Tache rouge, qui s'étend sur 30 000 km ; il s'agit du sommet d'un gigantesque anticyclone, découvert en 1664 par Robert Hooke.

Sous les nuages se trouve, sur un millier de kilomètres, l'atmosphère de Jupiter proprement dite ; elle est constituée d'hydrogène et d'hélium; à mesure qu'ils s'approchent du cœur de la planète, ces deux corps passent à l'état liquide. À 55 000 km, les conditions de température et de pression conduisent l'hydrogène à prendre sa forme « métallique », et ce jusqu'à environ 15 000 km du centre, où apparaît le noyau solide de Jupiter, noyau constitué de silicates et de métaux, ainsi que, peut-être, de glace ; il pourrait représenter une vingtaine de masses terrestres.

Les mesures infrarouges prises depuis des avions observatoires ou par des sondes spatiales ont montré que Jupiter rayonne dans l'espace presque deux fois plus d'énergie qu'elle n'en absorbe du Soleil. L'excédent de chaleur provient de l'intérieur de la planète. Les sondes spatiales ont aussi révélé la présence d'anneaux autour de Jupiter. L'anneau principal se trouve à 129 000 km du centre de la planète et s'étend sur 6 000 km de largeur.

– SATURNE

Saturne est une planète géante gazeuse et dotée d'anneaux spectaculaires. Il semble qu'elle soit composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium comme Jupiter, mais avec une proportion d'hydrogène un peu plus élevée : les 9/10 de l'ensemble. Malgré un diamètre de 120 500 km, sa masse est légèrement inférieure à celle de Jupiter, et ne représente que 95 masses terrestres ; sa densité est donc peu importante (0,7), c'est la plus faible des planètes du Système solaire, toutes les autres ayant une densité supérieure à celle de l'eau. Elle renfermerait néanmoins environ 20 masses terrestres de matériaux plus lourds en son centre, sous la forme, pense-t-on, de matière glacée ou rocheuse. Un faible champ magnétique a été détecté par Voyager.

Saturne tourne rapidement, un peu moins vite que Jupiter, mais son aplatissement est plus prononcé : ainsi, ses nuages sont également étirés en bandes à l'équateur, mais leurs détails sont moins nets, car ils sont surmontés par une couche de brume plus importante que sur Jupiter. En dessous, l'atmosphère est plus épaisse et s'étend sur la moitié du rayon de la planète. À ce niveau, il semblerait que se produise un phénomène qui n'existe pas sur Jupiter : dans une couche de 5 000 km d'épaisseur, l'hydrogène percole à travers l'hélium, et ce dernier se condense sous une forme liquide. Cette chute de gouttelettes d'hélium vers le centre produit de l'énergie gravitationnelle, ce qui explique l'excès de rayonnement de Saturne, légèrement supérieur à celui de Jupiter.

Deux anneaux (A et B) sont bien visibles de la Terre, avec une simple lunette d'amateur. Il en existe d'autres, qui s'étendent jusqu'à une grande distance de Saturne (l'anneau E se trouve à 8 rayons de la planète). Ces anneaux sont constitués par une multitude de particules dont les tailles varient de quelques micromètres à quelques mètres. Ils se déplacent dans un même plan (l'épaisseur des anneaux ne dépasse pas la centaine de mètres), avec une vitesse différente suivant leur distance à Saturne, selon les lois de Kepler. Les sondes Voyager ont révélé que la finesse de certains anneaux et les bords nets des autres étaient dus à la présence de petits satellites, les « chiens de berger », dont l'action gravitationnelle empêche les particules des anneaux de se disperser dans l'espace.

– URANUS ET NEPTUNE

Uranus et Neptune, deux planètes assez semblables, se trouvent au-delà de Saturne. Par rapport à celle de la Terre, la masse d'Uranus est approximativement 15 fois plus importante, celle de Neptune 17 fois environ. L'hydrogène et l'hélium prédominent dans l'atmosphère de ces deux planètes. Les structures internes sont cachées sous d'épaisses atmosphères, mais selon les données fournies par la sonde Voyager 2 il semblerait qu'Uranus possède un océan d'eau surchauffée, de plus de 10 000 km de profondeur, qui entoure un noyau, de la taille de la Terre, de matières rocheuses en fusion. Neptune présente de nombreux détails de surface, comme la Grande Tache sombre, similaire à la Grande Tache rouge de Jupiter. Sa constitution semble analogue à celle d'Uranus, avec un noyau un peu plus important. La période de rotation d'Uranus est de 17,2 h, celle de Neptune de 16,1 h. Uranus présente une caractéristique remarquable : son axe de rotation est incliné d'environ 98°, ce qui fait que la planète semble « rouler » sur son orbite – sa rotation est donc rétrograde.

