planétologie - astronomie.

planétologie - astronomie. 1 PRÉSENTATION planétologie, ensemble des études et des observations réalisées sur les planètes du Système solaire en vue de déterminer les processus physiques permettant d'expliquer leur formation, leur structure, leurs propriétés physiques et chimiques, ainsi que leur évolution. La découverte en 1995 de la première exoplanète (planète évoluant autour d'une étoile autre que le Soleil), ainsi que l'observation de jeunes étoiles en formation bouleversent la discipline en lui ouvrant des champs d'investigation de plus en plus grands. Des observations systématiques sont programmées pour rechercher de nouveaux systèmes planétaires. La planétologie moderne se situe au carrefour de multiples disciplines scientifiques, telles que la physique, la chimie, la géologie et la géophysique tant externe qu'interne. Dans une certaine mesure, la biologie s'y insère également, car sur Terre, au moins, la présence de la vie a considérablement influencé l'évolution de l'atmosphère et de la surface terrestre. Or, la découverte récente de structures apparemment microbiotiques au sein d'une météorite, nommée ALH84001, en provenance de Mars suggérerait que l'émergence de la vie ne s'est pas limitée uniquement à la Terre, mais serait, au contraire, relativement courante dans l'Univers (voir exobiologie). La planétologie inclut donc potentiellement l'étude biologique des autres planètes. 2 LES DÉBUTS DE LA PLANÉTOLOGIE La planétologie est la discipline la plus ancienne de l'astronomie, puisque les planètes et les petits corps (comètes, astéroïdes, planètes naines) du Système solaire sont parmi les premiers objets que les astronomes de l'Antiquité peuvent observer à l'oeil nu. La planétologie se confond alors également avec la cosmologie, puisque la Terre est supposée se trouver au centre d'un Univers immuable et éternel. Ce système géocentrique est proposé par Apollonios de Perga au Hipparque au IIe siècle av. J.-C. et achevé par Claudius Ptolémée d'Alexandrie au IIe IIIe siècle av. J.-C, développé par siècle apr. J.-C. Pour reproduire le mouvement apparent des corps connus (la Lune, Mercure, Vénus, le Soleil, Mars, Jupiter et Saturne) autour de la Terre, Ptolémée élabore des combinaisons complexes d'orbites circulaires (épicycles). Ce système prédit la position des planètes à 1° près, ce qui est jugé satisfaisant par les astronomes. Ce système, dit système de Ptolémée, est adopté sans être remis en question jusqu'à la Renaissance. On peut situer l'avènement de la planétologie moderne au XVIe siècle, époque à laquelle Nicolas Copernic rédige son traité De Revolutionibus Orbium Coelestium. En retirant à la Terre son rôle central pour l'attribuer au Soleil, il bouleverse les idées enracinées depuis près de dix-huit siècles. Cela n'est pas sans provoquer des réactions adverses nombreuses, tant de la part des hommes d'Église, qui ne veulent pas renoncer à l'idée de la place privilégiée de la Terre -- donc de l'homme -- dans l'Univers, que de la part des savants de l'époque qui répugnent à adopter un nouveau système aboutissant à des prédictions sensiblement équivalentes. Il faut attendre les débuts de la mécanique classique avec les travaux de Galilée, les observations minutieuses de Tycho Brahé et l'attribution par Johannes Kepler d'orbites elliptiques héliocentriques aux trajectoires des planètes, pour qu'enfin la validité du système de Copernic soit reconnue. La Renaissance a aussi marqué un tournant dans les techniques d'observation. Galilée conçoit, en 1609, la première lunette astronomique, agrandissant 8 fois les objets observés, lui permettant ainsi de découvrir plus d'une centaine de nouvelles étoiles dans le ciel (quelques milliers sont visibles à l'oeil nu). À l'aide d'une lunette perfectionnée (facteur de grandissement de 20), il découvre un an plus tard les quatre premiers satellites de Jupiter, nommés de ce fait les satellites galiléens. 3 LA PLANÉTOLOGIE MODERNE ET SES SOURCES D'INFORMATIONS La lunette astronomique est le précurseur des télescopes à réfraction (composition de lentilles) qui sont malheureusement dotés d'une aberration chromatique gênante. Ce défaut incitera les astronomes à développer les télescopes à réflexion (utilisation d'un miroir primaire). De nos jours, seuls les télescopes à réflexion sont utilisés à des fins professionnelles, les lunettes appartenant désormais à l'histoire et aux astronomes amateurs. L'avènement de l'ère spatiale a beaucoup contribué au développement de la planétologie. L'acquisition in situ d'échantillons de roches extraterrestres (sur la Lune et sur Mars) permet d'analyser directement et en détail leur composition chimique et d'en déduire les conditions physiques nécessaires à leur formation. En particulier, l'analyse de fragments de roches prélevées sur Mars par des sondes-robots a permis d'identifier la provenance martienne de certaines météorites ayant achevé leur course sur Terre. Par ailleurs, les images obtenues par les sondes spatiales envoyées à proximité des planètes sont d'une précision telle que la cartographie aérienne des planètes telluriques a pu être dressée. 