Système solaire

Système solaire
Image illustrative de l’article Système solaire
Principaux composants du Système solaire (échelle non respectée). De gauche à droite : Pluton, Neptune, Uranus, Saturne, Jupiter, la ceinture d'astéroïdes, le Soleil, Mercure, Vénus, la Terre et la Lune, et Mars. Une comète est également représentée sur la gauche.
Caractéristiques générales
Âge 4,568 G a
Localisation Nuage interstellaire local, Bulle locale, Bras d'Orion, Voie lactée
Masse du système 1,991 9 × 1030 kg
(1,001 4 M)
Étoile la plus proche Proxima Centauri (4,22 al), dans le système Alpha Centauri (4,37 al)
Système planétaire le plus proche Système de Proxima Centauri (4,22 al), dans le système Alpha Centauri (4,37 al)
Système
Demi-grand axe de la planète la plus externe
(Neptune)
4,503 × 109 km
(30,10 ua)
Étoiles 1 : le Soleil
Planètes 8 : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune
Planètes naines 5 (UAI) : Cérès, Pluton, Hauméa, Makémaké et Éris ; des centaines de candidats supplémentaires[1]
Nb. de satellites naturels connus près de 600 dont au moins 220 confirmés (173 de planètes[2] [+ > 150 lunes mineures non confirmées], 8 de planètes naines et 247 de petits corps [dont au moins une quarantaine nommés et/ou avec désignation provisoire][3])
Nb. de petits corps répertoriés 995 121 (au )[4]
990 933[a] dont 546 077 numérotés (au )[4]
4 188 dont 396 numérotées (au )[4]
Nb. de satellites ronds identifiés 19
Orbite autour du centre galactique
Inclinaison du plan invariable par rapport au plan galactique 60,19° (écliptique)
Distance du centre galactique (26 673 ± 42stat ± 71sysal
(8 178 ± 13stat ± 22syspc[5]
Vitesse orbitale 220 km/s
Période orbitale 225–250 Ma
Propriétés liées à la (aux) étoile(s)
Type spectral G2V
Distance de la ligne des glaces ≈ 5 ua[6]
Distance de la falaise de Kuiper ≈ 50 ua
Distance du choc terminal ≈ 75 à 90 ua
Distance de l'héliopause ≈ 120 ua
Rayon de la sphère de Hill ≈ 1–2 al

Le Système solaire (avec majuscule), ou système solaire (sans majuscule), est le système planétaire auquel appartient la Terre. Il est composé d'une étoile, le Soleil, et des objets célestes gravitant autour de lui : les huit planètes confirmées et leurs 205 satellites naturels connus (appelés usuellement des « lunes »), les cinq planètes naines et leurs neuf satellites naturels connus et les milliards de petits corps (la grande majorité des astéroïdes et autres planètes mineures, les comètes, les poussières interplanétairesetc.). Le système solaire fait partie de la galaxie appelée Voie lactée. Il est situé à environ 8 kpc (∼26 100 a.l.) du centre galactique et effectue une révolution en 225 à 250 millions d'années.

De façon schématique, le Système solaire est composé, outre le Soleil lui-même et par ordre de distance croissante à celui-ci, de quatre planètes telluriques internes (Mercure, Vénus, la Terre et Mars), d'une ceinture d'astéroïdes composée de petits corps rocheux, de quatre planètes géantes externes (deux géantes gazeuses que sont Jupiter et Saturne, et deux planètes géantes de glaces que sont Uranus et Neptune) et de la ceinture de Kuiper, composée elle-même d’objets glacés. L'héliopause, limite magnétique du Système solaire, est définie par l'arrêt des vents solaires face au vent galactique. Bien au-delà se trouve le nuage d'Oort, sphère d’objets épars. La limite gravitationnelle du Système solaire se situe bien plus loin encore, jusqu'à 1 ou 2 années-lumière du Soleil.

Toutes les planètes du Système solaire à partir de la Terre possèdent des satellites en orbite, tandis que chacune des quatre planètes externes est en outre entourée d’un système d'anneaux de poussière et d’autres particules. Toutes les planètes, sauf la Terre, ont été nommées d'après des dieux et déesses de la mythologie romaine.

Les cinq planètes naines, portant des noms de divinités diverses, sont Cérès, le premier et plus grand objet découvert dans la ceinture d’astéroïdes (975 km de diamètre équatorial), Pluton, le plus ancien et le plus grand objet connu de la ceinture de Kuiper (2 370 km), Éris, au diamètre très légèrement inférieur (2 326 km), qui se trouve dans le disque des objets épars, enfin Makémaké (environ 1 430 km) et Hauméa (1 960 km), des objets de la ceinture de Kuiper. Les quatre planètes naines transneptuniennes, c'est-à-dire orbitant au-delà de Neptune, sont de type « plutoïdes ».

Terminologie

Planètes et planètes naines du Système solaire. Les dimensions du Soleil et des planètes sont à l’échelle, mais pas leurs distances[b].

Depuis la décision prise le par l'Union astronomique internationale, les objets ou corps orbitant directement autour du Soleil sont officiellement divisés en trois classes : planètes, planètes naines et petits corps.

  • Une planète est un corps en orbite autour du Soleil, suffisamment massif pour avoir une forme sphérique et avoir nettoyé son voisinage immédiat de tous les objets plus petits[7]. On connaît huit planètes[8] : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune qui sont toutes nommées, sauf la Terre, d'après des divinités de la mythologie romaine.
  • Une planète naine est un corps en orbite autour du Soleil qui, bien que suffisamment massif pour avoir une forme sphérique, n’a pas fait place nette dans son voisinage[7]. En 2020, cinq corps sont officiellement désignés de la sorte : Cérès, Pluton, Éris, Makémaké et Hauméa[9]. D’autres corps pourraient l’être dans le futur, tels que Sedna, Orcus ou encore Quaoar.
  • Tous les autres objets en orbite directe autour du Soleil sont classés comme petits corps du Système solaire[10].

Les 205[11] satellites naturels, aussi appelés lunes, sont les objets en orbite autour des planètes, des planètes naines et des petits corps du Système solaire plutôt qu'autour du Soleil. Les statuts ambigus de la Lune et de Charon - à partir de ces définitions - ne sont d'ailleurs pas encore définitivement tranchés, bien que ces corps soient toujours classés comme satellites respectivement de la Terre et de Pluton.

Toutefois, cette décision de l'Union astronomique internationale est loin de faire l'unanimité. À la suite du vote, une pétition[12] ayant réuni en cinq jours les signatures de plus de 300 planétologues et astronomes majoritairement américains (Pluton ayant été la première planète découverte par un Américain) a été lancée pour contester la validité scientifique de la nouvelle définition de planète (qui déclassait Pluton) ainsi que son mode d'adoption, et inviter à la réflexion sur une autre définition plus appropriée[13]. Catherine Cesarsky, présidente de l'UAI, clôt le débat en décidant que l'assemblée de l'UAI d'août 2009 ne reviendrait pas sur la définition de planète[14].

Concernant la majuscule au nom « Système solaire », étant donné qu'il n'y a qu'un « système solaire », puisqu'il n'y a qu'un « Soleil », notre étoile, la forme tout en minuscules est, au sens strict, suffisante[réf. souhaitée]. Cependant, les autres étoiles étant parfois, par analogie, appelées des « soleils », le nom de « système solaire » est de la même façon parfois employé dans un sens général pour signifier « système planétaire », ce qui explique que l'on trouve également « Système solaire » écrit avec une majuscule lorsqu'il désigne spécifiquement notre système planétaire.

Vue d'ensemble du Système solaire. Le Soleil, les planètes, les planètes naines et les satellites naturels sont à l'échelle pour leurs tailles relatives, et non pour les distances. Les lunes sont répertoriées près de leurs planètes en fonction par ordre croissant d'orbites ; seules les plus grandes lunes pour chaque planète sont indiquées.
Image panoramique
Échelle des distances.
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Structure

Généralités

Comparaison de taille entre le Soleil et les planètes du Système solaire.

Le principal corps céleste du Système solaire est le Soleil, une étoile naine jaune de la séquence principale qui contient 99,86 % de toute la masse connue du Système solaire et le domine gravitationnellement. Les quatre plus grands corps en orbite du Soleil, les planètes géantes, représentent 99 % de la masse restante et Jupiter et Saturne regroupent même à eux seuls plus de 90 % de la masse restante. Les objets restants (y compris les quatre planètes telluriques, les planètes naines, les satellites naturels, les astéroïdes et les comètes) représentent ensemble moins de 0,002 % de la masse totale du Système solaire.

La plupart des grands objets en orbite autour du Soleil le sont dans un plan proche de celui de l’orbite terrestre, nommé écliptique. Le plan d’orbite des planètes est très proche de celui de l’écliptique, tandis que les comètes et les objets de la ceinture de Kuiper ont pour la plupart une orbite qui forme un angle significativement plus grand par rapport à lui[15],[16]. À la suite de la formation du système solaire, les planètes — et la grande majorité des autres objets — gravitent autour de l'étoile dans la même direction que la rotation du Soleil, soit le sens antihoraire vu du dessus du pôle Nord de la Terre[17]. Il existe toutefois des exceptions, comme la comète de Halley orbitant dans un sens rétrograde. De même, la plupart des plus grandes lunes gravitent autour de leurs planètes dans cette direction prograde — Triton étant la plus grande exception rétrograde, autour de Neptune — et la plupart des grands objets ont un sens de rotation prograde — Vénus étant une exception rétrograde notable et Uranus également, dans une certaine mesure.

L’écliptique vu par la mission Clementine, alors que le Soleil était partiellement masqué par la Lune. Trois planètes sont visibles dans la partie gauche de l’image (de gauche à droite) : Mercure, Mars et Saturne.

La structure globale du Système solaire se compose du Soleil, de quatre planètes intérieures relativement petites entourées d'une ceinture d'astéroïdes principalement rocheux et de quatre planètes géantes entourées par la ceinture de Kuiper constituée d'objets principalement glacés. Les astronomes divisent informellement cette structure en régions distinctes : le Système solaire interne comprenant les quatre planètes telluriques et la ceinture d'astéroïdes puis le Système solaire externe comprenant tout ce qui est au-delà de la ceinture, notamment les quatre planètes géantes[18]. Depuis la découverte de la ceinture de Kuiper, les parties les plus extérieures du Système solaire situées après l'orbite de Neptune sont considérées comme une région distincte constituée des objets transneptuniens[19].

La plupart des planètes du Système solaire ont leurs propre système secondaire, comprenant notamment des satellites naturels en orbite autour d'eux. Deux satellites, Titan (autour de Saturne) et Ganymède (autour de Jupiter), sont plus grands que la planète Mercure. Dans le cas des quatre planètes géantes, des anneaux planétaires — de fines bandes de minuscules particules — composent également l'entourage de la planète. La plupart des plus grands satellites naturels sont en rotation synchrone, qui présentent en permanence une même face à la planète autour de laquelle ils gravitent.

Les orbites des principaux corps du Système solaire, à l’échelle.
Plus les planètes sont proches du Soleil, plus leur vitesse orbitale est grande (ici, elles sont toutes représentées sauf Neptune).

Les trajectoires des objets gravitant autour du Soleil suivent les lois de Kepler : ce sont approximativement des ellipses, dont l'un des foyers est le Soleil. Les objets plus proches du Soleil (dont les demi-grand axes sont plus petits) se déplacent plus rapidement car ils sont plus affectés par la gravité du Soleil. Sur une orbite elliptique, la distance entre un corps et le Soleil varie au cours de son année : la distance la plus proche d'un corps avec le Soleil est son périhélie, tandis que son point le plus éloigné du Soleil est son aphélie. Les orbites des planètes sont presque circulaires, mais de nombreuses comètes, astéroïdes, objets de la ceinture de Kuiper et du nuage d'Oort peuvent suivre des orbites très diverses, pouvant même être hautement elliptiques d'une très grande excentricité orbitale.

Bien que le Soleil domine le système en masse, il ne représente qu'environ 2 % de son moment cinétique[20],[21]. Les planètes, notamment Jupiter, représentent la majeure partie du reste du moment cinétique en raison de la combinaison de leur masse, de leur orbite et de leur distance au Soleil, la contribution des comètes étant peut-être significative également[21].

Le Soleil, qui comprend presque toute la matière du Système solaire, est composé d'environ 98 % d'hydrogène et d'hélium[22]. Jupiter et Saturne, qui comprennent presque toute la matière restante, sont également principalement composés d'hydrogène et d'hélium et sont donc des planètes géantes gazeuses[23],[24]. Un gradient de composition est observé dans le Système solaire, créé par la chaleur et la pression de rayonnement du Soleil. Les objets plus proches du Soleil, plus affectés par la chaleur et la pression lumineuse, sont composés d'éléments à point de fusion élevé, c'est-à-dire de roches telles que les silicates, le fer ou le nickel, qui sont restées solides dans presque toutes les conditions dans la protonébuleuse planétaire[25]. Les objets plus éloignés du Soleil sont composés en grande partie de matériaux de points de fusion plus faibles : les gaz, des matériaux qui ont également une haute pression de vapeur et sont toujours en phase gazeuse, comme l'hydrogène, l'hélium et le néon, et les glaces qui ont des points de fusion allant jusqu'à quelques centaines de kelvins, comme l'eau, le méthane, l'ammoniac, le sulfure d'hydrogène et le dioxyde de carbone[26],[27]. Ces dernières peuvent être trouvées sous phases solide, liquide ou gazeuse à divers endroits du Système solaire, alors que dans la nébuleuse, elles sont soit en phase solide, soit en phase gazeuse[27]. Les glaces composent la majorité des satellites des planètes géantes et sont en plus grande proportions encore dans Uranus et Neptune (appelées « géantes de glace ») et les nombreux petits objets qui se trouvent au-delà de l'orbite de Neptune[25],[28]. Ensemble, les gaz et les glaces sont désignés sous le nom de substances volatiles[29]. La limite du Système solaire au-delà de laquelle ces substances volatiles pourraient se condenser est la ligne des glaces et se situe à environ 5 UA du Soleil.

Distances et échelles

La distance entre la Terre et le Soleil définit l'unité astronomique, qui vaut par convention 150 millions de kilomètres. Jupiter, la plus grande planète, est à 5,2 UA du Soleil et a un rayon de 71 000 km, alors que la planète la plus éloignée, Neptune, est située à environ 30 UA du Soleil. À quelques exceptions près, plus une planète ou une ceinture est éloignée du Soleil, plus la distance entre son orbite et l'orbite de l'objet suivant le plus proche du Soleil est grande. Par exemple, Vénus est environ 0,33 UA plus éloignée du Soleil que Mercure, tandis que Saturne est environ 4,3 UA plus éloignée de Jupiter et que l'orbite de Neptune se trouve 10,5 UA plus loin que celle d'Uranus. Par le passé, des astronomes ont tenté de déterminer une relation entre ces distances orbitales, notamment la loi de Titius-Bode[30], mais aucune théorie de ce type n'a finalement été validée.

Certaines modélisations du Système solaire visent à vulgariser les échelles relatives du Système solaire. Ainsi des planétaires, ensembles mécaniques mobiles, tandis que d'autres représentations peuvent s'étendre à travers des villes ou des régions entières[31]. Le plus grand modèle de ce type, le Système solaire suédois, utilise l'Ericsson Globe à Stockholm — d'une hauteur de 110 mètres — en guise de Soleil et, suivant cette échelle, Jupiter est une sphère de 7,5 mètres à l'aéroport de Stockholm-Arlanda situé à 40 km du stade. L'objet le plus éloigné de la modélisation est Sedna, un objet transneptunien représenté par une sphère de 10 cm à Luleå, à 912 km de la capitale suédoise[32],[33].

Unité astronomiqueUnité astronomiqueUnité astronomiqueUnité astronomiqueUnité astronomiqueUnité astronomiqueUnité astronomiqueUnité astronomiqueUnité astronomiqueUnité astronomique1P/HalleySoleil(136199) Éris(136472) Makémaké(136108) Hauméa(1) CérèsNeptune (planète)Uranus (planète)Saturne (planète)Jupiter (planète)Mars (planète)TerreVénus (planète)Mercure (planète)Unité astronomiqueUnité astronomiquePlanète nainePlanète naineComètePlanète
Distances de différents corps du Système solaire au Soleil. Les côtés gauches et droits de chaque barres correspondent au périhélie et à l'aphélie de la trajectoire de chaque corps ; ainsi, de longues barres soulignent une grande excentricité orbitale.
Les diamètres du Soleil (0.7 million de km) et de la plus grande planète Jupiter (0.07 million de km) sont tous les deux trop petits pour apparaître sur ce graphe.

Soleil

Le Soleil lors d'une importante éruption solaire, pris en 2008 par la sonde STEREO en ultraviolets et représenté avec de fausses couleurs.

Le Soleil est une naine jaune, une étoile de type spectral G2 parmi beaucoup d'autres au sein de notre galaxie : la Voie lactée contient entre 200 et 400 milliards d'étoiles, dont 10 % seraient des naines jaunes[34]. Comme toute étoile, selon les lois de la physique actuelles, sa très grande masse (332 900 fois la masse terrestre) permet à la densité en son cœur d’être suffisamment élevée pour provoquer des réactions de fusion nucléaire en continu. Chaque seconde, le cœur du Soleil fusionne 620 millions de tonnes d'hydrogène en 615,7 millions de tonnes d'hélium,[36]. La différence de masse est convertie en énergie selon la formule E = mc2 et représente une puissance d'environ 4 × 1026 watts, principalement diffusée dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique solaire culminant dans la lumière visible[37].

Le diagramme de Hertzsprung-Russell ; la séquence principale va du bas à droite au haut à gauche.