Uranus et Neptune possèdent aussi des anneaux, comme les autres planètes géantes. Ceux d'Uranus ont été découverts à la suite du passage – en mars 1977 – d'Uranus devant une étoile. Comme celle-ci a disparu à neuf reprises avant son passage derrière la planète et à neuf reprises après, les astronomes ont pu déclarer que neuf anneaux tournaient autour d'Uranus ; en 1986, la sonde Voyager 2 en trouva deux nouveaux. Ces anneaux sont très petits par rapport à ceux de Saturne, une dizaine de kilomètres de largeur pour la plupart et une centaine pour le plus important. Quatre anneaux ont été découverts autour de Neptune par Voyager 2 en 1989, mais l'existence du plus brillant avait déjà été pressentie par André Brahic en 1985.

Le cas de Pluton

Pluton et Charon

Depuis sa découverte par l'astronome américain Clyde Tombaugh, en 1930, le statut de Pluton, situé aux confins du Système solaire, au-delà de Neptune, a fait l'objet de nombreux débats au sein de la communauté scientifique. Les caractéristiques principales de ce corps céleste demeurèrent en effet largement inconnues jusqu'à la découverte de son compagnon, Charon, le 22 juin 1978. Les éclipses réciproques de Pluton et de Charon qui se sont produites entre 1985 et 1990 ont permis d'affiner l'estimation des dimensions de ces deux corps.

Le diamètre de Pluton est d'environ 2 200 km, et celui de Charon de 1 200 km. La surface de Pluton est recouverte par du méthane gelé, et sa densité est estimée au double de celle de l'eau, aussi serait-elle peut-être composée d'un mélange de roche et de glace. Pluton, dont le demi-grand axe de l'orbite est de 5 900 000 000 km (soit 39,44 fois celui de la Terre) est de plus un corps céleste dont l'orbite est très elliptique, ce qui l'amène parfois plus près du Soleil que Neptune. De 1979 à 1999, par exemple, Pluton s'est situé à l'intérieur de l'orbite de Neptune ; mais, si les orbites de ces deux corps célestes peuvent se croiser, leur collision est totalement impossible.

Considéré un temps comme la plus petite des planètes du Système solaire, Pluton a vu son statut modifié par l'Union astronomique internationale (UAI) qui, le 24 août 2006, a en effet décidé de l'exclure désormais du nombre des planètes en statuant que ne peuvent être considérés comme planètes que les astres qui, non seulement possèdent « une masse suffisante pour que leur gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne, en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique », mais aussi qui ont « éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche » de la leur. Or la masse de Charon correspond à environ 10 % de celle de Pluton, ce qui en ferait le « satellite » le plus important du Système solaire, proportionnellement à sa « planète ».

Les satellites naturels

Face cachée de la Lune

Seuls trois sur les plus de 200 satellites connus du Système solaire gravitent autour des planètes internes : la Lune autour de la Terre, Deimos et Phobos autour de Mars. Les satellites de Mars sont minuscules : Phobos mesure 28 km dans sa plus grande dimension, et Deimos 15 km seulement. Ces deux petits corps, très sombres et fortement cratérisés, ressemblent à des chondrites (météorites rocheuses, friables et à faible densité dont la teneur en carbonates, en eau et en autres substances volatiles est très élevée). Par contre, la plupart des planètes externes possèdent de vastes cortèges satellitaires. Le plus souvent, ces satellites tournent sur des orbites régulières, qui ressemblent à des « systèmes solaires » en miniature.

Ganymède, satellite naturel de Jupiter

Jupiter a ainsi, parmi plus de 60 satellites identifiés, quatre satellites géants, dits « galiléens », dont la masse est comparable à celle de la Lune. Les densités de ces satellites sont maintenant assez bien connues ; ainsi, les deux satellites internes, Io et Europe, ont une composition à prédominance rocheuse, et les deux satellites géants externes, Ganymède et Callisto, de densité plus faible, contiennent probablement davantage de glace. Il existe un autre satellite, Amalthée, de dimensions beaucoup plus réduites et plus proche de Jupiter que les quatre satellites galiléens. Ces cinq satellites se déplacent dans le plan équatorial de Jupiter et ont des orbites pratiquement circulaires ; on les appelle les satellites réguliers. Les satellites dits irréguliers gravitent loin des autres. Ils sont réunis en deux essaims de corps plus petits (quelques kilomètres de rayon chacun). Les orbites de ces satellites sont inclinées selon des angles importants par rapport au plan équatorial de Jupiter, et sont nettement elliptiques. Certains de ces petits satellites tournent dans le sens direct (d'ouest en est), d'autres en sens rétrograde (d'est en ouest).