3.1 Télescopes Dans les premiers temps, les télescopes sont surtout utilisés par les astronomes afin de mesurer, avec grande précision, les positions des planètes et de leurs satellites au cours du temps. Ces mesures sont essentielles, en particulier pour tester la théorie de la gravitation universelle élaborée par Isaac Newton. Par la suite, les télescopes sont utilisés pour obtenir des images agrandies de la surface des planètes. Puis, lorsque l'intensité de la lumière solaire réfléchie par les planètes est suffisamment concentrée par des télescopes de plus en plus performants, l'analyse spectroscopique permet d'en déterminer la composition chimique, ainsi que les conditions physiques qui règnent dans leur atmosphère (planètes géantes, planètes telluriques) et à leur surface solide (planètes telluriques). L'analyse spectroscopique est, en effet, d'une grande utilité en astronomie. La quasi-totalité des informations obtenues sur les objets astronomiques proviennent de l'analyse de leur rayonnement. Il est donc crucial que la puissance radiative reçue par les instruments d'analyse soit maximale. Deux facteurs essentiels y contribuent : la surface du miroir primaire (plus il est grand, plus les photons collectés par unité de temps sont nombreux) et la qualité des détecteurs destinés à minimiser les pertes et optimiser l'acquisition des données. C'est pourquoi les télescopes optiques actuels possèdent des miroirs primaires de grande dimension. Par exemple, les quatre grands télescopes du VLT (Very Large Telescope) de l'Observatoire européen austral (ESO), situés au sommet du mont Paranal au Chili, sont équipés de miroirs de 8,20 m de diamètre. La combinaison de ces instruments, mis en service entre 1998 et 2001, permet de réaliser des expériences d'interférométrie dans le domaine optique et d'obtenir des images d'une définition exceptionnelle (équivalente à celle obtenue à l'aide d'un télescope d'environ 100 m de diamètre). D'autre part, les détecteurs modernes de rayonnement électromagnétique, les dispositifs à transfert de charges (DTC) -- plus connus sous leur acronyme anglais CCD (Charge Coupled Device) --, ont révolutionné le monde de l'astronomie en succédant, pour la plupart des applications, aux plaques photographiques. Développés à la fin du XXe siècle et conçus à l'aide des techniques microélectroniques les plus sophistiquées, leur rendement est de 90 p. 100, alors que celui des émulsions photographiques n'était que de 4 p. 100. Les sources très faibles sont désormais accessibles à l'observation avec des temps de pose raisonnablement courts. Cela a notamment permis la découverte de modulations périodiques dans certains spectres stellaires, interprétées comme des décalages spectraux Doppler (voir effet Doppler), provoqués par le mouvement d'une planète. Le radiotélescope, inventé en 1932 par Karl Jansky pour détecter le rayonnement électromagnétique émis par les sources célestes dans le domaine radio du spectre électromagnétique, est un outil d'observation essentiel pour analyser les magnétosphères planétaires. Toutes les planètes, à l'exception des deux planètes telluriques Vénus et Mars, dont le champ magnétique n'est pas détectable, possèdent une magnétosphère. En particulier, l'émission radio en provenance de Jupiter, découverte en 1955, a été la première indication de l'existence d'un champ magnétique très intense sur une planète autre que la Terre (le champ magnétique de Jupiter est 17 000 fois supérieur à celui de la Terre). Le rayonnement radio décimétrique (de fréquence comprise entre 1 000 MHz et 3 000 MHz) émis par Jupiter est interprété comme l'émission synchrotron de particules chargées relativistes, piégées dans le champ magnétique jovien interne. Ainsi, les ceintures de radiations joviennes ont-elles été découvertes deux ans avant leurs analogues terrestres, nommées ceintures de Van Allen. En s'affranchissant des effets perturbateurs de l'atmosphère terrestre, le télescope spatial Hubble (HST), de 2,4 m de diamètre, lancé en 1990, peut détecter des objets 10 fois plus petits que les plus petits objets observés par les télescopes terrestres (dépourvus d'optique adaptative). Il a ainsi détecté directement des disques protoplanétaires autour de jeunes étoiles en formation, ou encore permis l'observation de supernovae et de trous noirs. Devant ce palmarès exceptionnel, une cinquième mission de maintenance, annulée en 2004 pour des raisons d'ordre économique (coût des navettes spatiales et de la Station spatiale internationale) et politique (la politique spatiale du président George W. Bush étant tournée vers la Lune et Mars), a finalement été décidée par la NASA en octobre 2006. Cette mission devrait ainsi prolonger la durée de vie du HST jusqu'en 2013, date à laquelle son successeur, le James Webb Space Telescope (JWST), de 6,5 m de diamètre, réalisé en collaboration avec l'Agence spatiale européenne (ESA) et l'Agence spatiale canadienne, devrait prendre le relais. 3.2 Missions spatiales interplanétaires On peut distinguer deux types de missions spatiales. D'une part, celles dans lesquelles un engin a pour mission de rester à proximité de la planète pour la photographier, en mesurer le champ magnétique, analyser spectroscopiquement la composition chimique de leur atmosphère. D'autre part, celles dans lesquelles on confie à un engin la tâche délicate de se poser sur la surface solide des planètes telluriques ou de leur satellite pour prélever des échantillons de roches à des fins d'analyse et pour en mesurer l'activité sismique. 3.3 Échantillons de roches Les géologues analysent les échantillons de roches prélevés sur Terre et sur les autres planètes pour en extraire des informations sur la formation et l'évolution des corps planétaires. Les astronautes de la mission lunaire Apollo ont ramené des échantillons de roches provenant de six régions différentes de la Lune, et une sonde-robot, envoyée par l'ex-URSS, a prélevé dans trois autres lieux des échantillons du sol lunaire. Les géologues ont aussi rassemblé des milliers de débris interplanétaires (météorites) tombés sur Terre. Leur analyse chimique a déterminé qu'une douzaine d'entre elles provenait de la Lune et qu'une autre douzaine provenait de Mars. Ces fragments de roches semblent avoir été soufflés de la surface de la Lune et de Mars lors d'impacts de l'astre avec des astéroïdes de grande taille issus de la ceinture d'astéroïdes située entre Mars et Jupiter. La majorité des météorites restantes seraient des débris d'astéroïdes éjectés directement de la ceinture d'astéroïdes lors des fréquentes collisions qui s'y produisent. 