Le Soleil est une naine jaune modérément grande, sa température étant intermédiaire entre celle des étoiles bleues (plus chaudes) et celle des étoiles les plus froides. Les étoiles plus brillantes et plus chaudes que le Soleil sont rares, tandis que les étoiles sensiblement plus sombres et plus froides, appelées naines rouges, constituent 85 % des étoiles de la Voie lactée[38],[39]. Il se situe vers le milieu de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell et le calcul du rapport entre l’hydrogène et l’hélium à l’intérieur du Soleil suggère qu’il est environ à mi-chemin de son cycle de vie[40]. Il devient progressivement plus brillant : au début de son histoire, sa luminosité était inférieure de plus d'un tiers à celle d’aujourd’hui et, dans plus de cinq milliards d'années, il quittera la séquence principale et deviendra plus grand, plus brillant, plus froid et plus rouge, formant une géante rouge[41],[42],[43]. À ce moment, sa luminosité sera près de 2 000 fois celle d’aujourd’hui et sa taille aura suffisamment augmenté pour engloutir la Terre.

Le Soleil est une étoile de population I, formée à partir de la matière éjectée lors de l'explosion de supernovas, et possède ainsi une plus grande abondance d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium (des « métaux ») que les étoiles de population II plus âgées[44]. Ces éléments métalliques se sont formés dans les noyaux d'étoiles plus anciennes, des supernovas et ont ensuite été éjectés lors de leur explosion. Les étoiles les plus anciennes contiennent peu de métaux tandis que les étoiles ultérieures en contiennent ainsi plus. Cette haute métallicité est probablement cruciale pour le développement d'un système planétaire par le Soleil, car les planètes se forment à partir de l'accrétion de ces métaux[45].

Milieu interplanétaire

En plus de lumière, le Soleil rayonne un flux continu de particules chargées (un plasma) appelé vent solaire. Ce flux s’étend à la vitesse approximative de 1,5 million de kilomètres par heure[46], créant une atmosphère ténue (l’héliosphère) qui baigne le milieu interplanétaire jusqu'à au moins 100 unités astronomiques et l’héliopause[47]. Dans ce quasi-vide, le matériau composant l’héliosphère est connu sous le nom de milieu interplanétaire.

L'activité à la surface du Soleil, comme les éruptions solaires et les éjections de masse coronale, perturbe l'héliosphère en créant des conditions météorologiques spatiales et en provoquant des orages magnétiques[48]. La plus grande structure de l'héliosphère est la spirale de Parker, due aux actions du champ magnétique rotatif du Soleil sur le milieu interplanétaire[49],[50].

Une aurore australe vue en 1991 depuis l’orbite terrestre par la navette spatiale Discovery.

Le champ magnétique terrestre empêche en grande partie son atmosphère d'être dépouillée par le vent solaire[51]. À l'inverse, Vénus et Mars ne possédant pas de champ magnétique et le vent solaire éjecte progressivement les particules de leur atmosphère dans l'espace[52]. Les éjections de masse coronale et autres événements similaires soufflent un champ magnétique et d'énormes quantités de matière depuis la surface du Soleil. L'interaction de ce champ magnétique et de cette matière avec le champ magnétique terrestre entraîne des particules chargées dans la haute atmosphère de la Terre, créant des aurores polaires observées près des pôles magnétiques.

L’héliosphère protège en partie le Système solaire du flux de particules interstellaires de haute énergie appelé rayonnement cosmique, cette protection étant encore augmentée sur les planètes disposant de champ magnétique planétaire. La densité de rayons cosmiques dans le milieu interstellaire et l'intensité du champ magnétique solaire changent sur de très longues périodes, de sorte que le niveau de pénétration des rayons cosmiques dans le Système solaire varie au cours du temps, bien que le degré de variation soit inconnu[53].

Le milieu interplanétaire abrite au moins deux régions de poussières cosmiques en forme de disque. Le premier disque, le nuage de poussière zodiacal, se trouve dans le Système solaire interne et provoque la lumière zodiacale. Il est probablement formé par des collisions à l’intérieur de la ceinture d’astéroïdes causées par des interactions avec les planètes[54]. Le deuxième nuage de poussière s'étend d'environ 10 UA à 40 UA et est probablement créé par des collisions similaires dans la ceinture de Kuiper[55],[56].

Système solaire interne

Le Système solaire interne désigne traditionnellement la région située entre le Soleil et la ceinture d’astéroïdes[57]. Composés principalement de silicates et de métaux, les objets du Système solaire interne orbitent près du Soleil : le rayon de la région tout entière est plus petit que la distance entre les orbites de Jupiter et de Saturne. Cette région se situe en totalité avant la ligne des glaces, qui se trouve à un peu moins de 5 UA (environ 700 millions de km) du Soleil[58].

Il n'existe pas d'objets notables attestés dont l'orbite serait totalement intérieure à celle de la planète Mercure, bien que l'existence d'astéroïdes vulcanoïdes soit supposée par certains astronomes[59]. Au XIXe siècle, l'existence d'une planète hypothétique est postulée dans cette zone, Vulcain, avant d'être invalidée[60],[61].

Dans ce qui suit, le demi-grand axe de l'objet céleste évoqué est indiqué entre parenthèses en unités astronomiques au début de la section dédiée.

Planètes internes

Les planètes internes. De la plus grande à la plus petite : la Terre, Vénus, Mars et Mercure (dimensions à l’échelle).
Animation des orbites des planètes internes pendant une année terrestre.

Les quatre planètes internes du Système solaire sont des planètes telluriques : elles possèdent une composition dense et rocheuse avec une surface solide. Par ailleurs, elles ont peu ou pas de satellites naturels et aucun système d’anneaux. De taille modeste (la plus grande de ces planètes étant la Terre dont le diamètre est de 12 756 km), elles sont composées en grande partie de minéraux à point de fusion élevé, tels les silicates qui forment leur croûte solide et leur manteau semi-liquide, et de métaux comme le fer et le nickel qui composent leur noyau. Trois des quatre planètes (Vénus, la Terre et Mars) ont une atmosphère substantielle ; toutes présentent des cratères d’impact et des caractéristiques tectoniques de surface, comme des rifts et des volcans[62].

Le terme "planète interne" ne doit pas être confondu avec "planète inférieure" qui désigne en général les planètes plus proches du Soleil que la Terre, soit Mercure et Vénus.

Mercure

Mercure (0,4 UA) est la planète la plus proche du Soleil, ainsi que la plus petite (4 878 km de diamètre) et la moins massive avec un peu plus du vingtième de la masse terrestre[63],[64].

Elle ne possède aucun satellite naturel et ses seules caractéristiques géologiques connues, en dehors des cratères d’impact, sont des dorsa qui ont probablement été produites par contraction thermique lors de sa solidification interne tôt dans son histoire[65]. Elle possède relativement à sa taille un très grand noyau de fer liquide — qui représenterait 85 % de son rayon, contre environ 55 % pour la Terre — et un fin manteau, dont l’origine exacte n'est pas déterminée de façon certaine mais pourrait être due à un impact géant ou à l'importante température lors de son accrétion[66],[67].

Mercure a la particularité d'être en résonance spin-orbite 3:2, sa période de révolution (~88 jours) valant exactement 1,5 fois sa période de rotation (~59 jours), et donc la moitié d'un jour solaire (~176 jours)[64]. Ainsi, relativement aux étoiles fixes, elle tourne sur son axe exactement trois fois toutes les deux révolutions autour du Soleil. Par ailleurs, son orbite possède une excentricité de 0,2, soit plus de douze fois supérieure à celle de la Terre et de loin la plus élevée pour une planète du Système solaire[64].

L'atmosphère de Mercure, quasiment inexistante et qualifiable d'exosphère, est formée d’atomes arrachés à sa surface par le vent solaire ou momentanément capturés à ce vent[68],[69]. Cette absence implique qu'elle n'est pas protégée des météorites et donc sa surface est très fortement cratérisée et globalement similaire à la face cachée de la Lune car elle est géologiquement inactive depuis des milliards d'années. De plus, le manque d'atmosphère combiné à la proximité du Soleil engendre d'importantes variations de la température en surface, allant de 90 K (−183 °C) au fond des cratères polaires — là où les rayons du Soleil ne parviennent jamais — jusqu'à 700 K (427 °C) au point subsolaire au périhélie.

Vénus

Vénus (0,7 UA) est la planète la plus proche de la Terre en taille (0,95 rayon terrestre) et en masse (0,815 masse terrestre), faisant qu'elle est parfois appelée sa « planète sœur »[70]. Comme elle, Vénus possède également un épais manteau de silicate entourant un noyau métallique, une atmosphère significative et une activité géologique interne. Cependant, elle est beaucoup plus sèche et la pression de son atmosphère au sol est 92 fois plus élevée[71]. Son importante atmosphère, composée à plus de 96 % en dioxyde de carbone, crée un grand effet de serre qui en fait la planète la plus chaude du Système solaire avec une température de surface moyenne de 462 °C (725 K)[72],[73].

La planète est enveloppée d'une couche opaque de nuages d'acide sulfurique, hautement réfléchissants pour la lumière visible, empêchant sa surface d'être vue depuis l'espace. Bien que la présence d'océans d'eau liquide à sa surface par le passé soit supposée, la surface de Vénus est un paysage désertique sec et rocheux où se déroule toujours un volcanisme. Comme elle ne possède pas de champ magnétique, son atmosphère est constamment appauvrie par le vent solaire et ce sont ses éruptions volcaniques qui lui permettent de la réalimenter[71],[74]. La topographie de Vénus présente peu de reliefs élevés et consiste essentiellement en de vastes plaines géologiquement très jeunes (quelques centaines de millions d'années).

Vénus orbite autour du Soleil tous les 224,7 jours terrestres et avec période de rotation de 243 jours terrestres, il lui faut plus de temps pour tourner autour de son axe que toute autre planète du Système solaire[70]. Comme Uranus, elle possède une rotation rétrograde et tourne dans le sens opposé à celui des autres planètes : le soleil s'y lève à l'ouest et se couche à l'est. Vénus possède l'orbite la plus circulaire des planètes du Système solaire avec une excentricité orbitale presque nulle et, du fait de sa lente rotation, est quasiment sphérique (aplatissement considéré comme nul). Elle ne possède pas de satellite naturel[62].

Terre

La Terre et son satellite la Lune (dimensions à l’échelle).

La Terre (1 UA) est la plus grande (12 756 km de diamètre), la plus massive et la plus dense des planètes du Système solaire[75]. Elle est notamment le seul objet céleste connu pour abriter la vie. Elle orbite autour du Soleil en 365,256 jours solaires — une année sidérale — et réalise une rotation sur elle-même relativement au Soleil en 23 h 56 min 4 s — un jour sidéral — soit un peu moins que son jour solaire de 24 h du fait de ce déplacement autour du Soleil[76]. L'axe de rotation de la Terre possède une inclinaison de 23°, ce qui cause l'apparition de saisons[75].

La Terre possède un satellite, la Lune, le seul satellite significativement grand d'une tellurique dans le Système solaire. Selon l'hypothèse de l'impact géant ce satellite s'est formé suite à une collision de la proto-Terre avec un impacteur de la taille de la planète Mars (nommé Théia) peu après la formation de la planète il y a 4,54 milliards d'années[77]. L'interaction gravitationnelle avec son satellite crée les marées, stabilise son axe de rotation et réduit graduellement sa vitesse de rotation.

Son enveloppe rigide — appelée la lithosphère — est divisée en différentes plaques tectoniques qui migrent de quelques centimètres par an. Environ 71 % de la surface de la planète est couverte d'eau — notamment des océans, mais aussi des lacs et rivières, constituant l'hydrosphère — et les 29 % restants sont des continents et des îles, fait unique parmi les planètes telluriques tandis que la majeure partie des régions polaires est couverte de glace. La structure interne de la Terre est géologiquement active, le noyau interne solide et le noyau externe liquide (composés tous deux essentiellement de fer) permettant notamment de générer le champ magnétique terrestre par effet dynamo et la convection du manteau terrestre (composé de roches silicatées) étant la cause de la tectonique des plaques, activité qu'elle est la seule planète à connaître. L’atmosphère terrestre est radicalement différente de celle des autres planètes car elle a été altérée par la présence de formes de vie jusqu'à contenir de nos jours 21 % d’oxygène[78],[76].

Mars

Mars (1,5 UA) est deux fois plus petite que la Terre et Vénus, et fait seulement environ le dixième de la masse terrestre[79]. Sa période de révolution autour du Soleil est de 687 jours terrestres et sa journée dure 24 heures et 39 minutes[63]. La période de rotation de Mars est du même ordre que celle de la Terre et son obliquité lui confère un cycle des saisons similaire au cycle terrestre. Ces saisons sont toutefois marquées par une excentricité orbitale cinq fois et demie plus élevée que celle de la Terre, d'où une asymétrie saisonnière sensiblement plus prononcée entre les deux hémisphères et un climat qui peut être qualifié d'hyper-continental : en été, la température dépasse rarement les 20 à 25 °C à l'équateur, alors qu'elle peut chuter jusqu'à −120 °C voire moins pendant l'hiver aux pôles[63].

Elle possède une atmosphère ténue, principalement composée de dioxyde de carbone, et une surface désertique caractérisée visuellement par sa couleur rouge, due à l'abondance d'hématite amorphe ou oxyde de fer(III)[80]. Sa topographie présente des analogies aussi bien avec la Lune, à travers ses cratères et ses bassins d'impact, qu'avec la Terre, avec des formations d'origine tectonique et climatique telles que des volcans, des rifts, des vallées, des mesas, des champs de dunes et des calottes polaires. Le plus haut volcan du Système solaire, Olympus Mons (qui est un volcan bouclier), et le plus grand canyon, Valles Marineris, se trouvent sur Mars[81]. Ces structures géologiques montrent des signes d’une activité géologique, voire hydraulique, qui a peut-être persisté jusqu’à récemment mais qui est presque totalement arrêtée de nos jours[82],[83] ; seuls des événements mineurs surviendraient encore épisodiquement à sa surface, tels que des glissements de terrain ou de rares éruptions volcaniques sous forme de petites coulées de lave. La planète est par ailleurs dépourvue de champ magnétique global.

Mars possède deux très petits satellites naturels, Phobos et Déimos, qui peuvent être des astéroïdes capturés mais le consensus actuel privilégie une formation suite à un choc avec la planète. Ceux-ci sont en rotation synchrone — montrant donc toujours la même face à la planète — mais, du fait des forces de marée avec la planète, l'orbite de Phobos diminue et le satellite se décomposera dans le futur lorsqu'il aura franchi la limite de Roche, tandis que Déimos s'éloigne progressivement[84].

Comparaison

Photomontage comparatif des tailles des planètes telluriques du Système solaire (de gauche à droite) : Mercure, Vénus (images radar), la Terre et Mars.
Comparaison de caractéristiques physiques des planètes telluriques du Système solaire
Planète Rayon équatorial Masse Gravité Inclinaison de l’axe
Mercure[64] 2 439,7 km
(0,383 Terre)
e23/3.3013,301 × 1023 kg
(0,055 Terre)
3,70 m/s2 
(0,378 g)
0,03°
Vénus[70] 6 051,8 km
(0,95 Terre)
e24/4.86754,867 5 × 1024 kg
(0,815 Terre)
8,87 m/s2 
(0,907 g)
177,36°[d]
Terre[75] 6 378,137 km e24/5.97245,972 4 × 1024 kg 9,780 m/s2 
(0,997 32 g)
23,44°
Mars[79] 3 396,2 km
(0,532 Terre)
e23/6.441716,441 71 × 1023 kg
(0,107 Terre)
3,69 m/s2 
(0,377 g)
25,19°

Ceinture d'astéroïdes

Caractéristiques

Les astéroïdes sont principalement de petits corps du Système solaire composés de roches et de minéraux métalliques non volatils, de forme et de tailles irrégulières — allant de plusieurs centaines de kilomètres à des poussières microscopiques — mais beaucoup plus petits que les planètes. Une région de forme torique située entre les orbites de Mars et de Jupiter, à une distance comprise entre 2,3 et 3,3 UA du Soleil, en contient un très grand nombre et est ainsi appelée ceinture d'astéroïdes, ou ceinture principale pour la distinguer des autres regroupements d'astéroïdes du Système solaire comme la ceinture de Kuiper ou le nuage de Oort.

La ceinture d'astéroïdes s'est formée à partir de la nébuleuse solaire primordiale en tant que groupe de planétésimaux. Cependant, les perturbations gravitationnelles de Jupiter imprègnent les protoplanètes d'une énergie orbitale trop importante pour qu'elles puissent s'accréter en une planète et causent de violentes collisions. En conséquence, 99,9 % de la masse initiale de la ceinture d'astéroïdes est perdue au cours des cent premiers millions d'années de l'histoire du Système solaire et certains fragments sont projetés vers le Système solaire intérieur, entraînant des impacts de météorites avec les planètes intérieures. Aussi, ce phénomène est probablement responsable de l'arrivée de la majorité de l'eau existante sur Terre grâce à des comètes.

Elle contiendrait entre un et deux millions d'astéroïdes plus larges qu'un kilomètre, certains comportant des lunes parfois aussi larges qu'eux-mêmes. La masse totale de la ceinture d'astéroïdes représente environ 4 % de celle de la Lune et les astéroïdes sont relativement éloignés les uns des autres, impliquant que de nombreuses sondes spatiales aient pu la traverser sans incident.

Groupes et familles d'astéroïdes

Principales familles de la ceinture d'astéroïdes mises en évidence à travers leur demi-grand axe et leur inclinaison orbitale.

Les astéroïdes de la ceinture principale sont divisés en plusieurs groupes et familles, des ensembles de planètes mineures qui partagent des éléments orbitaux similaires (tels que le demi-grand axe, l'excentricité ou l'inclinaison orbitale). Les familles sont supposées être des fragments de collisions passées entre astéroïdes tandis que les groupes découlent seulement de phénomènes dynamiques (et non de collisions) et jouent un rôle plus structurant dans la disposition des planètes mineures au sein du Système solaire. Parmi les principaux groupes, on peut notamment citer le Groupe de Hilda, situé en périphérie de la ceinture entre 3,7 et 4,1 UA et dont les astéroïdes sont en résonance 3:2 avec Jupiter[85].

Les astéroïdes individuels de la ceinture d'astéroïdes sont classés selon leur spectre, la plupart d'entre eux appartenant à trois groupes de base : carbonés (type C), silicates (type S) et riches en métaux (type M).

Principaux astéroïdes

Environ la moitié de la masse de la ceinture d'astéroïdes est contenue dans les quatre plus grands astéroïdes : (1) Cérès (2,77 UA), (4) Vesta (2,36 UA), (2) Pallas (2,77 UA) et (10) Hygie (3,14 UA). À lui seul, Cérès représente même près du tiers de la masse totale de la ceinture.