Titan, satellite naturel de Saturne

Saturne possède également un ensemble de satellites réguliers. L'un d'eux, Titan, est plus grand que la planète Mercure, et il est le seul satellite du Système solaire à avoir une véritable atmosphère. Celle-ci est composée essentiellement d'azote ; au niveau du sol, la pression atmosphérique dépasse 1,5 bar. Quatre autres satellites de Saturne – Rhéa, Japet, Dioné et Téthys – ont un diamètre qui excède les 1 000 km, mais les autres sont beaucoup plus petits ; l'un d'eux, Phœbé, a une orbite rétrograde. L'étude des données fournies par les sondes (Voyager, Cassini) et télescopes a permis de dénombrer plus de 50 satellites.

Les cinq plus grands satellites d'Uranus sont groupés dans le plan équatorial, si bien que le plan de leur orbite est aussi incliné de 98° par rapport au plan de déplacement d'Uranus sur son orbite. En tout, Uranus possède 27 satellites naturels connus (2008).

Neptune possède aussi un satellite très important, Triton, dont le diamètre est de 2 710 km. Il se déplace sur une orbite rétrograde, circulaire mais inclinée. C'est le corps le plus froid du Système solaire, avec − 236 °C à sa surface, laquelle est recouverte de méthane et d'azote gelés dans les régions polaires. En plus de Néréide, déjà connu, la sonde Voyager 2 et les programmes d'observation ultérieurs ont mis en évidence 11 autres satellites plus petits.

Pour en savoir plus, voir l'article satellite naturel.

Les astéroïdes et météorites

Vue de l'astéroïde Éros

La plupart des astéroïdes se trouvent dans le vaste espace situé entre les orbites de Mars et de Jupiter, alors que les météoroïdes sont disséminés au hasard. Quelques astéroïdes ont des rayons de quelques centaines de kilomètres, mais la majorité d'entre eux sont beaucoup plus petits. Un grand nombre d'astéroïdes ressemblent aux chondrites carbonées, et leur densité est vraisemblablement inférieure à celle des roches ordinaires.

Plusieurs milliers d'astéroïdes, dont les orbites sont déterminées avec certitude, ont été inventoriés. Les plus petits astéroïdes semblent issus de collisions entre astéroïdes plus grands ; il existe certainement de nombreux corps célestes qui ont échappé à l'observation photographique.

L'orbite de nombreux astéroïdes croise celle de Mars, et les astéroïdes du groupe Apollo croisent l'orbite de la Terre, ou pénètrent même plus à l'intérieur du Système solaire interne. Ainsi, certains astronomes pensent que les météorites qui frappent la Terre sont presque toutes des fragments d'astéroïdes du groupe Apollo détachés lors de collisions. Ces astéroïdes peuvent donc percuter la Terre ou l'une des planètes telluriques. D'autres astéroïdes, dits « planètes troyennes », suivent ou précèdent Jupiter d'environ 60° sur son orbite. Ces positions remarquablement stables ont reçu le nom de « points de Lagrange ». Il n'est pas exclu que de semblables essaims de poussières existent sur l'orbite de la Lune, la suivant ou la précédant de 60° (on appelle parfois ces endroits les points de Lagrange L4 et L5), mais leur présence n'a jamais été confirmée.

Les comètes

Comète de Hale-Bopp

Les comètes, dont certaines sont spectaculaires, proviennent de régions externes, parfois très lointaines, du Système solaire. Elles semblent avoir, généralement, quelques kilomètres de rayon et être constituées d'un mélange de glaces et de poussières. Leur nature chimique exacte est, cependant, très complexe.

Lorsqu'une comète pénètre dans le Système solaire interne, elle est progressivement réchauffée par le Soleil. Ses glaces commencent à se vaporiser. Sont ainsi libérées de grandes quantités de matière volatile qui vont être transformées, sous l'effet de la lumière et du vent solaires, en une multitude d'atomes individualisés, de molécules et d'ions (il s'agit en majorité d'éléments comme le carbone, l'azote, l'oxygène ou l'hydrogène et des combinaisons dans lesquelles entrent ces éléments). Cette vaporisation libère également beaucoup de poussières que les glaces retenaient prisonnières La comète s'entoure ainsi d'une chevelure, ou coma. À mesure qu'elle s'approche encore du Soleil, cette chevelure est étirée en une longue queue, orientée dans la direction opposée au Soleil. De nombreuses molécules complexes ont été décelées par l'analyse spectroscopique dans ces queues cométaires. Les ions et les poussières présentes dans la chevelure ne réagissant pas exactement de la même façon à l'influence du Soleil, il se forme en réalité deux queues : celle de gaz (ou d'ions), rectiligne et de couleur bleutée, et celle de poussière, de couleur jaune et de forme plus incurvée.