4 ORIGINE ET COMPOSITION DES PLANÈTES Selon les théories actuelles concernant la cosmogonie stellaire, les étoiles, ainsi que leur système planétaire ont été formés à partir de la matière interstellaire enrichie par les éléments lourds synthétisés au sein des étoiles et éjectés dans le milieu interstellaire lors de l'explosion en supernova des étoiles géantes arrivées au terme de leur évolution. L'espace entre les étoiles n'est pas entièrement vide, bien que la densité y soit extrêmement faible (10 à 100 particules par cm 3) et la température très faible (environ 100 kelvins), en regard de la température de surface des étoiles (supérieure à 3 000 K). Les régions interstellaires plus denses (10 5 particules par cm3) et plus froides (10 K), nommées nuages moléculaires, sont des lieux privilégiés pour la formation des étoiles. L'équilibre hydrostatique des nuages moléculaires peut être rompu lors de la propagation de perturbations et d'ondes de choc, engendrées notamment par l'explosion en supernova d'une étoile géante en fin d'évolution. En effet, la propagation d'une onde de choc augmente localement la densité du nuage ; les forces locales de gravité deviennent ainsi supérieures à la pression interne du gaz, et une fraction du nuage s'effondre sous l'action de sa propre gravité (effondrement gravitationnel). Ce processus mène à la formation d'une condensation centrale sphérique, nommée protoétoile. Celle-ci est entourée d'un disque aplati dans lequel se forment probablement les planètes (disque protoplanétaire). C'est ainsi que se seraient formés le Soleil et les planètes du Système solaire il y a quelque 4,5 milliards d'années. L'étude de notre Système solaire donne ainsi des indications sur les processus universels qui déterminent la structure des systèmes planétaires. 5 FORMATION DES PLANÈTES Lors de l'effondrement gravitationnel d'un nuage interstellaire, le mouvement apparemment aléatoire des constituants du nuage (atomes, molécules et grains de poussière) s'organise en un mouvement général de rotation qui devient de plus en plus rapide. Ce processus repose sur un principe fondamental de la physique, celui de la conservation du moment angulaire. C'est cette loi physique qu'utilise, peut-être sans le savoir, un patineur sur glace lorsqu'il rassemble ses bras autour de lui pour tourner de plus en plus vite sur lui-même. En vertu de cette loi physique, le moment angulaire total d'un système isolé doit rester constant au cours du temps. Or, le moment angulaire dépend à la fois de la distance de la masse considérée au centre de rotation et de la vitesse de rotation de la masse. Si la distance de la masse au centre de rotation décroît, la vitesse de rotation augmente pour que soit conservé le moment angulaire. Ainsi, lors de l'effondrement gravitationnel d'un nuage interstellaire, comme les parties externes du nuage se rapprochent du centre de rotation, la vitesse de rotation du nuage augmente globalement. En l'absence complète de rotation, un nuage interstellaire s'effondrerait en une sphère dont le centre coïnciderait avec le centre de masse du nuage. Mais la majeure partie des objets astronomiques possèdent un mouvement initial de rotation. Ce mouvement et l'action des forces de viscosité internes au nuage sont à l'origine de l'aplatissement des zones externes du nuage, et donc de la formation du disque entourant la condensation sphérique centrale. Les systèmes planétaires tels que le nôtre se seraient constitués au sein de tels disques protoplanétaires. Les observations montrent que plus de 60 p. 100 des jeunes étoiles situées dans les nuages moléculaires possèdent un disque circumstellaire. Lors de la formation du disque protoplanétaire, une partie de l'énergie gravitationnelle est transmise sous forme de chaleur interne à la matière interstellaire. Lorsque le processus se stabilise, le disque se refroidit en émettant un rayonnement dans le domaine infrarouge et radio du spectre électromagnétique. La température s'abaissant dans le disque, des grains solides constitués de minéraux et de cristaux de glace se condensent, de la même façon que des flocons de neige se forment à partir de gouttes d'eau dans l'atmosphère terrestre lorsque l'air est suffisamment froid. Une partie des astronomes pensent que ces grains jouent un rôle fondamental dans la formation des planètes. Selon les partisans de cette théorie dite d'accrétion, des grains de plus en plus gros se formeraient au cours des multiples collisions inélastiques se produisant entre eux, jusqu'à former (processus dit de coalescence) des petits corps de la taille d'un astéroïde : les planétésimaux. Ceux-ci, en rassemblant toujours plus de matière par collision ou par attraction gravitationnelle, formeraient en quelques millions d'années les jeunes planètes. Dans notre Système solaire, les planètes se sont formées relativement rapidement : 10 à 50 millions d'années après que, dans le coeur du Soleil, se soit amorcée la fusion thermonucléaire des noyaux d'hydrogène. Une autre théorie, sans rejeter la condensation des grains dans le disque, invoque l'action d'instabilités gravitationnelles dans le disque comme processus à l'origine de la formation des planètes. 