Cérès est le plus grand objet de la ceinture et le seul à ne pas être classé comme un petit corps mais plutôt comme une planète naine — dont elle est d'ailleurs la plus petite reconnue du Système solaire. D'un diamètre de 952 km, suffisant pour que sa propre gravité lui donne une forme sphérique, Cérès est considéré comme une planète lors de sa découverte au XIXe siècle, puis recatégorisé comme astéroïde dans les années 1850 lorsque des observations révélent leur abondance[86]. Sa surface est probablement composée d'un mélange de glace d'eau et de divers minéraux hydratés (notamment des carbonates et de l'argile), et de la matière organique a été décelée ainsi que la présence de geysers. Il semble que Cérès possède un noyau rocheux et un manteau de glace, mais elle pourrait également héberger un océan d'eau liquide, ce qui en fait une piste pour la recherche de vie extraterrestre.

Vesta, Pallas ou Hygie ont tous un diamètre moyen inférieur à 600 km mais pourraient éventuellement être reclassés comme planètes naines s'il est démontré qu'ils ont atteint un équilibre hydrostatique.

Système solaire externe

Au-delà de la ceinture d'astéroïdes s'étend une région dominée par les géantes gazeuses et leurs satellites naturels. De nombreuses comètes à courte période, y compris les centaures, y résident également. Si cette dénomination s'appliquait un temps jusqu'aux limites du Système solaire, les parties les plus extérieures du Système solaire situées après l'orbite de Neptune sont désormais considérées comme une région distincte constituée des objets transneptuniens depuis la découverte de la ceinture de Kuiper[18],[19].

Les objets solides de cette région sont composés d'une plus grande proportion de « glaces » (eau, ammoniac, méthane) que leurs correspondants du Système solaire interne, notamment parce qu'elle se trouve en grande partie après la ligne des glaces et que les températures plus basses permettent à ces composés de rester solides[58].

Planètes externes

Les planètes externes (par taille décroissante) : Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune comparées aux planètes internes : la Terre, Vénus, Mars et Mercure (à l’échelle).
Planétaire montrant les orbites des planètes externes. Les sphères représentent les positions des planètes tous les 100 jours du (périhélie de Jupiter) au (aphélie de Jupiter).

Les quatre planètes extérieures, ou planètes géantes, représentent collectivement 99% de la masse connue pour orbiter autour du Soleil. Jupiter et Saturne représentent ensemble plus de 400 fois la masse terrestre et sont constitués en grande partie d'hydrogène et d'hélium, d'où leur désignation de géantes gazeuses[87]. Uranus et Neptune sont beaucoup moins massives  — faisant environ 20 masses terrestres chacune  — et sont principalement composés de glaces, justifiant qu'elles appartiennent à la catégorie distincte des géantes de glaces[88]. Toutes les quatre planètes géantes posèdent un système d'anneaux planétaires, bien que seul le système d'anneaux de Saturne soit facilement observable depuis la Terre. En outre, elles ont en moyenne plus de satellites naturels que les planètes telluriques, de 14 pour Neptune à 82 pour Saturne.

Le terme "planète externe" ne doit pas être confondu avec "planète supérieure" qui désigne en général les planètes en dehors de l'orbite terrestre et comprend donc à la fois toutes les planètes extérieures ajoutées à Mars.

Jupiter

Jupiter (5,2 UA), avec 318 masses terrestres, est aussi massive que 2,5 fois toutes les autres planètes réunies et son diamètre avoisine les 143 000 kilomètres. Sa période de révolution est d'environ 12 ans et sa période de rotation est d'un peu moins de 10 heures[89].

Elle est composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium, d'un peu d'ammoniac et de vapeur d'eau ainsi que probablement un noyau solide constitué de roche ou de glace mais n'a pas de surface définie. Sa forte chaleur interne anime des vents violents, de près de 600 km/h, qui parcourent les couches supérieures de l'atmosphère de la planète et la divisent visiblement en plusieurs bandes colorées à différentes latitudes, séparées par des turbulences. Ce phénomène crée également un certain nombre de caractéristiques semi-permanentes, comme la Grande Tache rouge, un anticyclone observé depuis au moins le XVIIe siècle. Sa puissante magnétosphère, animée par un courant électrique dans sa couche interne d'hydrogène métallique, crée le plus fort champ magnétique connu du Système solaire — dépassé seulement par les taches solaires — et des aurores polaires aux pôles de la planète.

Jupiter possède 79 satellites connus. Les quatre plus gros, aussi appelés satellites galiléens car découverts par l'astronome italien Galilée au XVIIe siècle, Ganymède, Callisto, Io et Europe, présentent des similarités géologiques avec les planètes telluriques[90]. Parmi les plus grands objets du Système solaire — ils sont tous plus grands que les planètes naines —, Ganymède est même la plus grande et la plus massive lune du Système solaire, dépassant en taille la planète Mercure. Par ailleurs, les trois lunes intérieures, Io, Europe et Ganymède, sont le seul exemple connu de résonance de Laplace : les trois corps sont en résonance orbitale 4:2:1.

Le système jovien comprend également les anneaux de Jupiter mais l'influence de la planète s'étend à de nombreux objets du Système solaire, comme les astéroïdes troyens de Jupiter.

Saturne

Saturne (9,5 UA) possède des caractéristiques similaires à Jupiter, telles que sa composition atmosphérique et sa puissante magnétosphère. Bien qu'elle fasse 60 % du volume de l'autre planète géante gazeuse du fait de son diamètre équatorial d'environ 121 000 kilomètres, elle est beaucoup moins massive avec 95 masses terrestres. Sa période de révolution vaut un peu moins de 30 années tandis que sa période de rotation est estimée à 10 h 33 min[91].

La caractéristique la plus célèbre de la planète est son système d'anneaux proéminent. Composés principalement de particules de glace et de poussières, ils se seraient formés il y a moins de 100 millions d'années. De plus, elle est la planète possédant le plus grand nombre de satellites naturels avec 82 confirmés et des centaines de satellites mineurs dans son cortège. Sa plus grande lune, Titan, est également la deuxième plus grande du Système solaire et est la seule lune connue à posséder une atmosphère substantielle. Une autre lune remarquable, Encelade, émet de puissants geysers de glace du fait de son cryovolcanisme et serait un habitat potentiel pour la vie microbienne[92].

Seule planète du Système solaire moins dense que l'eau[93], l'intérieur de Saturne est très probablement composé d'un noyau rocheux de silicates et de fer entouré de couches constituées en volume à 96 % d'hydrogène qui est successivement métallique puis liquide puis gazeux, mêlé à de l'hélium[91]. Un courant électrique dans la couche d'hydrogène métallique donne naissance à sa magnétosphère, la deuxième plus grande du Système solaire mais beaucoup plus petite que celle de Jupiter, et à des aurores polaires. L'atmosphère de Saturne est généralement terne et manque de contraste, bien que des caractéristiques de longue durée puissent apparaître comme un hexagone à son pôle nord. Les vents sur Saturne peuvent atteindre une vitesse de 1 800 km/h, soit les deuxièmes plus rapides du Système solaire après ceux de Neptune.

Uranus

Uranus (19,2 UA) est la moins massive des planètes géantes avec 14 masses terrestres[94]. Avec son diamètre d'environ 51 000 kilomètres, elle demeure plus grande que sa presque jumelle Neptune en raison de la compression gravitationnelle de cette dernière. Sa période de révolution est d'environ 84 ans et, de façon unique parmi les planètes du Système solaire, elle orbite le Soleil sur son côté en un peu plus de 17 heures avec son axe de rotation pratiquement dans son plan de révolution, en donnant l'impression qu'elle « roule » sur l'écliptique[94]. Ses pôles Nord et Sud se trouvent donc là où la plupart des autres planètes ont leur équateur. La planète est pourvue d'une magnétosphère en forme de tire-bouchon du fait de cette inclinaison de l'axe.

Comme Jupiter et Saturne, l'atmosphère d'Uranus est composée principalement d'hydrogène et d'hélium avec des traces d'hydrocarbures. Cependant, comme Neptune, elle contient une proportion plus élevée de « glaces » au sens physique, c'est-à-dire de substances volatiles telles que l'eau, l'ammoniac et le méthane, tandis que l'intérieur de la planète est principalement composé de glaces et de roches, d'où leur nom de « géantes de glaces ». Par ailleurs, le méthane est le principal responsable de la teinte aigue-marine de la planète. Son atmosphère planétaire est la plus froide du Système solaire, avec une température minimale de 49 K (−224 °C) à la tropopause car elle rayonne très peu de chaleur dans l'espace, et présente une structure nuageuse en couches[95]. Cependant, la planète ne présente presque aucun relief à la lumière visible, comme les bandes de nuages ou les tempêtes associées aux autres planètes géantes, malgré des vents de l'ordre de 900 km/h.

Première planète découverte à l’époque moderne avec un télescope — par William Herschel en 1781 — et non connue depuis l'Antiquité, Uranus possède un système d’anneaux et de nombreux satellites naturels : on lui connaît 13 anneaux étroits et 27 lunes, les plus grandes étant Titania, Obéron, Umbriel, Ariel et Miranda[94].

Neptune

Neptune (30 UA) est la planète la plus éloignée du Soleil connue au sein du Système solaire[96]. Légèrement plus massive qu'Uranus avec 17 masses terrestres, elle est par conséquence plus dense — faisant d'elle la planète géante la plus dense — et plus petite avec un diamètre équatorial d'environ 49 500 kilomètres par compression gravitationnelle. Sa période de révolution est d'environ 165 ans et sa période de rotation dépasse légèrement 16 heures[96].

N'étant pas visible à l'œil nu, elle est le premier objet céleste et la seule des huit planètes du Système solaire à avoir été découverte par déduction plutôt que par observation empirique grâce aux perturbations gravitationnelles inexpliquées sur l'orbite d'Uranus : les calculs de l'astronome français Urbain Le Verrier permettent au prussien Johann Gottfried Galle de l'observer au télescope en 1846. On lui connaît 14 satellites naturels dont le plus grand est Triton, qui est géologiquement actif et présente des geysers d'azote liquide[97] ; il s'agit par ailleurs du seul grand satellite du Système solaire situé sur une orbite rétrograde. La planète possède également un système d'anneaux faible et fragmenté et une magnétosphère.

L'atmosphère de Neptune est similaire à celle d'Uranus en étant composée principalement d'hydrogène et d'hélium avec des traces d'hydrocarbures ainsi qu'une proportion plus élevée de « glaces » (eau, ammoniac et méthane) ; son intérieur est aussi principalement composé de glaces et de roches, faisant d'elle la deuxième « géante de glaces ». Par ailleurs, le méthane est partiellement responsable de la teinte bleue de l'atmosphère de Neptune mais l'origine exacte de son bleu azur reste encore inexpliquée. Aussi, contrairement à l'atmosphère brumeuse et relativement sans relief d'Uranus, l'atmosphère de Neptune présente des conditions météorologiques actives et visibles comme une Grande Tache sombre comparable à la Grande Tache rouge de Jupiter présente au moment du survol de Voyager 2 en 1989. Ces conditions météorologiques sont entraînées par les vents les plus forts connus du Système solaire, avec des vitesses atteignant jusqu'à 2 100 km/h. En raison de sa grande distance du Soleil, l'extérieur de son atmosphère est l'un des endroits les plus froids du Système solaire avec des températures au sommet des nuages approchant 55 K (−218,15 °C).

Neptune est accompagnée sur son orbite de plusieurs planètes mineures, appelées astéroïdes troyens de Neptune, qui sont en résonance 1:1 avec elle.

Comparaison

Photomontage comparatif des tailles des planètes géantes du Système solaire (de gauche à droite) : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.
Comparaison de caractéristiques physiques des planètes géantes du Système solaire
Planète Rayon équatorial[f] Masse Gravité de surface[g] Inclinaison de l’axe
Jupiter[89] 71 492 km
(11,209 Terres)
e24/1898.191 898,19 × 1024 kg
(317,83 Terres)
23,12 m/s2 
(2,364 g)
3,13°
Saturne [91] 60 268 km
(9,449 Terres)
e24/568.34568,34 × 1024 kg
(95,16 Terres)
8,96 m/s2 
(0,916 g)
26,73°
Uranus[94] 25 559 km
(4,007 Terres)
e24/86.81386,813 × 1024 kg
(14,54 Terres)
8,69 m/s2 
(0,889 g)
97,77°[h]
Neptune [96] 24 764 km
(3,883 Terres)
e24/102.413102,413 × 1024 kg
(17,15 Terres)
11,00 m/s2 
(1,12 g)
28,32°

Centaures

Les centaures, qui s'étendent entre 9 et 30 UA, sont des petits corps glacés analogues aux comètes qui sont définis en première approximation comme des astéroïdes orbitant entre Jupiter et Neptune et dont l'orbite croise celle d'une des planètes géantes ; il existe cependant des définitions plus précises et légèrement divergentes selon le Centre des planètes mineures, la JPL Small-Body Database et le Deep Ecliptic Survey[98],[99],[100].

Orbites des centaures connus représentés en fonction de leur demi-grand axe et de leur inclinaison. La taille des cercles indique les dimensions approximatives des objets.

Le fait que les centaures croisent ou aient croisé l'orbite d'une planète géante implique que leur propre orbite est instable voire chaotique, et donc que celle-ci a une durée de vie dynamique de l'ordre de seulement quelques millions d'années[101]. Il existe cependant au moins un potentiel contre-exemple, (514107) Kaʻepaokaʻawela (5,14 UA), qui est coorbital à Jupiter en résonance 1:-1 — c'est-à-dire qu'il a une orbite rétrograde, en sens inverse de celle de Jupiter et des autres planètes — et qui pourrait être sur cette orbite depuis des milliards d'années[102],[103].

Le premier centaure découvert selon la définition actuelle du Jet Propulsion Laboratory est (944) Hidalgo (5,74 UA) en 1920[104] mais c'est la découverte de (2060) Chiron (13,63 UA) en 1977 qui fait prendre conscience aux astronomes qu'il existe cette population distincte[105]. Ce dernier est d'ailleurs le premier centaure indiqué dans la liste du Centre des planètes mineures[98].

Le plus grand centaure connu, (10199) Chariclo (15,82 UA), mesure de l'ordre de 200 à 300 km de diamètre et possède un système d'anneaux[106]. Un autre centaure, 1995 SN55 (23,5 UA) pourrait être plus large mais il a été perdu[107].

Comme ils sont moins étudiés que les plus grands objets, il est difficile d'estimer leur nombre total et les approximations du nombre de centaures d'un diamètre de plus d'un kilomètre dans le Système solaire vont de 44 000[101] à plus de 10 000 000[108],[109]. Par ailleurs, aucun n'a été imagé de près bien qu'il y ait des preuves que la lune de Saturne Phœbé, qui a elle été observée, soit un ancien centaure capturé provenant de la ceinture de Kuiper[110].

Parmi les objets connus pour occuper des orbites de type centaure, une trentaine possèdent des chevelures qui ont été détectées dont deux, (2060) Chiron et (60558) Échéclos (10,68 UA), présentent de très importantes traînées. Ces deux derniers sont notamment à la fois des centaures et des comètes, ou astéroïdes cométaires[111],[112].

Astéroïdes troyens

Points de Lagrange du système Soleil-Terre, où L4 et L5 sont stables. Un seul troyen de la Terre est connu, 2010 TK7, autour du point L4.

Le terme troyen désigne à l'origine un astéroïde dont l'orbite héliocentrique est en résonance orbitale 1:1 avec celle de Jupiter et qui sont situés près de l'un des deux points stables de Lagrange (L4 ou L5) du système Soleil-Jupiter, c'est-à-dire qu'il s'agit d'un objet coorbiteur se trouvant à 60° en avance ou en retard sur l'orbite de la planète. Par extension, le terme troyen désigne à présent tout objet dont l'orbite héliocentrique est en résonance 1:1 avec celle de n'importe quelle planète du Système solaire et qui est situé près de l'un des deux points stables de Lagrange (L4 ou L5) du système Soleil-planète.

Toutefois, l'extrême majorité des troyens connus dans le Système solaire sont des astéroïdes troyens de Jupiter où ils sont divisés en deux « camps » : le « camp grec » en L4 et le « camp troyen » en L5, inspirés par la Guerre de Troie. Si plus de 9 000 sont actuellement répertoriés, il est estimé qu'il existe plus d'un million d'astéroïdes troyens de Jupiter mesurant plus d'un kilomètre[113].

Au 16 février 2021, le Centre des planètes mineures recense 9366 troyens, dont le détail est donné dans le tableau ci-dessous[114].

Nombre de troyens connus par planète du Système solaire au [114]
Type En L4 % En L5 % Total % total
Astéroïde troyen de la Terre 1 100,0 % 0 0,0 % 1 0,011 %
Astéroïdes troyens de Mars 1 11,1 % 8 88,9 % 9 0,096 %
Astéroïdes troyens de Jupiter 5879 63,03 % 3448 36,97 % 9327 99,58 %
Astéroïde troyen d'Uranus 1 100,0 % 0 0,0 % 1 0,011 %
Astéroïdes troyens de Neptune 24 85,7 % 4 14,3 % 28 0,25 %

Seuls les troyens qui ont été confirmés comme stables à long terme sont recensés[115]. Ainsi, 2013 ND15 est situé au point L4 de Soleil-Vénus mais n'est pas recensé comme troyen car sa position est temporaire[116]. De même, 2014 YX49 a été trouvé au point L4 de Soleil-Uranus mais ne constitue pas le deuxième troyen officiellement reconnu d'Uranus car il serait temporaire[117]. Par ailleurs, Saturne semble être la seule planète géante dépourvue de troyens, et il est supposé que des mécanismes de résonance orbitale, notamment la résonance séculaire, seraient à l'origine de cette absence[118].

Il est possible d'étendre la définition du terme aux systèmes planète-satellite et deux des satellites naturels de Saturne ont ainsi leurs propres troyens, qui sont par conséquent eux-mêmes satellites de Saturne. Les deux troyens de Téthys sont Télesto et Calypso, tandis que ceux de Dioné sont Hélène et Pollux. Le système Terre-Lune a pour sa part des nuages de poussières à ses points L4 et L5 : les nuages de Kordylewski.