Après avoir atteint son périhélie (le point de son orbite le plus proche du Soleil), la comète repart vers les profondeurs du Système solaire, sa queue toujours orientée dans la direction opposée au Soleil. Plus elle s'éloigne, et plus son activité s'amenuise et plus sa chevelure s'estompe. Elle redevient enfin un noyau cométaire inerte, jusqu'à, peut-être, sa prochaine visite.

Les astronomes distinguent ainsi les « comètes à courte période » (dont la période est inférieure à 200 ans, comme la comète de Halley, qui revient dans les parages du Soleil tous les 76 ans) et les comètes « à longue période », lancées sur des orbites très elliptiques et souvent très inclinées sur le plan de l'écliptique (le plan des orbites de la plupart des planètes, dont la Terre).

La ceinture de Kuiper

Contrairement encore au nuage d'Oort, cette ceinture de Kuiper, du nom de l'astronome américain d'origine néerlandaise qui en envisagea l'existence en 1947 (Gerard Kuiper), est aujourd'hui devenue une réalité. En 1992, en effet, deux astronomes travaillant à l'observatoire d'Hawaii, Jane Luu et David Jewitt, en découvrirent le premier spécimen, 1992 QB1. Depuis ce jour, environ un millier de ces corps, baptisés « transneptuniens », ont été détectés. Leur nature exacte reste inconnue, car ils sont beaucoup trop lointains pour être analysés dans le détail. Il pourrait s'agir de corps « hybrides », mi-astéroïdes mi-comètes, à l'image de Chiron, ce corps de plusieurs centaines de kilomètres de diamètre, découvert en 1977 circulant entre Saturne et Uranus et qui, en s'approchant du Soleil, développa une chevelure… Le plus gros d'entre eux à ce jour, Sedna, a été découvert en 2003 : mesurant entre 1 300 et 1 800 km de diamètre, soit environ la moitié de la Lune, ce corps céleste est plus gros qu'un astéroïde mais plus petit qu'une planète. Situé à environ 13,5 milliards de kilomètres du Soleil, il met 10 000 ans à boucler son orbite et s'éloigne jusqu'à 135 milliards de kilomètres du Soleil.

En outre, Pluton, son satellite Charon, et également Triton, le plus gros satellite de Nepture, seraient eux aussi originaires de cette ceinture de Kuiper.

Le Système solaire est vraisemblablement issu d'un fragment d'un vaste nuage de gaz et de poussières interstellaires (nébuleuse protosolaire). Pour des raisons mal comprises (peut-être à la suite de l'explosion de supernovae voisines), cette nébuleuse a commencé à s'effondrer sous son propre poids.

Disque protoplanétaire

Sous l'effet de sa contraction gravitationnelle, la nébuleuse a pris progressivement la forme d'un disque aplati en rotation, où la pression, la température et la densité augmentaient du bord vers le centre. Il y a 4,6 milliards d'années, le Soleil s'est condensé dans la partie centrale de la nébuleuse, la plus chaude et la plus dense. Après l'« allumage » des réactions nucléaires au cœur du Soleil, sa luminosité diminua et le disque de matière qui l'entourait se refroidit. Son environnement gazeux se solidifia en grains constitués, près du Soleil, d'éléments réfractaires et, plus loin, de glaces diverses.

Par accrétion progressive de matière, sous l'effet de leurs collisions mutuelles, les grains engendrèrent de petits planétoïdes de dimensions kilométriques (planétésimaux). La poursuite du processus d'accrétion collisionnelle aboutit à la formation d'embryons planétaires d'environ 1 000 km de diamètre. Les embryons planétaires, par leurs interactions gravitationnelles mutuelles, ont achevé leur croissance et donné naissance aux planètes. L'ensemble du processus de formation des planètes s'est déroulé sur quelque 100 millions d'années.

Dans plusieurs milliards d'années, le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène et changera de structure. Tout en se contractant au centre, il deviendra beaucoup plus volumineux avec une température de surface plus basse. Lorsque sa température centrale dépassera 100 millions de degrés, le Soleil commencera à brûler son hélium. Ce sera alors une géante rouge, au rayon 50 fois plus grand qu'aujourd'hui, et la Terre sera une fournaise. Quand ses régions centrales seront principalement composées des produits de fusion de l'hélium, le carbone et l'oxygène, le Soleil connaîtra une nouvelle période d'instabilité, et son diamètre oscillera. Lorsqu'il aura épuisé tout son combustible nucléaire, il éjectera brutalement son enveloppe, et cette coquille de gaz en expansion engendrera une nébuleuse planétaire. Le noyau résiduel du Soleil s'effondrera pour former une naine blanche, dont le rayonnement déclinera lentement. (→ étoile.)