6 COMPOSITION DES PLANÈTES ET DES PETITS CORPS DU SYSTÈME SOLAIRE La composition chimique des planètes et des petits corps du Système solaire dépend de leur distance au Soleil. Les conditions physiques (température et densité) au sein d'un disque protoplanétaire ne sont pas uniformes : la partie interne du disque est plus chaude et plus dense que la partie externe. C'est ce qui explique que les planètes les plus proches du Soleil, les planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) sont constituées de matière rocheuse, alors que les planètes externes sont principalement composées de gaz et de glaces. La zone de transition entre les deux régions est constituée par la ceinture d'astéroïdes soumise aux fortes perturbations gravitationnelles qu'engendre la plus massive planète du Système solaire, Jupiter. C'est probablement pour cette raison qu'aucune planète n'a pu se former en cet endroit. Au-delà de la ceinture d'astéroïdes, outre Jupiter, se sont formées trois autres planètes gazeuses géantes, Saturne, Uranus et Neptune, nommées planètes joviennes en raison de leur similitude avec Jupiter. Au-delà de Neptune orbite la planète naine Pluton, qui a perdu son titre de planète en août 2006 à la suite de la découverte aux confins du Système solaire d'un objet de diamètre supérieur au sien, baptisé Éris (du nom de la déesse de la discorde dans la mythologie grecque) et issu comme elle de la ceinture de Kuiper. Les planètes joviennes sont d'immenses sphères de gaz, composées pour l'essentiel d'hydrogène et d'hélium, et possédant, selon les modèles théoriques, de petits coeurs rocheux et métalliques. L'atmosphère de Jupiter contient en masse deux tiers d'hydrogène et près d'un tiers d'hélium, le reste étant formé de traces de dioxyde de carbone (CO2), et de composés à base d'hydrogène, tels que l'eau (H2O), le méthane (CH4) et l'ammoniac (NH3). La composition chimique de Jupiter, en termes d'atomes, est très similaire à celle du Soleil. La température du disque protoplanétaire devait donc être extrêmement basse pour que les glaces d'eau, de méthane et d'ammoniac puissent se former. Pour certains astronomes, la formation des planètes joviennes a débuté par la coalescence des cristaux de glace, aboutissant à la formation de corps de masse égale à 15 fois celle de la Terre. Le champ gravitationnel de ces corps était alors suffisamment intense pour attirer la matière restante (hydrogène, hélium et grains de poussière) du disque protoplanétaire. La densité moyenne des planètes diffère selon leur composition chimique. On peut en faire une estimation à partir du mouvement de leurs satellites et des mesures relevées par les sondes spatiales envoyées à proximité. Les planètes internes ont une densité moyenne de 5 g/cm 3, densité caractéristique des roches riches en éléments lourds, alors que la densité moyenne des planètes joviennes est de l'ordre de 1,2 g/cm3, densité caractéristique des glaces. La densité moyenne de Saturne (0,63 g/cm3) est la plus faible de toutes les planètes ; elle est inférieure à celle de l'eau. S'il existait une piscine suffisamment grande pour la contenir, Saturne flotterait en surface. La planète naine Pluton reste encore mal connue du fait de sa petitesse et de son éloignement. Les mesures de l'orbite de son satellite Charon indiquent que Pluton est près de deux fois plus dense que les planètes joviennes. Sa composition chimique pourrait être un mélange de glaces et de roches. Pluton se distingue aussi des autres planètes par la forte inclinaison (17°) de son orbite sur le plan de l'écliptique. De nombreux corps de quelques centaines de kilomètres de diamètre (un dixième de la taille de Pluton) ont été découverts à proximité de l'orbite de Pluton. Ces objets transneptuniens constituent la ceinture de Kuiper, du nom de l'astronome américain d'origine néerlandaise Gerard Kuiper (1905-1973) qui en a prédit l'existence en 1951. La ceinture de Kuiper constitue également un réservoir de comètes à courte période de révolution (inférieure à 200 ans), comme la comète de Halley. 7 STRUCTURES DES PLANÈTES TELLURIQUES Les planètes telluriques et leurs satellites sont en constante évolution. Des phénomènes tels que l'érosion par les vents (pour les planètes possédant une atmosphère), le volcanisme, l'activité tectonique et l'impact d'astéroïdes modifient l'apparence et la géographie des planètes sur des échelles de temps plus ou moins longues. Il est impossible d'observer directement l'intérieur des planètes. Aussi, les planétologues ont recours à des indices indirects pour déterminer les processus physiques agissant sur leur évolution. La présence ou l'absence de cratères créés par l'impact d'un astéroïde est le critère le plus important pour déterminer l'âge de la surface observée. Les surfaces planétaires peu marquées par les cratères ont en moyenne 500 millions d'années, celles qui sont couvertes de cratères sont aussi âgées que le Système solaire lui-même (environ 4,5 milliards d'années), et celles qui sont modérément marquées de cratères sont âgées d'au moins un milliard d'années. Les surfaces planétaires dépourvues de cratères sont soumises à de violents phénomènes d'érosion, ou à une activité volcanique intense, ou à tout autre mécanisme interne qui renouvelle la surface en un temps inférieur à 1 million d'années. 