Comètes

Vue de la comète Hale-Bopp dans le ciel terrestre en 1997.

Les comètes sont de petits corps célestes du Système solaire, généralement de quelques kilomètres de diamètre, principalement composés de glaces volatiles. Elles possèdent des orbites hautement excentriques, avec un périhélie souvent situé dans le Système solaire interne et un aphélie au-delà de Pluton. Lorsqu'une comète entre dans le Système solaire interne, la proximité du Soleil provoque la sublimation et l'ionisation de sa surface par le vent solaire. Cela crée une chevelure (ou coma) — une enveloppe nébuleuse autour du noyau cométaire — et une queue de comète — une longue traînée de gaz ionisé et de poussières.

Le noyau est un amas de glace, de poussière et de particules rocheuses pouvant avoir un diamètre allant de quelques centaines de mètres à des dizaines de kilomètres. La chevelure peut avoir un diamètre pouvant atteindre quinze fois celui de la Terre tandis que la queue peut s'étendre au-delà d'une unité astronomique. Si elle est suffisamment lumineuse, elle peut alors être observée à l’œil nu depuis la Terre, les plus spectaculaires étant alors nommées « grandes comètes » et n'apparaissant en général qu'une fois par décennie.

Les comètes ont généralement des orbites elliptiques très excentriques et peuvent avoir une large gamme de périodes de révolutions, allant de plusieurs années à potentiellement plusieurs millions d'années. Les comètes à courte période, comme la comète de Halley, ont pour origine la ceinture de Kuiper et parcourent leur orbite en moins de 200 ans. Les comètes à longue période, comme la comète Hale-Bopp, proviendraient du nuage de Oort et ont une périodicité se comptant généralement en milliers d'années. D'autres enfin ont une trajectoire hyperbolique et proviendraient de l'extérieur du Système solaire, mais la détermination de leur orbite est difficile[119]. Les vieilles comètes qui ont perdu la plupart de leurs composés volatils au bout de nombreux passages près du Soleil — leur durée de vie moyenne serait de 10 000 années —[120] viennent à ressembler à des astéroïdes, ce qui est l'origine supposée des astéroïdes damocloïdes[121]. Ces deux catégories d'objets ont en principe des origines différentes, les comètes se formant plus loin que le Système solaire externe tandis que les astéroïdes proviennent de l'intérieur de l'orbite de Jupiter, mais la découverte de comètes de la ceinture principale et des centaures tend à brouiller la terminologie.

Plusieurs milliers de comètes sont connues[122] et plusieurs centaines sont numérotées après avoir été observées au moins deux fois[123]; cependant on estime le nombre total de comètes dans le Système solaire comme étant de l'ordre du billion (1012), notamment grâce au grand réservoir que semble constituer le nuage de Oort[120].

Région transneptunienne

La zone au-delà de Neptune, souvent appelée région transneptunienne, est toujours largement inexplorée. Il semble qu'elle consiste essentiellement en de petits corps (le plus grand ayant le cinquième du diamètre de la Terre, et une masse bien inférieure à celle de la Lune), composés de roche et de glace.

Ceinture de Kuiper

Diagramme des objets connus dans la ceinture de Kuiper (échelle en UA et époque janvier 2015).
  • Soleil

  • Astéroïdes troyens de Jupiter

  • Planètes géantes :

  • Centaures
  • Astéroïdes troyens de Neptune

  • Objets en résonance

  • Objets classiques (cubewanos)

  • Disque des objets épars
  • Distances à l'échelle mais pas les tailles.

    La ceinture de Kuiper, aussi appelée ceinture d'Edgeworth-Kuiper, est la principale structure de la région transneptunienne. Il s'agit d'un grand anneau de débris similaire à la ceinture d'astéroïdes mais plus étendu, 20 fois plus large et de 20 à 200 fois plus massif. La première partie de la ceinture s'étend entre 30 et 50 UA du Soleil et s'arrête à la « falaise de Kuiper », la seconde partie va au-delà jusqu'à 100 UA, voire plus.

    Comme la ceinture principale, elle est principalement composée de petits corps, restes de la formation du Système solaire, et d'au moins trois planètes naines : (134340) Pluton (39,45 UA), (136108) Hauméa (43,23 UA) et (136472) Makémaké (45,71 UA). Plusieurs des autres plus gros objets de la ceinture comme (90482) Orcus (39,45 UA), (20000) Varuna (42,78 UA) ou (50000) Quaoar (43,25 UA), pourraient également être reclassés comme planètes naines avec des données supplémentaires. En revanche, tandis que la ceinture d'astéroïdes est principalement composée de corps rocheux et métalliques, les objets de la ceinture de Kuiper sont majoritairement constitués de composés volatils gelés comme le méthane, l'ammoniac ou l'eau[124]. Cette région serait la principale source des comètes de courte période.

    On estime à 100 000 le nombre d'objets de la ceinture de Kuiper d'un diamètre supérieur à 50 km, mais sa masse totale est estimée à un dixième, voire un centième de celle de la Terre[125]. De nombreux objets de la ceinture possèdent des satellites multiples[126] et la plupart sont situés sur des orbites qui les emmènent en dehors du plan de l'écliptique[127].

    La ceinture de Kuiper peut être grossièrement divisée entre les objets « classiques » et les objets en rénonance avec Neptune[124]. Ces derniers sont ensuite nommés en fonction de leur rapport de résonance ; par exemple, ceux en résonances 2:3 — la résonance la plus peuplée avec plus de 200 objets connus — sont appelés plutinos tandis que ceux en résonance 1:2 sont des twotinos. La ceinture en résonance débute à l'intérieur même de l'orbite de Neptune tandis que la ceinture classique des objets n'ayant aucune résonance avec Neptune s'étend entre 39,4 et 47,7 UA[128]. Les membres de cette ceinture classique sont appelés cubewanos d'après le premier objet de ce genre à avoir été découvert, (15760) 1992 QB1, et sont toujours sur des orbites quasi-primordiales à faible excentricité[129].

    Pluton et Charon

    Pluton (39,45 UA) est le plus grand objet connu de la ceinture de Kuiper. Considérée lors de sa découverte en 1930 comme la neuvième planète jusqu'à ce qu'elle soit rétrogradrée en 2006 avec l'adoption d'une définition formelle de la planète, elle est à présent la plus grande planète naine du Système solaire avec un diamètre équatorial de 2370 kilomètres — environ les deux tiers de celui de la Lune. Elle est principalement composée de roche et de glace de méthane, mais aussi de glace d'eau et d'azote gelé.

    Elle possède une orbite relativement excentrique inclinée de 17° par rapport au plan de l'écliptique et allant de 29,7 UA du Soleil au périhélie (inférieur à l'orbite de Neptune) à 49,5 AU à l'aphélie. Elle est en résonance orbitale 3:2 avec Neptune, donnant par extension son nom aux objets de la ceinture de Kuiper dont les orbites partagent cette résonance : les plutinos[130].

    Charon, une des lunes de Pluton, est très grande relativement à la planète naine en faisant 11,65 % de sa masse et plus de la moitié de son diamètre. Ainsi, elle forme en réalité partie d'un système binaire avec Pluton car le barycentre de leurs orbites ne se situe pas à l'intérieur d'un des deux corps, ce qui constiue le seul exemple de ce type du Système solaire. Quatre autres lunes beaucoup plus petites, Styx, Nix, Kerbéros et Hydre (par ordre d'éloignement), orbitent autour du couple Pluton-Charon.

    Makémaké et Hauméa

    Vue d'artiste à l'échelle des plus grands objets transneptuniens dont (136472) Makémaké, (136108) Hauméa, et leurs satellites.

    Les deux autres planètes naines de la ceinture de Kuiper sont (136472) Makémaké et (136108) Hauméa.

    Makémaké (45,71 UA), bien que faisant deux tiers de la taille de Pluton, est le plus grand cubewano connu et le deuxième objet le plus brillant de la ceinture après Pluton. Sa température moyenne très faible d'environ 30 K (−243,15 °C) indique que sa surface est recouverte de méthane, d'éthane et potentiellement de glace d'azote. Son orbite est bien plus inclinée que cette dernière avec un angle de 29°. La planète naine possède au moins un satellite, S/2015 (136472) 1.

    Hauméa (43,13 UA) est sur une orbite similaire à Makémaké mais est dans une résonance orbitale temporaire 7:12 avec Neptune[131]. Elle possède une période de rotation très rapide de moins de quatre heures et une forme ellipsoïdale. Elle est entourée d'un fin anneau sombre et de deux satellites, Hiʻiaka et Namaka. Probablement issue d'une collision, elle donne son nom à la famille de Hauméa.

    Objets épars

    (136199) Éris, planète naine et le plus gros objet épars, et sa lune Dysnomie vus par Hubble en 2007.

    Le disque des objets épars est un disque de petits corps glacés s'étendant au-delà de la ceinture de Kuiper. Leur distance au Soleil varie énormément du fait de leur importante excentricité orbitale, la plupart des objets épars possèdant un périhélie d'environ 30 à 35 UA et une aphélie pouvant atteindre les 150 UA. De façon typique, leur orbite est fortement inclinée et dépasse souvent les 40°.

    Ces orbites extrêmes seraient une conséquence de l'influence gravitationnelle des planètes géantes, ces objets provenant potentiellement de la ceinture mais auraient été éjectés par l'influence de Neptune lors de leur formation.

    Ils ne se distinguent pas nettement des objets détachés, qui eux sont suffisamment éloignés pour ne plus être affectés par les planètes géantes.

    Éris

    (136199) Éris (67,65 UA) est le plus gros objet épars connu. Il provoque une controverse puis clarification du statut de planète à sa découverte car il est d'une taille similaire à celle de Pluton, alors une planète, ce qui lui vaut d'être nommé après la déesse grecque de la discorde[132]. Il s'agit de la deuxième plus grande planète naine du Système solaire avec un diamètre de 2 326 kilomètres et de la plus massive, étant notamment 27 % plus massive que Pluton. Son orbite est très excentrique avec un périhélie d'environ 38 UA et une aphélie d'environ 97 UA, soit une excentricité orbitale de 0,44. Son orbite forme un grand angle avec l'écliptique, présentant une inclinaison orbitale dépassant les 44°. Elle possède une lune, Dysnomie.

    Diagramme présentant les objets transneptuniens connus fin 2019. Les demi-grands axes sont indiqués en abscisse avec les potentielles résonances tandis que les inclinaisons orbitales sont en ordonnée. La taille de chaque cercle indique le diamètre de l'objet et la couleur son type.

    Régions lointaines

    Héliosphère, héliogaine et héliopause

    Vue d'artiste de la ceinture de Kuiper et de l'hypothétique nuage d'Oort.

    L'héliosphère, la bulle de vent stellaire engendrée par les vents solaires, représente la région de l'espace dominée par les particules atomiques projetées par le Soleil. Le vent solaire voyage à sa vitesse maximale de plusieurs centaines de kilomètres par seconde jusqu'à ce qu'il entre en collision avec les vents opposés en provenance du milieu interstellaire.

    Schéma des sondes Voyager 1 et 2 pénétrant dans l'héliogaine.

    Ce point de collision, appelé choc terminal, se trouve à environ entre 80 et 100 UA du Soleil en avant de sa trajectoire et jusqu'à environ 200 AU du Soleil en arrière de sa trajectoire[133]. Le vent ralentit alors considérablement, se condense et devient plus turbulent, formant une grande structure ovale appelée l'héliogaine[133]. Celle-ci ressemblerait et se comporterait de façon assez similaire à une queue de comète, s'étendant d'environ sur 40 UA dans le sens de la trajectoire du Soleil et beaucoup de fois plus dans la direction opposée.

    La limite externe de l'héliosphère, l'héliopause, est le point où le vent solaire s'éteint et où débute l'espace interstellaire[134]. La forme de l'héliopause serait affectée par les interactions avec le milieu interstellaire ainsi que par des facteurs internes comme les éruptions solairespar ou le champ magnétique solaire ; ce dernier est notamment plus fort au Sud, impliquant que l'hémisphère Nord s'étende 9 UA plus loin que l'hémisphère Sud[135]. Voyager 1 est le premier objet créé par l'humain à passer ce point en août 2012[136]. Au-delà de l'héliopause, à environ 230 UA du Soleil, se trouve l'arc de choc, une zone de plasma laissée par le Soleil au cours de son trajet à travers la Voie lactée[137].

    Objets détachés

    Image de la découverte de (90377) Sedna à l'Observatoire Palomar.

    Les objets détachés sont une classe particulière d'objets transneptuniens qui ont leur périhélie suffisamment éloigné du Soleil jusqu'à ne quasiment plus être influencés par Neptune, d'où leur nom. Ceux dont le périhélie est supérieur à 50 UA sont appelés sednoïdes.

    Sedna

    Sedna est le plus grand objet détaché connu. Il s'agit d'une grande planète mineure rougeâtre ressemblant à Pluton dont l'orbite très excentrique l'amène à 76 UA du Soleil au périhélie et à 928 UA à l'aphélie. Sa période de révolution est d'approximativement 12 000 ans et elle était à 86,4 UA du Soleil en 2013.

    La composition de sa surface serait similaire à celle d'autres objets transneptuniens avec principalement un mélange de glaces d'eau, de méthane et d'azote avec du tholin. Son diamètre est d'environ 1 000 kilomètres, ce qui en fait une candidate au statut de planète naine, même si sa forme n'est pas connue avec certitude.

    Nuage de Hills et nuage de Oort

    Le Système solaire, du Soleil à Alpha Centauri, en échelle logarithmique et montrant l'important nuage de Oort.

    Le nuage de Hills, ou nuage de Oort interne, est une zone hypothétique intermédiaire de la ceinture de Kuiper et du nuage de Oort qui serait situé entre quelques centaines et quelques dizaines de milliers d'UA du Soleil. Il serait beaucoup plus épars que le nuage de Oort.

    Le nuage de Oort est un nuage sphérique hypothétique comptant jusqu'à mille milliard d'objets glacés et qui pourrait être la source des comètes à longue période. Il entourerait le Système solaire vers 50 000 UA (soit près d'une année-lumière), et peut-être jusqu'à plus de 100 000 UA (1,87 al). Il serait composé de comètes éjectées du Système solaire interne à cause des interactions gravitationnelles des planètes géantes. Les objets du nuage de Oort se déplacent très lentement et peuvent être perturbés par des événements peu fréquents comme des collisions, les effets gravitationnels d'une étoile proche ou une marée galactique[138],[139].

    Limites

    Le point où le Système solaire se termine et le milieu interstellaire commence n'est pas défini avec précision car les limites extérieures sont façonnées par deux forces, le vent solaire et la gravité du Soleil. Ainsi, si la limite de l'influence du vent solaire s'arrête à l'héliopause après près de quatre fois la distance de Pluton au Soleil, la sphère de Hill du Soleil, la plage effective de sa dominance gravitationnelle, s'étend jusqu'à mille fois plus loin et englobe l'hypothétique nuage de Oort[140]. Cela correspond à deux années-lumière et la moitié de la distance avec l'étoile la plus proche, Alpha Centauri.

    Des objets ayant une aphélie de plus de 150 000 UA, soit 2,44 a.l., comme C/1992 J1 (Spacewatch) ont été découverts. Malgré des découvertes récentes comme celle de Sedna, la zone située entre la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort est globalement inconnue.

    Contexte galactique

    Position

    Vue d'artiste (à gauche) et schéma (à droite) de la Voie lactée et de ses bras principaux indiquant la localisation du Système solaire. Sur le schéma, des segments partent en direction de constellations.

    Le Système solaire est situé dans la Voie lactée, une galaxie spirale barrée d'un diamètre d'environ 100 000 années-lumière contenant environ entre 100 et 400 milliards d'étoiles[141],[142]. Le Soleil réside dans l'un des bras spiraux externes de la galaxie appelé le bras d'Orion, ou bras local, à une distance de (8 178 ± 26) parsecs, soit (26 673 ± 83) années-lumière, du centre galactique[143]. Sa vitesse de rotation dans la galaxie est d'environ 250 km/s, impliquant qu'il en fait le tour environ toutes les 220 millions d'années[142]. Cette révolution est connue comme l'année galactique du Système solaire[144]. L'apex solaire, la direction du mouvement propre du Soleil à travers l'espace interstellaire, est près de la constellation d'Hercule dans la direction de l'emplacement actuel de l'étoile brillante Véga[145]. Le plan de l'écliptique se trouve à un angle de 62,86° par rapport au plan galactique[146].

    La situation du Système solaire dans la galaxie est probablement un facteur dans l'histoire évolutive du vivant sur Terre. Son orbite est presque circulaire et est parcourue à peu près à la même vitesse que la rotation des bras spiraux, ce qui signifie qu'il ne les traverse que rarement[147],[148]. Parce que les bras en spirale abritent une concentration beaucoup plus grande de supernovas potentiellement dangereuses — car générant des rayonnements et des instabilités gravitationnelles —, cette disposition a permis à la Terre de connaitre de longues périodes de stabilité interstellaire afin que la vie évolue et se développe[147].

    Le Système solaire réside également périphérie de la galaxie, loin du centre galactique où la densité d'étoiles est beaucoup plus élevée. Près du centre, l'influence gravitationnelle des étoiles proches perturberait plus souvent le nuage de Oort et propulserait plus de comètes vers le Système solaire interne, produisant des collisions aux conséquences potentiellement catastrophiques. Le rayonnement intense du centre galactique pourrait également interférer avec le développement de formes de vie complexes[147]. Même à l'emplacement actuel du Système solaire, certains scientifiques émettent l'hypothèse que les supernovas récentes auraient pu nuire à la vie au cours des derniers 35 000 ans en émettant des morceaux de cœur stellaire vers le Soleil sous forme de poussières radioactives ou de corps ressemblant à des comètes[149].

    Voisinage

    Schéma des étoiles dans le voisinage du Système solaire.