7.1 Structures internes Les planètes récemment formées ont été soumises à différents processus d'apport ou de dégagement d'énergie thermique, tels que la désintégration radioactive de certains éléments instables piégés dans les minéraux (voir radioactivité), l'impact de météorites libérant une forte énergie et la contraction gravitationnelle succédant à un apport de masse. Lorsque la température (et/ou la pression) des planètes, de leurs satellites et même de certains astéroïdes atteint une valeur critique, la matière interne se liquéfie. Dans cet état liquide, les composés les plus denses, comme les métaux, migrent vers le centre de la planète pour former le coeur de la planète, alors que les composés plus légers, comme les minéraux et les gaz, forment les couches externes. Ainsi, les planètes telluriques possèdent un coeur composé de fer et de nickel, entouré par une couche épaisse et dense de roches minérales, nommée le manteau, le tout recouvert par la croûte formée de roches peu denses. Ce processus de ségrégation des éléments en couches distinctes, ou strates, est appelé stratification en densité. Les scientifiques trouvent des indices directs de ce processus de stratification en analysant la composition des météorites aussi bien rocheuses que métalliques. Les fragments rocheux semblent provenir des couches externes des planétésimaux, alors que les fragments métalliques, composés essentiellement de fer et de nickel, semblent provenir du coeur de ceux-ci. Quelques rares météorites possèdent les deux types de composition en couches distinctes, ce qui illustre directement les conséquences de la stratification. Les études sismiques de la Terre et de la Lune révèlent également la présence d'une stratification. En utilisant les capteurs déposés par les astronautes des missions lunaires Apollo, les géologues ont découvert que, lors des secousses sismiques -- les « tremblements de Lune « --, les ondes sismiques se réfléchissaient sur plusieurs couches distinctes situées à différentes profondeurs ; ce résultat montre clairement que la Lune est stratifiée. Par ailleurs, en analysant les ondes sismiques terrestres qui se propagent après un violent tremblement de terre, les géologues ont fait deux découvertes. Tout d'abord, que la croûte terrestre, composée de roches basaltiques et granitiques, recouvre une couche de roches riches en minéraux, donc plus denses, le manteau. Ensuite, que le manteau recouvre une troisième région partiellement liquide, le noyau, composé de métaux très denses (fer, nickel). Les mouvements du magma métallique dans le noyau externe liquide autour du noyau interne solide sont à l'origine du champ magnétique de la Terre (phénomène de type dynamo) ; c'est pourquoi la Terre se comporte comme un gigantesque aimant, avec un pôle Sud et un pôle Nord. 7.2 Activités volcanique et tectonique La présence de volcans sur une planète est la manifestation la plus évidente de l'existence d'une couche interne en fusion. Vénus possède en surface de gigantesques montagnes volcaniques et d'immenses plaines dépourvues de cratères et recouvertes de lave. Vénus a donc dû connaître une période d'intense activité volcanique dans les 500 à 800 millions d'années passées. Cette période volcanique semble désormais achevée, bien qu'il n'existe à ce sujet aucune certitude définitive. La planète Mars est un cas intermédiaire ; un hémisphère est relativement ancien, le sol étant morcelé par de nombreux cratères, alors que le second, plus récent, est caractérisé par la présence de plaines comportant peu de cratères ; ces plaines sont dominées par de gigantesques montagnes volcaniques, atteignant plus de 20 km d'altitude. Par opposition, la surface de Mercure, souvent comparée au sol lunaire, est couverte de cratères (70 p. 100 de la surface) ; Mercure semble ne pas avoir évolué depuis des milliards d'années. La forte différence de température entre le coeur en fusion et les couches plus externes crée des courants de convection. Ceux-ci exercent de fortes tensions sur les couches rocheuses, tensions qui libèrent beaucoup d'énergie lorsque les roches finissent par se fracturer. Sur Terre, de telles fractures s'illustrent par un tremblement de terre. Les planètes, dont les couches rocheuses subissent des fractures provoquées par des mouvements internes, sont dites tectoniquement, ou structurellement, actives. Sur Terre, les mouvements tectoniques ont rompu la couche rocheuse en grandes plaques individuelles qui dérivent à la surface de la Terre selon un processus appelé tectonique des plaques. Les tremblements de terre et l'émergence des volcans surviennent le plus souvent le long des frontières séparant les plaques. La surface de Vénus comporte des plissements de terrain, ce qui suggère une activité tectonique passée, mais les contraintes exercées par les zones internes liquéfiées n'ont pas été suffisamment intenses pour provoquer la rupture de la croûte en plaques distinctes, comme cela a été le cas pour la Terre. Les scientifiques s'accordent à penser que la source d'énergie interne (chaleur) alimentant les activités tectoniques et volcaniques provient en grande partie de la désintégration radioactive des minéraux instables contenus dans les roches. Cette énergie contribue à chauffer l'intérieur de la planète, qui se refroidit en surface par la dissipation d'une fraction de l'énergie interne sous forme de rayonnement. Mercure, la moins massive des quatre planètes telluriques (0,055 fois la masse terrestre), s'est refroidie très rapidement ; elle n'a donc pas eu le temps de développer une activité tectonique significative. Mars, la seconde planète la moins massive des planètes telluriques (0,107 fois la masse terrestre), a été partiellement active dans le dernier milliard d'années, alors que Vénus, de masse comparable à celle de la Terre (0,815 fois la masse terrestre), a été active plus récemment, il y a 500 à 800 millions d'années. Quant à la Terre, la plus massive des planètes telluriques, son activité tectonique perdure jusqu'à notre ère. Par analogie avec les planètes telluriques, les scientifiques ont longtemps pensé que les satellites rocheux des planètes joviennes étaient trop petits et trop froids pour être actifs. Cependant, juste avant le passage de la sonde américaine Voyager 1 à proximité de Jupiter en 1979 (deux ans après son lancement), un groupe de scientifiques avait prédit l'existence d'une activité tectonique sur le plus proche satellite de Jupiter, le satellite galiléen Io. Cette activité devait, selon eux, être alimentée par l'énergie liée aux forces de marée exercées par Jupiter sur son plus proche satellite. Les images de Voyager 1 ont validé cette hypothèse en confirmant de visu la présence de volcans en éruption sur Io. Ces forces de marée résultent de la différence du champ gravitationnel de Jupiter entre les deux faces opposées du satellite Io. La face la plus proche de Jupiter est davantage attirée par Jupiter que ne l'est la face opposée. Io est donc soumis à des contraintes de déformations qui libèrent de l'énergie sous forme de chaleur à l'intérieur du satellite. Outre Jupiter, la présence à proximité de Io des deux autres satellites galiléens Europe et Ganymède contribuent également aux forces de marée agissant sur le satellite. De façon générale, plus les satellites sont grands et proches d'une planète, plus les forces de marée sont importantes et provoquent une activité volcanique et tectonique. Les forces de marée engendrées par la Lune sur Terre agissent sur les océans et sont à l'origine des marées biquotidiennes. Les sondes spatiales Voyager 1 et 2, en poursuivant leur mission aux confins du Système solaire, ont également relevé une activité volcanique sur Triton, le plus grand des 8 satellites de Neptune, et une intense activité tectonique sur plusieurs satellites naturels : Ganymède, le plus massif des satellites galiléens de Jupiter, Encelade, l'un des principaux satellites de Saturne, et Miranda, l'un des 22 satellites d'Uranus. La surface du satellite galiléen Europe, recouverte de glaces d'eau (100 km de profondeur environ) et très peu marquée par l'impact de cratères, a probablement connu une période d'éruptions volcaniques au cours de laquelle de l'eau liquide recouvrait la surface avant de geler. 8 ATMOSPHÈRES DES PLANÈTES TELLURIQUES Les atmosphères des quatre planètes telluriques sont extrêmement diverses. Par exemple, les atmosphères de Vénus et Mars sont composées principalement de dioxyde de carbone (CO2), alors que l'atmosphère de la Terre se compose essentiellement des éléments tels que l'azote, l'oxygène et la vapeur d'eau, très rares dans les autres atmosphères planétaires. La pression à la base des atmosphères des planètes telluriques est également très différente. L'équilibre hydrostatique de l'atmosphère détermine la valeur de la pression en fonction du champ de gravité de la planète. Ainsi, la pression atmosphérique à la surface de la Terre est 90 fois moins élevée que celle de Vénus et 150 fois plus forte que celle de Mars. Mercure ne possède qu'une atmosphère très ténue, composée essentiellement de sodium et de potassium (probablement produits par évaporation thermique de la surface et lors d'impacts avec des météorites), d'oxygène et d'hélium, et enfin de particules du vent solaire, piégées momentanément dans le faible champ de gravitation de la planète. Les atmosphères planétaires partagent une origine commune. Initialement, les atmosphères planétaires étaient composées des éléments volatils et gazeux de la nébuleuse (disque) protoplanétaire, mais aussi des éléments chimiques libérés lors des collisions survenant entre les planètes et les planétésimaux. Les atmosphères de trois des quatre planètes telluriques (Vénus, la Terre et Mars) se sont enrichies, par la suite, de la matière interne éjectée lors des éruptions volcaniques (très probablement de la vapeur d'eau et du dioxyde de carbone). L'évolution ultérieure des atmosphères a dépendu de l'évolution des planètes elles-mêmes et de leur position dans le Système solaire. 8.1 L'atmosphère de Vénus La distance de Vénus au Soleil est de 30 p. 100 supérieure à celle de la Terre ; elle reçoit ainsi près du double du rayonnement solaire capté par la Terre. Sa température moyenne de surface (environ 470 °C) a donc toujours été supérieure à celle de la Terre. Ainsi, quelle que soit la quantité de vapeur d'eau dégagée lors des éruptions volcaniques (dégazage de la planète), ou lors d'impacts collisionnels, elle s'est liquéfiée sur la Terre, solidifiée sur Mars et est restée à l'état gazeux sur Vénus. La vapeur d'eau (H2O), soumise au rayonnement ultraviolet du Soleil, se dissocie en atomes d'hydrogène (H) et d'oxygène (O) : on parle alors de dissociation radiative . L'hydrogène gazeux est trop léger pour être retenu dans le champ gravitationnel de n'importe quelle planète tellurique ; ainsi, l'atmosphère de Vénus s'est peu à peu raréfiée en hydrogène. Par ailleurs, l'oxygène est un élément chimique très réactif : soit il se combine avec d'autres espèces chimiques de l'atmosphère, soit il produit des réactions d'oxydation à la surface rocheuse vénusienne. Finalement, l'atmosphère très dense de Vénus est composée à près de 97 p. 100 de dioxyde de carbone et, pour le reste, de molécules d'azote (N2), de traces de dioxyde de soufre (SO2), d'argon (Ar), de monoxyde de carbone (CO), et de dioxygène (O2). Malgré la forte densité de l'atmosphère vénusienne, les vents sont apparemment trop faibles pour éroder