    Le Système solaire se trouve dans le nuage interstellaire local, ou peluche locale, une zone relativement dense à l'intérieur d'une région qui l'est moins, la Bulle locale. Cette dernière est une cavité du milieu interstellaire en forme de sablier d'environ 300 années-lumière de large. La bulle contient du plasma à haute température de façon très diluée, ce qui suggère qu'elle est le produit de plusieurs supernovas récentes[150]. Le système est également à proximité du nuage G voisin, mais il n'est pas déterminé avec certitude si le Système solaire est totalement intégré dans le nuage interstellaire local ou s'il se trouve dans la région où le nuage interstellaire local et le nuage G interagissent[151].

    Il y a relativement peu d'étoiles à moins de dix années-lumière du Soleil, le système le plus proche étant celui d'Alpha Centauri, un système triple distant de 4,4 années-lumière. Alpha Centauri A et B sont une paire d'étoiles semblables au Soleil, tandis que la petite naine rouge Proxima Centauri (Alpha Centauri C) tourne autour des deux autres à une distance de 0,2 année-lumière. En 2016, il est confirmé qu'une exoplanète potentiellement habitable est en orbite autour de Proxima Centauri, appelée Proxima Centauri b ; elle constitue donc l'exoplanète confirmée la plus proche du Soleil, à 4,2 années-lumière de la Terre[152]. Auparavant, il s'agissait de Gliese 581 c, située à 20,4 années-lumière.

    Les autres étoiles les plus proches du Soleil sont les naines rouges de l'étoile de Barnard (5,9 al), Wolf 359 (7,8 al) et Lalande 21185 (8,3 al). La plus grande étoile à moins de 10 années-lumière est Sirius, une étoile brillante de la séquence principale située à environ 8,6 années-lumière de distance qui ferait environ le double de la masse du Soleil et autour de laquelle orbite une naine blanche nommée Sirius B. Les deux naines brunes les plus proches sont le système binaire Luhman 16 (6,6 al). D'autres systèmes à moins de dix années-lumière sont le système binaire Luyten 726-8 (8,7 al) et la naine rouge solitaire Ross 154 (9,7 al)[153].

    La plus proche étoile simple analogue au Soleil est Tau Ceti, distante de 11,9 années-lumière et qui possède 80 % de la masse du Soleil, mais seulement 60 % de sa luminosité[154]. L'objet libre de masse planétaire connu le plus proche du Soleil est WISE 0855−0714, un objet avec une masse inférieure à 10 masses joviennes situé à environ 7 années-lumière[155].

    Série de neuf cartes montrant progressivement, de gauche à droite, la position de la Terre dans l'Univers observable, notamment à l'échelle du Système solaire, du voisinage local, de la Voie lactée, du Groupe local, du superamas Laniakea et du Superamas de la Vierge. Cliquer pour agrandir.

    Formation et évolution

    Formation

    HL Tauri, une masse stellaire jeune entourée d'un disque protoplanétaire et similaire au Soleil lors de sa formation, pris par l'Atacama Large Millimeter Array en 2014[156].

    L'explication la plus couramment acceptée concernant la formation du Système solaire est l'hypothèse de la nébuleuse, proposée pour la première fois XVIIIe siècle par Emanuel Swedenborg, Emmanuel Kant et Pierre-Simon de Laplace[157]. Selon cette théorie, la nébuleuse solaire — un nuage de gaz et de poussières — qui a donné naissance au Soleil s'est formée il y a environ 4,57 milliards d'années par effondrement gravitationnel d'une partie d'un nuage moléculaire géant[158]. Celui-ci, large de plusieurs années-lumière, a probablement donné naissance à plusieurs étoiles[159].

    Les études de météorites révèlent des traces d'éléments qui ne sont produits qu'au cœur d'explosions d'étoiles très grandes, indiquant que le Soleil s'est formé à l'intérieur d'un amas stellaire et à proximité d'un certain nombre de supernovas. L'onde de choc de ces supernovas aurait peut-être provoqué la formation du Soleil en créant des régions de surdensité dans la nébuleuse environnante, permettant à la gravité de prendre le dessus sur la pression interne du gaz et d'initier l'effondrement[160]. Cependant, la présence d'une supernova à proximité d'un disque protoplanétaire reste fortement improbable et d'autres modélisations sont proposées[161].

    Image de disques protoplanétaires de la nébuleuse d'Orion prise par le télescope spatial Hubble ; cette « pépinière d'étoile » est probablement similaire à la nébuleuse primordiale à partir de laquelle s'est formé le Soleil.

    La région qui deviendra par la suite le Système solaire, connue sous le nom de nébuleuse présolaire[162], a un diamètre entre 7 000 et 20 000 UA[159],[163] et une masse très légèrement supérieure à celle du Soleil avec un excès de 0,001 à 0,1 masse solaire[156]. Au fur et à mesure de son effondrement, la conservation du moment angulaire de la nébuleuse la fait tourner plus rapidement et, tandis que la matière se condense, les atomes entrent en collision de plus en plus fréquemment. Le centre, où la plupart de la masse est accumulée, devient progressivement plus chaud que le disque qui l'entoure[159]. L'action de la gravité, de la pression gazeuse, des champs magnétiques et de la rotation provoquent l'aplatissement de la nébuleuse en un disque protoplanétaire en rotation d'un diamètre d'environ 200 UA[159] entourant une proto-étoile dense et chaude[164],[165]. Après des millions d'années, la pression et la densité de l'hydrogène au centre de la nébuleuse deviennent suffisamment élevées pour que la proto-étoile initie la fusion nucléaire, accroissant sa taille jusqu'à ce qu'un équilibre hydrostatique soit atteint lorsque l'énergie thermique contrebalance la contraction gravitationnelle[166].

    Vue d'artiste de la formation de planétésimaux par collisions dans le disque protoplanétaire.

    Les autres corps du Système solaire se forment ensuite à partir du reste du nuage de gaz et de poussières. Selon les modèles actuels, ceux-ci prennent forme par accrétion : des grains de poussière en orbite autour de la proto-étoile centrale s’agglutinent et deviennent des amas de quelques mètres de diamètre formés par contact direct puis entrent en collision pour constituer des planétésimaux d'environ cinq kilomètres de diamètre. À partir de là, leur taille augmente par collisions successives au rythme moyen de 15 cm/an au cours des millions d'années suivants[167].

    Le Système solaire interne est alors trop chaud pour que les molécules volatiles telles que l'eau ou le méthane se condensent : les planétésimaux qui s'y forment sont donc relativement petits, représentant environ 0,6 % de la masse du disque[159], et principalement formés de composés à point de fusion élevé, tels les silicates et les métaux. Ces corps rocheux deviennent à terme les planètes telluriques. Plus loin, les effets gravitationnels de Jupiter empêchèrent l'accrétion des planétésimaux, formant la ceinture d'astéroïdes[168]. Encore plus loin, là où les composés glacés volatils peuvent rester solides, Jupiter et Saturne deviennent des géantes gazeuses. Uranus et Neptune capturent quant à elles moins de matière et sont principalement formées de glaces[169],[170]. Lorsque le Soleil se met à produire suffisamment d'énergie, le vent solaire commence à emporter le gaz et les poussières du disque protoplanétaire, mettant fin à la croissance des planètes.

    Évolution

    Trois images montrant la diffusion progressive des objets de la ceinture de Kuiper.
    Simulation du modèle de Nice montrant les planètes extérieures et la ceinture de Kuiper[171] :
    1. avant que Jupiter et Saturne n'atteignent une résonance de 2:1 ;
    2. après la diffusion vers l'intérieur des objets de la ceinture de Kuiper suite au déplacement orbital de Neptune ;
    3. après éjection des corps dispersés de la ceinture de Kuiper par Jupiter.

    Les modèles actuels suggèrent que la densité de matière dans les régions externes du Système solaire est trop faible pour expliquer la formation de grands corps comme les planètes géantes de glace par accrétion de cœur[172]. Ainsi, une hypothèse privilégiée pour expliquer leur apparition est qu'elles se sont formées plus près du Soleil, où la densité de matière était plus élevée, puis qu'elles ont ensuite réalisé une migration planétaire vers leurs orbites actuelles après le retrait du disque protoplanétaire gazeux[173],[174]. Le courant le plus largement accepté des explications sur les détails de cette hypothèse est connu sous le nom de modèle de Nice, qui explore l'effet d'une migration de Neptune et des autres planètes géantes sur la structure de la ceinture de Kuiper[175],[176],[177].

    Le modèle de Nice permet également d'expliquer une période théorique de l'histoire du Système solaire qui se serait déroulée il y a approximativement 4,1 à 3,9 milliards d'années, le grand bombardement tardif. Celle-ci est marquée par une notable augmentation des impacts météoriques ou cométaires sur les planètes telluriques, découverte grâce à la datation des roches lunaires rapportées lors du programme Apollo. En effet, la migration des planètes géantes aurait produit diverses résonances, conduisant à déstabiliser les ceintures d'astéroïdes existantes à cette période. Cependant, l'existence d'un grand bombardement tardif ne fait pas consensus, il est par exemple défendu par certains astronomes que la forte concentration d'impacts mesurée à cette époque serait une conséquence du prélèvement de roches dans un seul bassin d'impact lunaire[178].

    Futur

    Le Soleil, représenté très rouge, s'approche d'une Terre dont le sol montre du magma
    Vue d'artiste de la Terre lorsque le Soleil sera une géante rouge.

    Du fait de l'accumulation d'hélium dans le cœur de l'étoile, la luminosité solaire augmente lentement à l'échelle des temps géologiques. Ainsi, la luminosité va croître de 10 % au cours des 1,1 milliard années à venir et de 40 % sur les prochaines 3,5 milliards d'années[179]. Les modèles climatiques indiquent notamment que l'accroissement des radiations atteignant la Terre aura probablement des conséquences dramatiques sur la pérennité de son climat « terrestre », avec notamment la disparition des océans d'ici 1 à 1,7 Ga qui précipitera le climat de la Terre dans celui de type vénusien et devrait faire disparaître toute forme simple de vie à sa surface[180],[181].

    Dans le cadre de son évolution, le Soleil deviendra une géante rouge dans plus de 5 milliards d'années. Les modèles prédisent qu'il gonflera jusqu'à atteindre environ 250 fois son rayon actuel tout en perdant environ 30 % de sa masse[179],[182]. Cette diminution aura pour conséquence de modifier les orbites des planètes en les faisant s'éloigner. Par exemple, une modélisation suggère que la Terre se retrouvera sur une orbite à 1,7 UA du Soleil lorsque celui-ci atteindra son rayon maximal de 1,2 UA et aura englouti Mercure et Vénus[179]. Cependant, d'autres similations suggèrent que la Terre pourrait également à terme être absorbée par l'atmosphère solaire[182],[183].

    Le Soleil entamera ensuite un nouveau cycle de fusion avec l'hélium fusionnant en carbone dans son cœur, créant un flash de l'hélium, et l'hydrogène fusionnant en hélium dans une couche périphérique du cœur. Cependant, le manque de combustible ne permettra ensuite plus de compenser la gravité par rayonnement et le Soleil s'effondrera sur lui-même en se transformant en une naine blanche très dense et peu lumineuse. Il se refroidira petit à petit pendant des milliards d'années et finira par ne plus fournir ni lumière ni chaleur au Système solaire, étant alors parvenu au stade de naine noire[183].

    évolution légendée du Soleil sur 14 milliards d'années.
    Ligne de temps illustrant le cycle évolutif du Soleil.

    Éléments orbitaux des planètes et planètes naines

    Les paramètres orbitaux des planètes et des planètes naines sont très stables à l'échelle des siècles et des milliers d'années, mais ils évoluent à des échelles de temps supérieures en raison de leurs interactions gravitationnelles. Les orbites tournent elles-mêmes autour du Soleil et divers paramètres oscillent. L'excentricité de l'orbite terrestre, par exemple, oscille avec une période de 2,4 Ma. L'évolution passée et future peut être calculée, mais pas au-delà d'une durée de 60 Ma en raison du caractère chaotique de la dynamique du Système solaire — les incertitudes du calcul étant multipliées par 10 tous les 10 Ma[184],[185]. On peut cependant retrouver des caractéristiques plus anciennes de l'orbite terrestre (et d'autres planètes) grâce à l'enregistrement géologique du climat et les cycles de Milanković. On obtient notamment qu'il y a 200 Ma, la période des oscillations de l'excentricité orbitale terrestre était de seulement 1,7 Ma, contre 2,4 Ma aujourd'hui[184],[185].

    Les données contemporaines sont indiquées dans le tableau suivant :

    Orbites des planètes et planètes naines du Système solaire
    Demi-grand axe (UA) Excentricité orbitale Période de révolution (années) Lunes connues
    Mercure 0,3870993 0,20564 0,2408467 0
    Vénus 0,723336 0,00678 0,61519726 0
    Terre 1,000003 0,01671 1,0000174 1
    Mars 1,52371 0,09339 1,8808158 2
    Cérès (planète naine) 2,7658 0,078 4,59984 0
    Jupiter 5,2029 0,0484 11,862615 79
    Saturne 9,537 0,0539 29,447498 82
    Uranus 19,189 0,04726 84,016846 27
    Neptune 30,0699 0,00859 164,79132 14
    Pluton (planète naine) 39,4821 0,24883 248,0208 5
    Hauméa (planète naine) 43,34 0,189 285,4 2
    Makémaké (planète naine) 45,79 0,159 309,9 1
    Éris (planète naine) 67,67 0,44177 557,2 1
    Notes : données de l'Université Princeton par rapport à l'écliptique J2000.0 et au barycentre du Système solaire avec 1 UA = 1,495 978 707 00 × 1011 m et 1 année = 365,25 jours = 31 557 600 secondes[186].

    Découverte et exploration

    Observations pré-télescopiques

    Reproduction du système géocentrique de Ptolémée.

    Pendant la plus grande partie de l'Histoire, l'humanité ne connaît pas le concept d'un Système solaire. En effet, la plupart des érudits jusqu'au Moyen Âge tardif puis à la Renaissance perçoient que la Terre comme stationnaire au centre de l'Univers et considèrent qu'elle est catégoriquement différente des objets qui se déplacent dans le ciel.

    Toutefois, les cinq planètes les plus proches de la Terre (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne) sont connues depuis la préhistoire. Parmi les objets plus brillants du ciel, elles sont nommées πλανήτης (planētēs, signifiant « errant ») par les astronomes grecs dès l'Antiquité. Avec le Soleil et la Lune, il s'agit des seuls membres du Système solaire connus avant les observations instrumentales. Les sept astres sont alors associés et possèdent une influence dans la culture, étant par exemple à l'origine des noms des jours de la semaine.

    Le philosophe grec Aristarque de Samos est le premier à spéculer sur d'une organisation héliocentrique du cosmos au IIIe siècle av. J.-C.. L'astronome indien Aryabhata le fait également de façon indépendante vers le Ve siècle, mais c'est bien plus tard que l'astronome polonais Nicolas Copernic est le premier à développer un modèle héliocentrique mathématiquement au XVIe siècle[187].

    Observations instrumentales

    Les premières observations du Système solaire en tant que tel sont réalisées à partir de la mise au point de la lunette astronomique, puis du télescope, par les astronomes. Galilée est parmi les premiers à découvrir des détails physiques sur d'autres corps : il observe que la Lune est couverte de cratères, que le Soleil possède des taches et que quatre satellites, les satellites galiléens, orbitent autour de Jupiter[188],[189]. Ces avancées contribuent à populariser le modèle héliocentrique de Copernic et l'idée que les mêmes lois physiques s'appliquent aux autres planètes, qui seront ensuite formalisées, notamment avec les lois de Kepler, puis la loi universelle de la gravitation proposée par Isaac Newton[190].

    Feuille de livre avec du texte en latin en caractères d'imprimerie. Des schémas sont retranscrits, montrant l'évolution des orbites des lunes.
    Dessins de Galilée des orbites des satellites galiléens, alors appelés Medicea Sidera, autour de Jupiter dans Sidereus nuncius en 1610.

    Christian Huygens poursuit les découvertes de Galilée en découvrant Titan, le satellite de Saturne, et la forme des anneaux de cette planète[191]. Dans sa Cosmotheoros posthume (1698), il décrit pour la première fois les dimensions réelles du Système solaire alors connu (6 planètes et 6 lunes), en laissant voir les dimensions respectives du Soleil et des planètes. Jean-Dominique Cassini découvre ensuite quatre autres lunes de Saturne, la division de Cassini dans ses anneaux et la Grande Tache rouge sur Jupiter[192],[193].

    Edmond Halley comprend en 1705 que les apparitions répétées d'une comète correspondent en réalité au même objet, revenant périodiquement tous les 75 à 76 ans. Il prévoit ainsi correctement la prochaine apparition de la comète qui porte son nom, ce qui fournit une preuve supplémentaire du modèle héliocentrique et que d'autres objets que les planètes orbitent autour du Soleil.

    En 1781, William Herschel observe ce qu'il pensa être une nouvelle comète, mais dont l'orbite révéle qu'il s'agissait d'une nouvelle planète, Uranus[194]. Giuseppe Piazzi découvre Cérès en 1801, un petit corps situé entre Mars et Jupiter, qui est initialement considéré comme une nouvelle planète. Des observations ultérieures révélèrent des milliers d'autres objets dans la même région, ce qui conduit à leur reclassification comme astéroïdes[195].

    Les écarts entre la position d'Uranus et les calculs théoriques de son orbite conduisent à suspecter qu'une autre planète, plus lointaine, en perturbe le mouvement. Les calculs d'Urbain Le Verrier permettent la découverte de Neptune en 1846[196]. La précession du périhélie de Mercure conduit également Le Verrier à postuler en 1859 l'existence d'une planète située entre Mercure et le Soleil, Vulcain. Ceci s'avére finalement faux et ce phénomène est ensuite expliqué au XXe siècle comme un test expérimental de la relativité générale[197].

    Les anomalies de trajectoire des planètes externes font émettre par Percival Lowell l'hypothèse d'une planète X. Après sa mort, l'observatoire Lowell conduit une recherche qui aboutit à la découverte de Pluton par Clyde Tombaugh en 1930. En réalité, Pluton est trop petite pour perturber les orbites des géantes gazeuses et sa découverte est une coïncidence[197]. Comme Cérès, elle est d'abord considérée comme une planète avant d'être reclassifiée en 2006 comme planète naine, suite à la découverte d'Éris, un objet épars de taille similaire, en 2005[198].

    En 1992, David Jewitt et Jane Luu découvrent (15760) 1992 QB1. Cet objet se révéle être le premier d'une nouvelle catégorie, nommée ceinture de Kuiper, un analogue glacé à la ceinture d'astéroïdes et dont Pluton fait partie[199].

    Exploration spatiale

    Un point bleu pâle, photographie de la Terre (entourée d'un cercle) prise par la sonde Voyager 1, à six milliards de kilomètres de distance. Les raies lumineuses sont des pics de diffraction provenant du Soleil, sur la gauche[200].

    Depuis le début de l'ère spatiale, de nombreuses missions d'exploration spatiale par des sondes spatiales sont mises en œuvre. Toutes les planètes du Système solaire ont été visitées à divers degrés par des sondes avec au minimum des prises de mesures et de photographies et dans certains cas des atterrisseurs afin d'étudier les sols et les atmosphères extraterrestres. De nombreux autres objets sont également étudiés de cette manière, comme le Soleil, des astéroïdes, des planètes naines, des comètes ou les satellites naturels de planètes[201],[202].

    Schéma représentant toutes les sondes spatiales ayant quitté l'orbite terrestre jusqu'à fin 2014.

    Le vol spatial prend son essor à la fin de la Seconde Guerre mondiale grâce aux avancées allemandes dans le domaine des fusées. L'histoire du vol spatial est ensuite marquée par une forte concurrence entre l'URSS et les États-Unis appelée « course à l'espace » où, pour des motifs de prestige national liés à la guerre froide, les deux puissances investissent grandement afin d'être premiers à réaliser certains exploits[203]. Le premier objet humain lancé dans l'espace est le satellite soviétique Spoutnik 1 en 1957, qui orbite la Terre pendant trois mois[204]. La sonde américaine de la NASA Explorer 6, lancée en 1959, est le premier satellite à renvoyer une image de la Terre prise de l'espace[205]. La première sonde à voyager avec succès vers un autre corps est Luna 1, qui survole la Lune en 1959 ; à l'origine, elle devait la percuter, mais manque sa cible et devient en conséquence le premier objet artificiel à entrer en orbite héliocentrique[206]. Mariner 2 est la première sonde à survoler une autre planète, Vénus, en 1962[207]. Le premier survol réussi de Mars est réalisé par Mariner 4 en 1964[208] tandis que Mercure est approchée pour la première fois par Mariner 10 en 1974[209].

    La première sonde à explorer les planètes externes et leur système de satellites est Pioneer 10, qui survole Jupiter en 1973[210], tandis que Pioneer 11 visite Saturne pour la première fois en 1979[211]. Les deux sondes du programme Voyager réalisent un survol de toutes les planètes géantes à partir de leur lancement en 1977. Elles survolent Jupiter en 1979 et Saturne en 1980 et 1981. Voyager 1 dévie pour survoler la lune de Saturne Titan tandis que Voyager 2 continue ensuite par un survol d'Uranus en 1986, et de Neptune en 1989[212],[213]. Les sondes Voyager continuent ensuite leur chemin vers l'héliogaine et l'héliopause. La NASA confirme officiellement en 2012 que Voyager 1 se trouve alors à plus de 18 milliards de kilomètres du Soleil et a quitté l'héliosphère, se trouvant donc désormais dans le milieu interstellaire[214]. Le premier objet de la ceinture de Kuiper visité par une sonde est la planète naine Pluton, survolée par New Horizons en 2015[215].

    En 1966, la Lune devient le premier objet du Système solaire extraterrestre autour duquel un satellite artificiel est mis en orbite, avec Luna 10[216]. Elle est notamment suivie par Mars en 1971, avec Mariner 9[217], Vénus en 1975, avec Venera 9[218], Jupiter en 1995, avec Galileo[219], l'astéroïde Éros en 2000, avec NEAR Shoemaker[220], Saturne en 2004, avec Cassini-Huygens[221], Mercure en 2011, avec MESSENGER[222], Vesta en 2011 et Cérès en 2015, avec Dawn[223].

    La première sonde à atteindre un autre corps que la Terre est Luna 2, qui impacte la Lune en 1959[224], tandis que le premier alunissage sans dommage est réalisé par Luna 9 en 1966[225]. La surface de Vénus est atteinte en 1966 par Venera 3[226], celle de Mars en 1971 par Mars 3[227] — le premier atterrissage sur Mars est réalisé par Viking 1 en 1976[228] — de Titan en 2005 par Huygens[229]. L'orbiteur Galileo lâche également une sonde dans l'atmosphère de Jupiter en 1995 mais la planète ne possédant pas surface à proprement parler, la sonde est détruite par la température et la pression lors de sa descente[219]. L'orbiteur Cassini subit le même sort sur Saturne, en 2017[221].

    Exploration humaine

    La Station spatiale internationale vue en 2018 survolant la Terre.

    L'exploration humaine du Système solaire est toujours limitée aux environs immédiats de la Terre. Le premier être humain à atteindre l'espace, limite définie par la Ligne de Kármán à 100 km d'altitude, et à orbiter autour de la Terre est le cosmonaute soviétique Youri Gagarine le 12 avril 1961 lors du vol Vostok 1[230]. Le premier homme à marcher sur une autre surface du Système solaire est l'astronaute américain Neil Armstrong, qui atterrit sur la Lune le 21 juillet 1969 lors de la mission Apollo 11[231]. La première station orbitale pouvant héberger plus d'un passager est le Skylab américain, qui accueille des équipes de trois astronautes entre 1973 et 1974[232]. La première station permanente est la station spatiale soviétique Mir, qui est occupée en continu entre 1989 et 1999[233]. Ces stations poussées par des luttes idéologiques laissent ensuite place à une collaboration internationale avec la Station spatiale internationale, hébergeant une présence humaine dans l'espace depuis 1998[234].

    Théories au sujet d'une neuvième planète

    On appelle planète X toute planète hypothétique supposée se situer au-delà de Neptune et qui consisterait la neuvième planète du Système solaire. En particulier, un regroupement inhabituel de trajectoires et d'inclinaison orbitale d'objets transneptuniens extrêmes conduit certaines astronomes à supposer l'existence d'un objet nommé planète Neuf qui en serait la cause[235]. En 2016, les astronomes Mike Brown et Konstantin Batyguine, du California Institute of Technology, pensent avoir apporté les preuves de l’existence de cette nouvelle planète ayant une période de révolution d'environ 15 000 ans, une orbite vingt fois plus éloignée que Neptune et une masse d'environ dix fois celle de la Terre[236],[237]. Cette théorie demeure néanmoins très contestée et d'autres explications alternatives sont proposées pour expliquer ces regroupements, notamment parce qu'aucune observation de cette planète n'a pu être réalisée lors de relevés astronomiques tels que le Wide-field Infrared Survey Explorer ou Pan-STARRS[235],[238].

    Résumé visuel

    Cette section présente une sélection d'objets du Système solaire ordonnés par taille décroissante. Seuls ont été choisis ceux dont il a été réalisé une photographie en bonne qualité, notamment grâce à l'exploration spatiale. Ainsi, certains objets omis sont plus grands que beaucoup d'autres listés ici, dont Éris, Hauméa, Makémaké ou Néréide, mais n'ont pas été inclus car il n'existe pas d'image d'eux prise suffisamment proche.

    Objets choisis du Système solaire par taille décroissante
    Sun white.jpg
    Jupiter and its shrunken Great Red Spot.jpg
    Jewel of the Solar System.jpg
    Uranus2.jpg
    Neptune - Voyager 2 (29347980845) flatten crop.jpg
    The Earth seen from Apollo 17.jpg PIA23791-Venus-NewlyProcessedView-20200608.jpg
    Soleil
    (étoile)
    Jupiter
    (planète)
    Saturne
    (planète)
    Uranus
    (planète)
    Neptune
    (planète)
    Terre
    (planète)
    Vénus
    (planète)
    OSIRIS Mars true color.jpg
    Ganymede g1 true-edit1.jpg
    Titan in true color.jpg
    Mercury in color - Prockter07-edit1.jpg
    Callisto.jpg
    Io highest resolution true color.jpg
    FullMoon2010.jpg
    Mars
    (planète)
    Ganymède
    (lune de Jupiter)
    Titan
    (lune de Saturne)
    Mercure
    (planète)
    Callisto
    (lune de Jupiter)
    Io
    (lune de Jupiter)
    Lune
    (lune de la Terre)
    Europa-moon.jpg
    Triton moon mosaic Voyager 2 (large).jpg
    Pluto in True Color - High-Res.jpg
    Titania (moon) color, cropped.jpg
    PIA07763 Rhea full globe5.jpg
    Voyager 2 picture of Oberon.jpg
    Iapetus as seen by the Cassini probe - 20071008.jpg
    Europa
    (lune de Jupiter)
    Triton
    (lune de Neptune)
    Pluton
    (planète naine)
    Titania
    (lune d'Uranus)
    Rhéa
    (lune de Saturne)
    Obéron
    (lune d'Uranus)
    Japet
    (lune de Saturne)
    Charon in True Color - High-Res.jpg
    PIA00040 Umbrielx2.47.jpg
    Ariel (moon).jpg
    Dione in natural light.jpg
    PIA18317-SaturnMoon-Tethys-Cassini-20150411.jpg
    Ceres - RC3 - Haulani Crater (22381131691) (cropped).jpg
    Vesta full mosaic.jpg
    Charon
    (lune de Pluton)
    Umbriel
    (lune d'Uranus)
    Ariel
    (lune d'Uranus)
    Dioné
    (lune de Saturne)
    Téthys
    (lune de Saturne)
    Cérès
    (planète naine)
    Vesta
    (astéroïde)
    Potw1749a Pallas crop.png
    PIA17202 - Approaching Enceladus.jpg
    PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
    Proteus (Voyager 2).jpg
    Mimas Cassini.jpg
    Hyperion true.jpg
    Iris asteroid eso.jpg
    Pallas
    (astéroïde)
    Encelade
    (lune de Saturne)
    Miranda
    (lune d'Uranus)
    Protée
    (lune de Neptune)
    Mimas
    (lune de Saturne)
    Hypérion
    (lune de Saturne)
    Iris
    (astéroïde)
    Phoebe cassini.jpg
    PIA12714 Janus crop.jpg
    PIA09813 Epimetheus S. polar region.jpg
    Rosetta triumphs at asteroid Lutetia.jpg
    Prometheus 12-26-09a.jpg
    PIA21055 - Pandora Up Close.jpg
    (253) mathilde crop.jpg
    Phœbé
    (lune de Saturne)
    Janus
    (lune de Saturne)
    Épiméthée
    (lune de Saturne)
    Lutèce
    (astéroïde)
    Prométhée
    (lune de Saturne)
    Pandore
    (lune de Saturne)
    Mathilde
    (astéroïde)
    Leading hemisphere of Helene - 20110618.jpg
    243 Ida large.jpg
    UltimaThule CA06 color 20190516.png
    Phobos colour 2008.jpg
    Deimos-MRO.jpg
    Comet 67P on 19 September 2014 NavCam mosaic (cropped).jpg
    Comet Hartley 2 (super crop).jpg
    Hélène
    (lune de Saturne)
    Ida
    (astéroïde)
    Arrokoth
    (cubewano)
    Phobos
    (lune de Mars)
    Déimos
    (lune de Mars)
    Tchourioumov–
    Guérassimenko

    (comète)
    Hartley 2
    (comète)

    Notes et références

    Notes

    1. Au , 990 933 planètes mineures réparties comme suit :
    2. Un moyen mnémotechnique pour retenir les huit planètes par ordre de distance croissante avec le Soleil, est la phrase suivante qui comprend leurs huit initiales : « MEs Vieilles Tortues MArchent Justement Sur Un Ninja ». Source : David Louapre, Mais qui a attrapé le bison de Higgs ?... et autres questions que vous n'avez jamais osé poser à haute voix, Éditions Flammarion, , p. 74.
    3. Le pic central de Rheasilvia, sur l'astéroïde (4) Vesta, est potentiellement plus haut et donc le plus haut sommet du Système solaire.
    4. La rotation de Vénus étant rétrograde, l’inclinaison de son axe est supérieure à 90°. On pourrait dire que son axe est incliné de « -2,64° ».
    5. Diamètre obtenu par une moyenne géométrique.
    6. Comme les planètes géantes n'ont pas de surface à proprement parler, cette mesure est évaluée là où la pression vaut 1 bar.
    7. Comme les planètes géantes n'ont pas de surface à proprement parler, cette mesure est évaluée là où la pression vaut 1 bar.
    8. La rotation d'Uranus est considérée par convention comme étant rétrograde, l’inclinaison de son axe est supérieure à 90°. On pourrait dire que son axe est incliné de « -82,23° ».