la surface de Vénus au même degré que sur Terre ou sur Mars. 8.2 L'atmosphère de la Terre Lors du refroidissement de la Terre primordiale, la vapeur d'eau de l'atmosphère s'est condensée en océans liquides à la surface de la planète. La plupart du dioxyde de carbone atmosphérique s'est alors dissous dans les océans pour se combiner avec le calcium et le magnésium (les deux éléments chimiques les plus importants de la croûte terrestre) et former des minéraux tels que la calcite et la magnésite, entrant dans la composition des roches les plus communes, tel le calcaire. Les plantes et certains micro-organismes ont aussi converti le dioxyde de carbone en oxygène et en composés organiques formant, par exemple, des réserves souterraines de pétrole ou de charbon. Ainsi, la Terre n'a pas engendré une atmosphère riche en carbone, comme c'est le cas de Vénus, mais l'a plutôt enfoui dans la croûte rocheuse. Au terme de ces réactions physico-chimiques, l'azote et l'oxygène sont devenus les composants principaux de l'atmosphère terrestre. Actuellement, l'activité humaine, en exploitant les réserves de pétrole et de charbon, compromet ce fragile équilibre chimique en rejetant dans l'atmosphère le dioxyde de carbone en trop grande quantité pour qu'il puisse être assimilé par la croûte terrestre. Or, le dioxyde de carbone absorbe le rayonnement infrarouge émis par la Terre, ce qui échauffe l'atmosphère et la surface terrestre selon un processus nommé effet de serre. Cet effet a des conséquences négatives sur le climat et pourrait mettre en danger la survie de l'homme. Par ailleurs, l'analyse de l'évolution chimique de l'atmosphère a montré dans les années 1980, que la couche d'ozone se réduit considérablement. Or, l'ozone (O 3) est essentiel à l'absorption du rayonnement ultraviolet émis par le Soleil, qui est extrêmement nocif pour les êtres vivants. La diminution de l'ozone dans l'atmosphère a deux conséquences majeures : le rayonnement ultraviolet, libre de pénétrer dans l'atmosphère terrestre, dissocie la vapeur d'eau (réduisant, de ce fait, la quantité d'eau sur Terre) et modifie la structure génétique des organismes vivants. La communauté internationale, alertée par les scientifiques, tente de réduire l'ampleur de ce processus en limitant les rejets chimiques à l'origine de la destruction de la couche d'ozone. L'atmosphère de la Terre a joué un rôle important dans la morphologie de la surface terrestre. L'érosion par les vents a engendré des paysages caractéristiques, tels, par exemple, les sommets arrondis de la chaîne des Vosges. La présence d'eau sur Terre a notablement contribué à sculpter la surface terrestre. La fonte des glaciers alimente des rivières qui creusent des vallées pour s'écouler vers les océans. Par ailleurs, l'évaporation des océans produit des nuages qui, transportés par les vents, tombent sous forme de précipitations sur les continents et alimentent ainsi les nappes phréatiques du sous-sol. 8.3 L'atmosphère de Mars Le champ gravitationnel à la surface de Mars est près de deux fois inférieur à ceux de la Terre et de Vénus. Aussi, bien que les gaz volcaniques libérés par Mars au début de son histoire soient en proportion identiques aux gaz libérés par la Terre et Vénus, la plupart des constituants de l'atmosphère de Mars, soumis au faible champ gravitationnel de la planète, se sont échappés dans l'espace interplanétaire. La planète Mars, située à une distance du Soleil une fois et demie plus grande que ne l'est la Terre, est beaucoup moins chauffée par le rayonnement solaire. La température moyenne à sa surface (de l'ordre de - 50 °C) est nettement inférieure à celle de la Terre. Les molécules d'eau se retrouvent presque en totalité sous la surface de la planète, sous forme de glaces, ou dans des minéraux (hydrates). La température sur Mars est bien trop faible pour provoquer le dégel de l'eau, alors qu'elle est suffisante pour provoquer, dans l'hémisphère le plus proche du Soleil, la sublimation (passage de l'état solide à l'état gazeux) d'une partie des glaces de dioxyde de carbone situées aux pôles de la planète. Le gaz de dioxyde de carbone s'écoule alors vers l'hémisphère le plus éloigné du Soleil, où il se condense à nouveau au niveau du pôle. Le mouvement global du dioxyde de carbone d'un pôle à l'autre crée en surface des vents violents qui entraînent avec eux les poussières du sol martien. Ces tempêtes de poussières durent parfois des mois entiers et forment des dunes gigantesques de sable, les plus importantes de toutes les planètes du Système solaire, comme l'ont révélé pour la première fois les images enregistrées par la sonde Mariner 9 en 1972. Les images de Mariner ont montré également la présence d'un réseau de ravines, interprétées comme le lit de rivières asséchées. Les données recueillies en 2003 par les rovers Spirit et Opportunity de la NASA, ainsi que par la sonde Mars Express de l'ESA, confirment que de l'eau sous forme liquide a très probablement existé sur Mars, avant que la planète ne se refroidisse. Toutefois, l'origine et l'évolution de ces réseaux ne sont pas encore clairement élucidées. 