    Références

    1. (en) Mike Brown, « "Free the dwarf planets!" », "Mike Brown's Planets (self-published)", .
    2. (en) « How Many Solar System Bodies », NASA/JPL Solar System Dynamics (consulté le 12 février 2014).
    3. (en) Wm. Robert Johnston, « Asteroids with Satellites », Johnston's Archive, (consulté le 12 février 2014).
    4. a b et c Latest Published Data, Centre des planètes mineures, Union astronomique internationale (consulté le 5 septembre 2020).
    5. (en) R. Abuter, A. Amorim, M. Bauböck et al., Collaboration GRAVITY, « A geometric distance measurement to the Galactic center black hole with 0.3% uncertainty », Astronomy and Astrophysics, vol. 625,‎ (lire en ligne)
    6. DOI: 10.1016/S0273-1177(03)00578-7.
    7. a et b Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 235.
    8. 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).
    9. (en) IAU Minor Planet Center, « Dwarf Planets », sur www.minorplanetcenter.net (consulté le 4 janvier 2021)
    10. « The Final IAU Resolution on the definition of "planet" ready for voting », Union astronomique internationale, (consulté le 8 octobre 2007).
    11. « Les satellites naturels », (consulté le 12 novembre 2020).
    12. (en) « Petition Protesting the IAU Planet Definition », (consulté le 16 juin 2007).
    13. Alain Doressoundiram et Emmanuel Lellouch, Aux Confins du système solaire, Éditions Belin, 2008, p. 112-113.
    14. Revue Ciel et Espace, hors série no 15, octobre 2010, p. 86.
    15. (en) Harold F. Levison et Alessandro Morbidelli, « The formation of the Kuiper belt by the outward transport of bodies during Neptune's migration », Nature, vol. 426, no 6965,‎ , p. 419–421 (ISSN 1476-4687, DOI 10.1038/nature02120, lire en ligne, consulté le 15 février 2021).
    16. (en) Harold F. Levison et Martin J. Duncan, « From the Kuiper Belt to Jupiter-Family Comets: The Spatial Distribution of Ecliptic Comets », Icarus, vol. 127, no 1,‎ , p. 13–32 (ISSN 0019-1035, DOI 10.1006/icar.1996.5637, lire en ligne, consulté le 15 février 2021).
    17. (en-US) Lisa Grossman, « Planet found orbiting its star backwards for first time », sur New Scientist (consulté le 15 février 2021).
    18. a et b (en) nineplanets.org, « An Overview of the Solar System » (consulté le 15 février 2007).
    19. a et b (en) Amir Alexander, « New Horizons Set to Launch on 9-Year Voyage to Pluto and the Kuiper Belt », The Planetary Society, (consulté le 8 novembre 2006).
    20. (en) S.L. Bi, T.D. Li, L.H. Li et W.M. Yang, « Solar Models with Revised Abundance », The Astrophysical Journal, vol. 731, no 2,‎ , p. L42 (DOI 10.1088/2041-8205/731/2/L42, Bibcode 2011ApJ...731L..42B, arXiv 1104.1032).
    21. a et b (en) L. Marochnik et L. Mukhin, « Is Solar System Evolution Cometary Dominated? », Astronomical Society of the Pacific Conference Series, vol. 74,‎ , p. 83 (lire en ligne, consulté le 15 février 2021).
    22. (en) « The Sun's Vital Statistics », Stanford Solar Center (consulté le 29 juillet 2008), citant (en) J. Eddy, A New Sun: The Solar Results From Skylab, NASA, (lire en ligne), p. 37.
    23. (en) Williams, « Saturn Fact Sheet » [archive du ], NASA, (consulté le 31 juillet 2007).
    24. (en) Williams, « Jupiter Fact Sheet » [archive du ], NASA, (consulté le 8 août 2007).
    25. a et b (en) Podolak, Weizman et Marley, « Comparative models of Uranus and Neptune », Planetary and Space Science, vol. 43, no 12,‎ , p. 1517–1522 (DOI 10.1016/0032-0633(95)00061-5, Bibcode 1995P&SS...43.1517P).
    26. (en) Paul Robert Weissman et Torrence V. Johnson, Encyclopedia of the solar system, Academic Press, (ISBN 978-0-12-088589-3, lire en ligne), 615.
    27. a et b (en) Podolak, Podolak et Marley, « Further investigations of random models of Uranus and Neptune », Planetary and Space Science, vol. 48, nos 2–3,‎ , p. 143–151 (DOI 10.1016/S0032-0633(99)00088-4, Bibcode 2000P&SS...48..143P, lire en ligne).
    28. (en) Michael Zellik, Astronomy: The Evolving Universe, Cambridge University Press, (ISBN 978-0-521-80090-7, OCLC 223304585), p. 240.
    29. (en) « Glossary for Planetary Science Research Discoveries », sur www.psrd.hawaii.edu (consulté le 15 février 2021).
    30. (en) « Dawn: A Journey to the Beginning of the Solar System » [archive du ], Space Physics Center: UCLA, (consulté le 3 novembre 2007).
    31. (en) Guy Ottewell, « The Thousand-Yard Model: Earth as a Peppercorn », NOAO Educational Outreach Office, (consulté le 10 mai 2012).
    32. (en) « Tours of Model Solar Systems » [archive du ], University of Illinois (consulté le 10 mai 2012)
    33. (sv) « Luleå är Sedna. I alla fall om vår sol motsvaras av Globen i Stockholm » [archive du ], Norrbotten Kuriren (consulté le 10 mai 2010).
    34. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 19.
    35. (en) Michael Woolfson, « The origin and evolution of the solar system », Astronomy & Geophysics, vol. 41, no 1,‎ , p. 1.12–1.19 (ISSN 1366-8781, DOI 10.1046/j.1468-4004.2000.00012.x, lire en ligne, consulté le 15 février 2021).
    36. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 18.
    37. (en) Ker Than, « Astronomers Had it Wrong: Most Stars are Single », Space.com,‎ (lire en ligne, consulté le 1er août 2007).
    38. Smart, R. L., Carollo, D., Lattanzi, M. G., McLean, B. et Spagna, A. (2001). « The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars » Ultracool Dwarfs: New Spectral Types L and T: 119 p., Springer. .
    39. Smart, R. L.; Carollo, D.; Lattanzi, M. G.; McLean, B.; Spagna, A., « The Second Guide Star Catalogue and Cool Stars », Perkins Observatory, (consulté le 26 décembre 2006).
    40. J. F. Kasting, T. P. Ackerman, « Climatic Consequences of Very High Carbon Dioxide Levels in the Earth's Early Atmosphere », Science, vol. 234,‎ , p. 1383–1385.
    41. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 20.
    42. Richard W. Pogge, « The Once and Future Sun »(Archive • Wikiwix • Archive.isGoogle • Que faire ?), Perkins Observatory, (consulté le 23 juin 2006).
    43. T.S. van Albada et Norman Baker, « On the Two Oosterhoff Groups of Globular Clusters », The Astrophysical Journal, vol. 185,‎ , p. 477–498 (DOI 10.1086/152434, Bibcode 1973ApJ...185..477V).
    44. Charles H. Lineweaver, « An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect », Icarus, vol. 151, no 2,‎ , p. 307–313 (DOI 10.1006/icar.2001.6607, Bibcode 2001Icar..151..307L, arXiv astro-ph/0012399).
    45. (en) « Solar Physics: The Solar Wind », Marshall Space Flight Center, (consulté le 3 octobre 2006)
    46. (en) « Voyager Enters Solar System's Final Frontier », NASA (consulté le 2 avril 2007)
    47. (en) Tony Phillips, « The Sun Does a Flip » [archive du ], NASA–Science News, (consulté le 4 février 2007)
    48. (en) « A Star with two North Poles », science.nasa.gov,
    49. (en) Pete Riley, « Modeling the heliospheric current sheet: Solar cycle variations », Journal of Geophysical Research, vol. 107,‎ (DOI 10.1029/2001JA000299, Bibcode 2002JGRA.107g.SSH8R, lire en ligne[archive du ])
    50. (en) « Solar Wind blows some of Earth's atmosphere into space », sur science.nasa.gov, .
    51. (en) Richard Lundin, « Erosion by the Solar Wind », Science, vol. 291, no 5510,‎ , p. 1909 (PMID 11245195, DOI 10.1126/science.1059763)
    52. (en) U. W. Langner, M. S. Potgieter, « Effects of the position of the solar wind termination shock and the heliopause on the heliospheric modulation of cosmic rays », Advances in Space Research, vol. 35, no 12,‎ , p. 2084–2090 (DOI 10.1016/j.asr.2004.12.005, lire en ligne, consulté le 11 février 2007).
    53. (en) « Long-term Evolution of the Zodiacal Cloud », sur astrobiology.arc.nasa.gov, (consulté le 3 février 2007).
    54. « ESA scientist discovers a way to shortlist stars that might have planets », ESA Science and Technology, (consulté le 3 février 2007).
    55. (en) M. Landgraf, J.-C. Liou, H. A. Zook, E. Grün, « Origins of Solar System Dust beyond Jupiter », The Astronomical Journal, vol. 123, no 5,‎ , p. 2857–2861 (DOI 10.1086/339704, lire en ligne, consulté le 9 février 2007).
    56. « Inner Solar System » [archive du ], NASA Science (Planets) (consulté le 9 mai 2009)
    57. a et b « Frost line or snow line or ice line in the solar system » [archive du ], Astronoo (consulté le 28 novembre 2017)
    58. (en) S. Alan Stern et Daniel D. Durda, « Collisional evolution in the Vulcanoid region: Implications for present-day population constraints », Icarus, vol. 143, no 2,‎ , p. 360–370 (DOI 10.1006/icar.1999.6263, lire en ligne, consulté le 16 février 2021).
    59. « Vulcain, la planète qui n’existait pas », sur Pôle des Étoiles de Nançay (consulté le 16 février 2021)
    60. (en) « Hypothetical Planets - Vulcan, the intra-Mercurial planet, 1860-1916, 1971 », sur solarviews.com (consulté le 16 février 2021)
    61. a et b Encrenaz 2005, p. 15.
    62. a b et c Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 46.
    63. a b c et d (en) David R. Williams, « Mercury Fact Sheet », NASA, National Space Science Data Center, (consulté le 6 août 2020)
    64. P. Schenk, H. J. Melosh « Lobate Thrust Scarps and the Thickness of Mercury's Lithosphere », Abstracts of the 25th Lunar and Planetary Science Conference, 1994.
    65. W. Benz, W. L. Slattery, A. G. W. Cameron(1988), Collisional stripping of Mercury's mantle, Icarus, v. 74, p. 516–528.
    66. Cameron, A. G. W. (1985), The partial volatilization of Mercury, Icarus, v. 64, p. 285–294.
    67. Bill Arnett, « Mercury », The Nine Planets, (consulté le 14 septembre 2006).
    68. Encrenaz 2005, p. 47.
    69. a b et c (en) David R. Williams, « Venus Fact Sheet », NASA, National Space Science Data Center, (consulté le 6 août 2020)
    70. a et b Encrenaz 2005, p. 48.
    71. Mark Alan Bullock, « The Stability of Climate on Venus » [PDF], Southwest Research Institute, (consulté le 26 décembre 2006).
    72. Encrenaz 2005, p. 51.
    73. Paul Rincon, « Climate Change as a Regulator of Tectonics on Venus » [PDF], Johnson Space Center Houston, TX, Institute of Meteoritics, University of New Mexico, Albuquerque, NM, (consulté le 19 novembre 2006).
    74. a b et c (en) David R. Williams, « Earth Fact Sheet », NASA, National Space Science Data Center, (consulté le 6 août 2020)
    75. a et b Encrenaz 2005, p. 52.
    76. Encrenaz 2005, p. 56.
    77. Anne E. Egger, M.A./M.S., « Earth's Atmosphere: Composition and Structure », VisionLearning.com (consulté le 26 décembre 2006).
    78. a et b (en) David R. Williams, « Mars Fact Sheet », NASA, National Space Science Data Center, (consulté le 6 août 2020)
    79. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 38.
    80. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 47.
    81. (en) David Noever, « Modern Martian Marvels: Volcanoes? », NASA Astrobiology Magazine, (consulté le 23 juillet 2006).
    82. Levasseur-Regourd et al. 2009, p. 55.
    83. (en) Scott S. Sheppard, David Jewitt et Jan Kleyna, « A Survey for Outer Satellites of Mars: Limits to Completeness » [PDF], The Astronomical Journal, .
    84. (en) M. Brož et D. Vokrouhlický, « Asteroid families in the first-order resonances with Jupiter », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 390, no 2,‎ , p. 715–732 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13764.x, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    85. « History and Discovery of Asteroids » [doc], NASA (consulté le 29 août 2006).
    86. « Gas Giant | Planet Types », Exoplanet Exploration: Planets Beyond our Solar System (consulté le 22 décembre 2020)
    87. Jack J. Lissauer et David J. Stevenson, « Formation of Giant Planets » [archive du ], NASA Ames Research Center; California Institute of Technology, (consulté le 16 janvier 2006)
    88. a et b (en) David R. Williams, « Jupiter Fact Sheet », NASA, National Space Science Data Center, (consulté le 17 février 2021)
    89. Pappalardo, R T, « Geology of the Icy Galilean Satellites: A Framework for Compositional Studies », Brown University, (consulté le 16 janvier 2006).
    90. a b et c (en) David R. Williams, « Saturn Fact Sheet », NASA, National Space Science Data Center, (consulté le 17 février 2021)
    91. Kargel, « Cryovolcanism on the icy satellites », Earth, Moon, and Planets, vol. 67, nos 1–3,‎ , p. 101–113 (DOI 10.1007/BF00613296, Bibcode 1995EM&P...67..101K, lire en ligne)
    92. « Saturn – The Most Beautiful Planet of our solar system » [archive du ], Preserve Articles, (consulté le 24 juillet 2011)
    93. a b c et d (en) David R. Williams, « Uranus Fact Sheet », NASA, National Space Science Data Center, (consulté le 17 février 2021)
    94. Hawksett, David; Longstaff, Alan; Cooper, Keith; Clark, Stuart, « 10 Mysteries of the Solar System », Astronomy Now, (consulté le 16 janvier 2006).
    95. a b et c (en) David R. Williams, « Neptune Fact Sheet », NASA, National Space Science Data Center, (consulté le 17 février 2021)
    96. Duxbury, N.S., Brown, R.H., « The Plausibility of Boiling Geysers on Triton », Beacon eSpace, (consulté le 16 janvier 2006).
    97. a et b (en) Centre des planètes mineures, « List Of Centaurs and Scattered-Disk Objects », sur minorplanetcenter.net, (consulté le 22 février 2021)
    98. (en) JPL Small-Body Database, « Orbit Classification - Centaur », sur ssd.jpl.nasa.gov (consulté le 22 février 2021)
    99. (en) J. L. Elliot, S. D. Kern, K. B. Clancy et A. a. S. Gulbis, « The Deep Ecliptic Survey: A Search for Kuiper Belt Objects and Centaurs. II. Dynamical Classification, the Kuiper Belt Plane, and the Core Population », The Astronomical Journal, vol. 129, no 2,‎ , p. 1117 (ISSN 1538-3881, DOI 10.1086/427395, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    100. a et b (en) J. Horner, N. W. Evans et M. E. Bailey, « Simulations of the population of Centaurs - I. The bulk statistics », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 354, no 3,‎ , p. 798–810 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2004.08240.x, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    101. (en) Fathi Namouni et Maria Helena Moreira Morais, « An interstellar origin for Jupiter's retrograde co-orbital asteroid », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, vol. 477, no 1,‎ , p. L117–L121 (ISSN 1745-3925 et 1745-3933, DOI 10.1093/mnrasl/sly057, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    102. (en) Lee Billings, « Astronomers Spot Potential "Interstellar" Asteroid Orbiting Backward around the Sun », sur Scientific American, (consulté le 22 février 2021)
    103. (en) Jet Propulsion Laboratory, « JPL Small-Body Database Browser - 944 Hidalgo (A920 UB) », sur ssd.jpl.nasa.gov
    104. (en) C. T. Kowal, W. Liller et B. G. Marsden, « The discovery and orbit of /2060/ Chiron », Dynamics of the Solar System; Proceedings of the Symposium, vol. 81,‎ , p. 245–250 (lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    105. (en) Robert Johnston, « TNO/Centaur diameters and albedos », sur johnstonsarchive.net, (consulté le 22 février 2021).
    106. (en) Robert Johnston, « List of Known Trans-Neptunian Objects », sur johnstonsarchive.net, (consulté le 22 février 2021)
    107. (en) G. Sarid, K. Volk, J. K. Steckloff et W. Harris, « 29P/Schwassmann–Wachmann 1, A Centaur in the Gateway to the Jupiter-family Comets », The Astrophysical Journal, vol. 883, no 1,‎ , p. L25 (ISSN 2041-8213, DOI 10.3847/2041-8213/ab3fb3, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    108. (en) S. Sheppard, D. Jewitt, C. Trujillo et M. Brown, « A Wide-Field CCD Survey for Centaurs and Kuiper Belt Objects », The Astronomical Journal, vol. 120, no 5,‎ , p. 2687–2694 (DOI 10.1086/316805, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    109. (en) David Jewitt et Nader Haghighipour, « Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 45, no 1,‎ , p. 261–295 (ISSN 0066-4146 et 1545-4282, DOI 10.1146/annurev.astro.44.051905.092459, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    110. (en) S. Fornasier, E. Lellouch, T. Müller et P. Santos-Sanz, « TNOs are Cool: A survey of the trans-Neptunian region. VIII. Combined Herschel PACS and SPIRE observations of 9 bright targets at 70--500 micron », Astronomy & Astrophysics, vol. 555,‎ , A15 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201321329, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    111. (en) Centre des planètes mineures, « Dual-Status Objects », sur minorplanetcenter.net, (consulté le 22 février 2021)
    112. (en) F. Yoshida et T. Nakamura, « Size Distribution of Faint Jovian L4 Trojan Asteroids* », The Astronomical Journal, vol. 130, no 6,‎ , p. 2900 (ISSN 1538-3881, DOI 10.1086/497571, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    113. a et b (en) Centre des planètes mineures, « Trojan Minor Planets », sur minorplanetcenter.net, (consulté le 22 février 2021)
    114. (en) Centre des planètes mineures, « Trojan Minor Planets », sur minorplanetcenter.net, (consulté le 22 février 2021)
    115. (en) C. de la Fuente Marcos et R. de la Fuente Marcos, « Asteroid 2013 ND15: Trojan companion to Venus, PHA to the Earth », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 439, no 3,‎ , p. 2970–2977 (ISSN 1365-2966 et 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/stu152, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    116. (en-US) Ken Croswell, « Far-off asteroid caught cohabiting with Uranus around the sun », sur New Scientist (consulté le 22 février 2021)
    117. (en) X. Y. Hou, D. J. Scheeres et L. Liu, « Saturn Trojans: a dynamical point of view », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 437, no 2,‎ , p. 1420–1433 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1093/mnras/stt1974, lire en ligne, consulté le 22 février 2021)
    118. (en) M. Królikowska, « A study of the original orbits of hyperbolic comets », Astronomy & Astrophysics, vol. 376, no 1,‎ , p. 316–324 (DOI 10.1051/0004-6361:20010945, lire en ligne, consulté le 2 janvier 2007).
    119. a et b (en) « How many comets are there? », sur www.esa.int (consulté le 22 février 2021)
    120. Fred L. Whipple, « The activities of comets related to their aging and origin », (consulté le 26 décembre 2006).
    121. (en) « Comets - Overview », sur NASA Solar System Exploration (consulté le 22 février 2021)
    122. (en) Centre des planètes mineures, « Periodic Comet Numbers », sur minorplanetcenter.net, (consulté le 22 février 2021)
    123. a et b Stephen C. Tegler, Encyclopedia of the Solar System, , 605–620 p. (lire en ligne), « Kuiper Belt Objects: Physical Studies »
    124. Audrey Delsanti et David Jewitt, « The Solar System Beyond The Planets » [archive du ], Institute for Astronomy, University of Hawaii, (consulté le 3 janvier 2007)
    125. Brown, Van Dam, Bouchez et Le Mignant, « Satellites of the Largest Kuiper Belt Objects », The Astrophysical Journal, vol. 639, no 1,‎ , p. L43–L46 (DOI 10.1086/501524, Bibcode 2006ApJ...639L..43B, arXiv astro-ph/0510029, lire en ligne, consulté le 19 octobre 2011)
    126. Chiang, Jordan, Millis et Buie, « Resonance Occupation in the Kuiper Belt: Case Examples of the 5:2 and Trojan Resonances », The Astronomical Journal, vol. 126, no 1,‎ , p. 430–443 (DOI 10.1086/375207, Bibcode 2003AJ....126..430C, arXiv astro-ph/0301458, lire en ligne, consulté le 15 août 2009)
    127. (en) M.W. Buie, R.L. Millis, L. H. Wasserman et J.L. Elliot, « Procedures, Resources and Selected Results of the Deep Ecliptic Survey », Earth, Moon, and Planets, vol. 92, no 1,‎ , p. 113–124 (DOI 10.1023/B:MOON.0000031930.13823.be, Bibcode 2003EM&P...92..113B, arXiv astro-ph/0309251)
    128. E. Dotto1, M.A. Barucci2, et M. Fulchignoni, « Beyond Neptune, the new frontier of the Solar System » [PDF], (consulté le 26 décembre 2006).
    129. Fajans et L. Frièdland, « Autoresonant (nonstationary) excitation of pendulums, Plutinos, plasmas, and other nonlinear oscillators », American Journal of Physics, vol. 69, no 10,‎ , p. 1096–1102 (DOI 10.1119/1.1389278, Bibcode 2001AmJPh..69.1096F, lire en ligne[archive du ], consulté le 26 décembre 2006)
    130. (en) Michael E. Brown, « The largest Kuiper belt objects », sur www.gps.caltech.edu
    131. Mike Brown, « The discovery of 2003 UB313 Eris, the 10th planet largest known dwarf planet. », CalTech, (consulté le 15 septembre 2006).
    132. a et b Fahr, Kausch et Scherer, « A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction », Astronomy & Astrophysics, vol. 357,‎ , p. 268 (Bibcode 2000A&A...357..268F, lire en ligne[archive du ], consulté le 24 août 2008) See Figures 1 and 2.
    133. « Voyager Enters Solar System's Final Frontier », NASA (consulté le 2 avril 2007).
    134. Fahr, H. J.; Kausch, T.; Scherer, H., « A 5-fluid hydrodynamic approach to model the Solar System-interstellar medium interaction », Institut für Astrophysik und Extraterrestrische Forschung der Universität Bonn, (consulté le 23 juin 2006).
    135. Cook, Agle et Brown, « NASA Spacecraft Embarks on Historic Journey into Interstellar Space », NASA, (consulté le 12 septembre 2013)
    136. (en) P. C. Frisch, « The Sun's Heliosphere & Heliopause », University of Chicago, (consulté le 23 juin 2006).
    137. (en) « Rapid collisional evolution of comets during the formation of the Oort cloud », Nature, vol. 409, no 6820,‎ , p. 589–591 (PMID 11214311, DOI 10.1038/35054508, Bibcode 2001Natur.409..589S)
    138. (en) Bill Arnett, « The Kuiper Belt and the Oort Cloud », Nine Planets, (consulté le 23 juin 2006)
    139. Mark Littmann, Planets Beyond: Discovering the Outer Solar System, Courier Dover Publications, , 162–163 p. (ISBN 978-0-486-43602-9, lire en ligne)
    140. (en) Maggie Masetti, « How Many Stars in the Milky Way? », NASA Blueshift,‎ (lire en ligne).
    141. a et b (en) H. Frommert et C. Kronberg, « The Milky Way Galaxy », SEDS, (consulté le 3 mars 2021).
    142. (en) R. Abuter, A. Amorim, M. Bauboeck et J. P. Berger, « A geometric distance measurement to the Galactic Center black hole with 0.3% uncertainty », Astronomy & Astrophysics, vol. 625,‎ , p. L10 (ISSN 0004-6361 et 1432-0746, DOI 10.1051/0004-6361/201935656, lire en ligne, consulté le 3 mars 2021)
    143. (en) Stacy Leong, « Period of the Sun's Orbit around the Galaxy (Cosmic Year) », The Physics Factbook, sur hypertextbook.com, (consulté le 3 mars 2021).
    144. (en) James B. Kaler, « FURUD (Zeta Canis Majoris) », sur stars.astro.illinois.edu,
    145. « Changement de coordonnées - Trigonométrie sphérique », sur cral-perso.univ-lyon1.fr,
    146. a b et c (en) Leslie Mullen, « Galactic Habitable Zones », Astrobiology Magazine, (consulté le 1er juin 2020)
    147. O. Gerhard, « Pattern speeds in the Milky Way », Mem. S.A.It. Suppl., vol. 18,‎ , p. 185 (Bibcode 2011MSAIS..18..185G, arXiv 1003.2489)
    148. (en) « Supernova Explosion May Have Caused Mammoth Extinction », sur www.physorg.com, (consulté le 2 février 2007)
    149. (en) « Near-Earth Supernovas », NASA (consulté le 23 juillet 2006).
    150. (en) Paul Gilster, « Into the Interstellar Void », sur www.centauri-dreams.org, (consulté le 3 mars 2021)
    151. (en) Anglada-Escudé, Amado, Barnes et Berdiñas, « A terrestrial planet candidate in a temperate orbit around Proxima Centauri », Nature, vol. 536, no 7617,‎ , p. 437–440 (ISSN 0028-0836, PMID 27558064, DOI 10.1038/nature19106, Bibcode 2016Natur.536..437A, arXiv 1609.03449)
    152. (en) Sol Company, « Stars within 10 light years », sur www.solstation.com, (consulté le 3 mars 2021)
    153. « Tau Ceti », SolStation (consulté le 2 avril 2007).
    154. (en) Luhman, « DISCOVERY OF A ∼250 K BROWN DWARF AT 2 pc FROM THE SUN », The Astrophysical Journal, vol. 786, no 2,‎ , p. L18 (DOI 10.1088/2041-8205/786/2/L18, Bibcode 2014ApJ...786L..18L, arXiv 1404.6501)
    155. a et b (en) Yoshimi Kitamura et al., « Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a 1 Arcsecond Imaging Survey: Evolution and Diversity of the Disks in Their Accretion Stage », The Astrophysical Journal, vol. 581, no 1,‎ , p. 357–380 (DOI 10.1086/344223, lire en ligne).
    156. T. J. J. See, « The Past History of the Earth as Inferred from the Mode of Formation of the Solar System », Proceedings of the American Philosophical Society, vol. 48, no 191,‎ , p. 119–128 (lire en ligne, consulté le 23 juillet 2006).
    157. (en) Audrey Bouvier et Meenakshi Wadhwa, « The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion », Nature Geoscience, vol. 3, no 9,‎ , p. 637–641 (ISSN 1752-0908, DOI 10.1038/ngeo941, lire en ligne, consulté le 6 mars 2021)
    158. a b c d et e « Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System », University of Arizona (consulté le 27 décembre 2006).
    159. Jeff Hester, « New Theory Proposed for Solar System Formation », Arizona State University, (consulté le 11 janvier 2007).
    160. (en) Mathieu Gounelle et Georges Meynet, « Solar system genealogy revealed by extinct short-lived radionuclides in meteorites », Astronomy & Astrophysics, vol. 545,‎ , A4 (DOI 10.1051/0004-6361/201219031).
    161. W. M. Irvine, « The chemical composition of the pre-solar nebula », Amherst College, Massachusetts (consulté le 15 février 2007).
    162. J. J. Rawal, « Further Considerations on Contracting Solar Nebula », Physics and Astronomy, vol. 34, no 1,‎ , p. 93–100 (DOI 10.1007/BF00054038, lire en ligne [PDF], consulté le 27 décembre 2006).
    163. J. S. Greaves, « Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems », Science, vol. 307, no 5706,‎ , p. 68–71 (DOI 10.1126/science.1101979, lire en ligne, consulté le 16 novembre 2006).
    164. « Present Understanding of the Origin of Planetary Systems »(Archive • Wikiwix • Archive.isGoogle • Que faire ?), National Academy of Sciences, (consulté le 19 janvier 2007).
    165. (en) Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim et Young-Wook Lee, « Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Y2 Isochrones for Solar Mixture », The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 136, no 2,‎ , p. 417 (ISSN 0067-0049, DOI 10.1086/321795, lire en ligne, consulté le 6 mars 2021)
    166. P. Goldreich et W. R. Ward, « The Formation of Planetesimals », The American Astronomical Society, (consulté le 16 novembre 2006).
    167. J.-M. Petit et A. Morbidelli, « The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt » [PDF], Centre National de la Recherche Scientifique, Observatoire de Nice, (consulté le 19 novembre 2006).
    168. M. J. Mumma, M. A. DiSanti, N. Dello Russo, K. Magee-Sauer, E. Gibb et R. Novak, « Remote infrared observations of parent volatiles in comets: A window on the early solar system », Advances in Space Research, vol. 31, no 12,‎ , p. 2563–2575 (DOI 10.1016/S0273-1177(03)00578-7, lire en ligne [PDF], consulté le 16 novembre 2006).
    169. E. W. Thommes, M. J. Duncan et H. F. Levison, « The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter–Saturn region of the Solar System », Department of Physics, Queen's University, Kingston, Ontario; Space Studies Department, Southwest Research Institute, Boulder, Colorado (consulté le 2 avril 2007).
    170. (en) R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis et A. Morbidelli, « Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets », Nature, vol. 435, no 7041,‎ , p. 466–469 (ISSN 0028-0836 et 1476-4687, DOI 10.1038/nature03676, lire en ligne, consulté le 4 septembre 2020)
    171. Guillaume Cannat, « Le passé de plus en plus tumultueux du système solaire », sur lemonde.fr/blog/autourduciel, (consulté le 4 septembre 2020)
    172. (en) Edward W. Thommes, Martin J. Duncan et Harold F. Levison, « The formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn », The Astronomical Journal, vol. 123, no 5,‎ , p. 2862–83 (DOI 10.1086/339975, Bibcode 2002AJ....123.2862T, arXiv astro-ph/0111290)
    173. « Une prédiction forte du « Modèle de Nice » validée par la sonde Rosetta », sur oca.eu (consulté le 4 septembre 2020)
    174. (en) A. Crida, Solar System formation, vol. 21, (ISBN 978-3-527-62919-0, DOI 10.1002/9783527629190.ch12, Bibcode 2009RvMA...21..215C, arXiv 0903.3008), p. 3008
    175. (en) S.J. Desch, « Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula », The Astrophysical Journal, vol. 671, no 1,‎ , p. 878–93 (DOI 10.1086/522825, Bibcode 2007ApJ...671..878D, lire en ligne)
    176. (en) R. Smith, L.J. Churcher, M.C. Wyatt et M.M. Moerchen, « Resolved debris disc emission around η Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation? », Astronomy and Astrophysics, vol. 493, no 1,‎ , p. 299–308 (DOI 10.1051/0004-6361:200810706, Bibcode 2009A&A...493..299S, arXiv 0810.5087)
    177. (en) G. Jeffrey Taylor, « PSRD: Wandering Gas Giants and Lunar Bombardment », sur www.psrd.hawaii.edu, (consulté le 6 mars 2021)
    178. a b et c (en) I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd et Kathleen E. Kraemer, « Our Sun. III. Present and Future », The Astrophysical Journal, vol. 418,‎ , p. 457 (ISSN 0004-637X, DOI 10.1086/173407, lire en ligne, consulté le 6 mars 2021)
    179. (en) James F. Kasting, « Runaway and moist greenhouse atmospheres and the evolution of Earth and Venus », Icarus, vol. 74, no 3,‎ , p. 472–494 (ISSN 0019-1035, DOI 10.1016/0019-1035(88)90116-9, lire en ligne, consulté le 6 mars 2021)
    180. (en) « Date set for desert Earth », sur news.bbc.co.uk, (consulté le 6 mars 2021)
    181. a et b (en) K.-P. Schröder et Robert Connon Smith, « Distant future of the Sun and Earth revisited », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 386, no 1,‎ , p. 155–163 (ISSN 0035-8711, DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x, lire en ligne, consulté le 6 mars 2021)
    182. a et b Xavier Demeersman, « Soleil : quand et comment notre étoile va-t-elle mourir ? », sur Futura (consulté le 26 août 2020)
    183. a et b « Quand la géologie révèle les secrets du Système solaire passé », sur CNRS, .
    184. a et b (en) Paul E. Olsen, Jacques Laskar, Dennis V. Kent, Sean T. Kinney, David J. Reynolds et al., « Mapping Solar System chaos with the Geological Orrery », Proceedings of the National Academy of Sciences,‎ (DOI 10.1073/pnas.1813901116, lire en ligne, consulté le 8 avril 2019).
    185. Alexander J. Willman, Jr, « Sol Planetary System Data », Université Princeton, (consulté le 20 février 2021)
    186. Friedel Weinert, Copernicus, Darwin, & Freud: revolutions in the history and philosophy of science, Wiley-Blackwell, (ISBN 978-1-4051-8183-9, lire en ligne), 21
    187. (en) Eric W. Weisstein, « Galileo Galilei (1564–1642) », sur scienceworld.wolfram.com, Wolfram Research, .
    188. (en) Al Van Helden, « The Galileo Project | Science | Satellites of Jupiter », sur galileo.rice.edu, (consulté le 11 mars 2021)
    189. (en) Dale P. Cruikshank et Robert M. Nelson, « A history of the exploration of Io », dans Io After Galileo: A New View of Jupiter’s Volcanic Moon, Springer, coll. « Springer Praxis Books », (ISBN 978-3-540-48841-5, DOI 10.1007/978-3-540-48841-5_2, lire en ligne), p. 5–33
    190. (en) « Discoverer of Titan: Christiaan Huygens », sur www.esa.int, ESA Space Science, .
    191. (en) Vahe Peroomian, « A brief astronomical history of Saturn’s amazing rings », sur dornsifelive.usc.edu, (consulté le 11 mars 2021)
    192. (en) Calvin J. Hamilton, « Historical Background of Saturn's Rings », sur solarviews.com, (consulté le 11 mars 2021)
    193. (en) Nola Taylor Redd, « Who Discovered Uranus (and How Do You Pronounce It)? », sur Space.com, (consulté le 11 mars 2021)
    194. (en) Matt Williams, « The dwarf planet Ceres », sur phys.org, (consulté le 11 mars 2021)
    195. Marie-Christine de La Souchère, « Neptune, une découverte très disputée », sur www.larecherche.fr, (consulté le 11 mars 2021)
    196. a et b (en) J. J. O'Connor et E. F. Robertson, « Mathematical discovery of planets », sur www-groups.dcs.st-and.ac.uk, St. Andrews University, .
    197. Observatoire européen austral, « Eris, la lointaine jumelle de Pluton », sur www.eso.org, (consulté le 11 mars 2021)
    198. (en) Jane X. Luu et David C. Jewitt, « Kuiper Belt Objects: Relics from the Accretion Disk of the Sun », Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 40, no 1,‎ , p. 63–101 (ISSN 0066-4146 et 1545-4282, DOI 10.1146/annurev.astro.40.060401.093818, lire en ligne, consulté le 11 mars 2021)
    199. (en) « PIA00452: Solar System Portrait - Earth as 'Pale Blue Dot' », sur photojournal.jpl.nasa.gov, (consulté le 11 mars 2021)
    200. (en) « Space Exploration Missions », sur The Planetary Society (consulté le 11 mars 2021)
    201. (en-US) Elizabeth Howell, « What Other Worlds Have We Landed On? », sur Universe Today, (consulté le 11 mars 2021)
    202. Isabelle Sourbès-Verger, « Espace et géopolitique », L'Information géographique, vol. 74, no 2,‎ , p. 10 (ISSN 0020-0093 et 1777-5876, DOI 10.3917/lig.742.0010, lire en ligne, consulté le 11 mars 2021)
    203. (en) Fiche de Spoutnik 1 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    204. (en) Fiche de Explorer 6 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    205. (en) Fiche de Luna 1 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    206. (en) Fiche de Mariner 2 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    207. (en) Fiche de Mariner 4 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    208. (en) Fiche de Mariner 10 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    209. (en) Fiche de Pioneer 10 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    210. (en) Fiche de Pioneer 11 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    211. (en) Fiche de Voyager 1 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    212. (en) Fiche de Voyager 2 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    213. (en) « Voyager - The Interstellar Mission », sur voyager.jpl.nasa.gov (consulté le 11 mars 2021)
    214. (en) Fiche de New Horizons sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    215. (en) Fiche de Luna 10 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    216. (en) Fiche de Mariner 9 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    217. (en) Fiche de Venera 9 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    218. a et b (en) Fiche de Galileo sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    219. (en) Fiche de NEAR Shoemaker sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    220. a et b (en) Fiche de Cassini sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    221. (en) Fiche de MESSENGER sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    222. (en) Fiche de Dawn sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    223. (en) Fiche de Luna 2 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    224. (en) Fiche de Luna 9 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    225. (en) Fiche de Venera 3 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    226. (en) Fiche de Mars 3 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    227. (en) Fiche de Viking 1 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    228. (en) Fiche de Huygens sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    229. (en) Fiche de Vostok 1 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    230. (en) Fiche de Apollo 11 sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    231. (en) Fiche de Skylab sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    232. (en) Fiche de Mir sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    233. (en) Fiche de Station spatiale internationale sur le site de la NASA Space Science Data Coordinated Archive.
    234. a et b (en) Zaria Gorvett, « If Planet Nine exists, why has no one seen it? », sur www.bbc.com, (consulté le 11 mars 2021)
    235. (en) Konstantin Batygin et Michael E. Brown, « Evidence for a Distant Giant Planet in the Solar System », The Astronomical Journal, vol. 151,‎ , p. 22 (ISSN 1538-3881, DOI 10.3847/0004-6256/151/2/22, lire en ligne, consulté le 28 janvier 2016).
    236. (en) « In Depth - Hypothetical Planet X », sur NASA Solar System Exploration, (consulté le 11 mars 2021)
    237. (en-US) « Why these astronomers now doubt there’s a Planet Nine | EarthSky.org », sur earthsky.org, (consulté le 11 mars 2021)

    Voir aussi

    Bibliographie

    • Serge Brunier, Voyage dans le système solaire, Paris, Eclectis, , 231 p. (ISBN 2-04-027141-4 et 978-2-04-027141-1, OCLC 36005752).
    • André Brahic, Planètes & satellites : cinq leçons d'astronomie, Paris, Vuibert, , 359 p. (ISBN 2-7117-5287-9 et 978-2-7117-5287-4, OCLC 61698089).
    • Thérèse Encrenaz, Le système solaire, EDP Sciences, (ISBN 1-4175-6148-3 et 978-1-4175-6148-3, OCLC 57219464)
    • Jonathan Tavel (trad. de l'anglais), Voyage au cœur du Système solaire, Paris, viaMedias, , 328 p. (ISBN 2-84964-037-9).
    • Thérèse Encrenaz, Système Solaire, Systèmes Stellaires, Paris, Quai des sciences, , 168 p. (ISBN 2-10-048726-4).
    • Jean Lilensten et Mathieu Barthélémy, Le système solaire revisité, Paris, Eyrolles, , 307 p. (ISBN 2-212-11980-1 et 978-2-212-11980-0, OCLC 79931273).
    • Any-Chantal Levasseur-Regourd, André Brahic, Thérèse Encrenaz, François Forget, Marc Ollivier et Sylvie Vauclair, Système solaire et planètes, Paris, Ellipses, , 249 p. (ISBN 978-2-7298-4084-6), p. 249.
    • (en) All About Space : Book of the Solar System, Imagine Publishing Ltd, (ISBN 978-1-909758-48-3 et 1-909758-48-5, OCLC 891656479).
    • (en) Tilman Spohn, Encyclopedia of the Solar System - 3rd Edition, (lire en ligne).
    • (en) Rachel Alexander, Myths, Symbols and Legends of Solar System Bodies, Springer-Verlag, coll. « The Patrick Moore Practical Astronomy Series », (ISBN 978-1-4614-7066-3, lire en ligne).
    • (en) Chris North, How to read the solar system : a guide to the stars and planets, , 320 p. (ISBN 978-1-60598-943-3 et 1-60598-943-6, OCLC 911364518).
    • (en) James A. Hall III, Moons of the Solar System : From Giant Ganymede to Dainty Dactyl, Springer International Publishing, coll. « Astronomers' Universe », (ISBN 978-3-319-20635-6, lire en ligne)
    • (en) Michael A. Seeds, The Solar System, Brooks/Cole, Cengage Learning, (ISBN 978-1-305-12076-1 et 1-305-12076-0).
    • (en) Claudio Vita-Finzi, A History of the Solar System, Springer International Publishing, (ISBN 978-3-319-33848-4, lire en ligne).
    • (en) Bonnie J. Buratti, Worlds Fantastic, Worlds Familiar : A Guided Tour of the Solar System, Cambridge, Cambridge University Press, , 239 p. (ISBN 978-1-107-15274-8, DOI 10.1017/9781316591444, lire en ligne).
    • (en) David A. Rothery, Neil McBride, Iain Gilmour et Mahesh Anand, An Introduction to the Solar System, Cambridge University Press, , 440 p. (ISBN 978-1-108-43084-5 et 1-108-43084-8, OCLC 1000133317, lire en ligne).

    Articles connexes

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