9 CHAMP MAGNÉTIQUE DES PLANÈTES Toutes les planètes joviennes et les planètes telluriques, à l'exception de Vénus et de Mars, possèdent un champ magnétique de type dipolaire, structurellement comparable à celui de la Terre. Le champ magnétique serait issu d'un processus de type dynamo, selon lequel un petit champ magnétique initial est amplifié jusqu'à produire un champ magnétique à grande échelle. Pour que ce processus dynamo s'établisse, il est nécessaire qu'au mouvement de rotation différentielle d'un milieu fluide (liquide ou gazeux) et conducteur s'ajoute un transport convectif de matière. Or, le noyau de la plupart des planètes allie ces quatre conditions (milieu fluide, convectif, conducteur et en rotation différentielle). La pression interne dans le coeur des planètes est tellement forte que la matière se liquéfie pour former un noyau en fusion. Par ailleurs, la forte densité du noyau entraîne de nombreuses collisions entre les particules le constituant ; ces collisions provoquent l'ionisation des atomes, qui perdent leurs électrons externes. Ainsi, le noyau est constitué d'ions chargés positivement et d'électrons chargés négativement (milieu conducteur). De plus, l'énergie du noyau se propage vers l'extérieur par un mouvement ascendant de la matière chaude qui transmet aux régions plus froides une partie de sa chaleur jusqu'à établir un équilibre thermique local (mouvement convectif dû à de forts gradients de température). Enfin, s'il est clair que les planètes tournent sur elles-mêmes (période de 24 heures pour la Terre), il est plus difficile d'établir l'existence d'une rotation différentielle, c'est-à-dire d'observer une variation du taux de rotation en fonction de la profondeur ou de la latitude. Mais il est très probable qu'une telle rotation existe au sein des planètes, dans les régions de transition des différentes zones composant la planète (croûte, manteau, noyau). Vénus possède bien un noyau en fusion, mais sa rotation est trop lente pour amorcer le processus dynamo (sa période de rotation est de l'ordre de 273 jours). La Lune et Mars sont, a priori, trop peu massives pour posséder une région interne liquéfiée. À l'instar du Soleil, qui possède, lui aussi, un champ magnétique dipolaire, les planètes joviennes possèdent une magnétosphère engendrée par un champ magnétique dipolaire. Celui de Jupiter est près de 20 fois supérieur à celui de la Terre. Le même processus de type dynamo intervient également dans les immenses planètes gazeuses (Saturne, Jupiter, Uranus, Neptune). Le champ magnétique de Pluton, s'il existe, est indétectable. Lorsque les particules chargées du vent solaire rencontrent les magnétosphères planétaires, deux situations peuvent se produire : lorsqu'elles possèdent une grande énergie, elles déforment et entraînent dans leur sillage les lignes de champ magnétique ; dans le cas inverse, elles restent piégées par le champ magnétique et dérivent du pôle magnétique nord (champ magnétique sortant) vers le pôle sud (champ magnétique entrant). Durant les périodes d'intense activité magnétique du Soleil, le flux des particules dans le vent solaire est intensifié, ce qui provoque des phénomènes d'aurores dans les régions polaires des planètes, ainsi que des orages magnétiques. Les aurores sont d'autant plus lumineuses que le champ magnétique est intense ; ainsi, les aurores polaires de Jupiter sont beaucoup plus spectaculaires que les aurores terrestres. 10 STRUCTURES ET CARACTÉRISTIQUES DES PLANÈTES JOVIENNES Les planètes joviennes possèdent très probablement un petit coeur rocheux, principalement constitué d'éléments lourds et entouré d'une enveloppe massive, composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Par exemple, la masse de l'enveloppe de Jupiter est plus de 200 fois supérieure à la masse de son noyau (égale à 15 fois la masse de la Terre entière, selon les modèles). Les couches profondes de l'enveloppe des massives planètes joviennes sont si denses et si comprimées que tous les atomes d'hydrogène et d'hélium sont ionisés et possèdent des propriétés comparables à celles des fluides métalliques (milieu conducteur électrique et conducteur thermique). Les variations de température avec la profondeur de l'enveloppe sont très brutales (fort gradient de température) ; le transport de l'énergie des couches plus internes et plus chaudes aux couches superficielles s'effectue grâce aux mouvements convectifs. Ces courants convectifs, lorsqu'ils ont lieu en profondeur (couche interne de l'enveloppe), provoquent des phénomènes de type dynamo, ce qui régénère le champ magnétique. Dans les couches superficielles de l'enveloppe, les courants convectifs provoquent, dans l'atmosphère des planètes joviennes, la formation d'une multitude de nuages et de phénomènes météorologiques d'importance, telle, par exemple, la grande tache rouge de Jupiter, étudiée depuis un siècle, correspondant à un anticyclone à longue durée de vie. 11 PERSPECTIVES DE RECHERCHE L'étude des planètes du Système solaire a donc établi les processus majeurs à l'origine de leur formation, de leur structure et de leur évolution. Les agences spatiales des pays industrialisés poursuivent cette entreprise de reconnaissance des corps célestes du Système solaire à l'aide de télescopes terrestres et spatiaux toujours plus performants, ainsi que de sondes spatiales pour des explorations in situ. En planétologie, l'étude de la Terre est abordée sous une nouvelle perspective comparative, plus globale. Une conséquence importante de ces travaux incite instamment à préserver intact le fragile équilibre de l'environnement terrestre et de son écosystème, afin de garantir la pérennité de la vie. La recherche d'exoplanètes et de systèmes planétaires autour d'étoiles autres que le Soleil a commencé de façon systématique depuis la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques qui permettent d'observer de plus en plus loin et de façon plus précise. Plus de 200 candidates au statut d'exoplanète ont déjà été retenues. Il est vraisemblable que le XXIe siècle verra l'avènement de l'« exoplanétologie «. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.