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Montage présentant les composants principaux 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 sa Lune, et Mars. Une comète est également représentée sur la gauche.

Le système solaire, en astronomie, est le nom donné au système planétaire composé du Soleil et des corps célestes ou objets définis gravitant autour de lui : les 8 planètes, leurs 165 satellites naturels connus^[1] (appelés usuellement des « lunes »), les quatre planètes naines, et les milliards de petits corps (astéroïdes, objets glacés, comètes, météoroïdes, poussière interplanétaire, etc.).

De façon schématique, le système solaire est composé du Soleil, de quatre planètes telluriques internes, d'une ceinture d'astéroïdes composée de petits corps rocheux, quatre géantes gazeuses externes et une seconde ceinture appelée ceinture de Kuiper, composée d?objets glacés. Au-delà de cette ceinture se trouve un disque d?objets épars, nommé suivant la théorie avancée par Jan Oort, le nuage d'Oort.

De la plus proche à la plus éloignée (du Soleil), les planètes du système se nomment Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Six de ces planètes possèdent des satellites en orbite et chacune des planètes externes est entourée d?un anneau planétaire de poussière et d?autres particules.

Toutes les planètes, excepté la Terre, portent les noms de dieux et déesses de la mythologie romaine.
Les planètes naines portent le noms de divinités diverses. On en dénombre quatre au 13 juillet 2008. Ce sont : Pluton, le plus ancien objet connu de la ceinture de Kuiper, Cérès, le plus grand objet de la ceinture d?astéroïdes, Éris la plus grosse des planètes naines, qui se trouve dans le disque des objets épars, et (136472) Makemake objet de la ceinture de Kuiper. Les planètes orbitant au-delà de Neptune ce qui est le cas de 3 d'entre-elles sont également classifiées comme plutoïdes

Par extension, le terme « système solaire » est employé pour désigner d?autres systèmes planétaires.

[] Terminologie

Planètes normales et naines du système solaire ; les dimensions du Soleil et des planètes sont à l?échelle, mais aucunes de leurs distances.

Les objets ou corps orbitant autour du Soleil sont divisés en trois classes : planètes, planètes naines et petits corps.

• Une planète est un corps en orbite autour du Soleil qui est suffisamment massif pour former une forme sphérique et avoir nettoyé son voisinage immédiat de tous les objets plus petits. On connait huit planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune.

Un moyen mémotechnique de se souvenir de leur ordre, est la phrase : « Mon Vieux, Tu M?as Jeté Sur Une Nappe. » ou bien encore « Mon Violon Tombe, Mais Je Sauve Une note. »

• Une planète naine est, selon la définition officielle (décision du 24 août 2006 de l?Union astronomique internationale), un corps en orbite autour du Soleil qui, s?il est suffisamment massif pour avoir une forme sphérique, n?a pas fait place nette dans son voisinage. En juillet 2008, quatre corps étaient officiellement désignés de la sorte : Pluton, Éris, (136472) Makemake et Cérès. D?autres corps pourraient l?être dans le futur, tels Sedna, Orcus ou Quaoar.

• Tous les autres objets en orbite autour du Soleil sont définis comme petits corps du système solaire^[2].

• Les satellites naturels, ou lunes, sont les objets en orbite autour des planètes, des planètes naines et des petits corps plutôt qu?autour du Soleil.

[] Structure

[] Généralités

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.

Le principal corps céleste du système solaire est le Soleil, une étoile de la séquence principale de type G2 qui contient 99,86 % de toute la masse connue du système solaire et le domine gravitationnellement^[3]. Jupiter et Saturne, les deux objets orbitant autour du Soleil les plus massifs, regroupent à eux deux plus de 90 % de la masse restante.

La plupart des grands objets en orbite autour du Soleil le sont dans un plan proche de celui de l?orbite terrestre, nommé écliptique. Typiquement, 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.

Toutes les planètes et la plupart des autres objets orbitent dans le même sens que la rotation du Soleil, c?est-à-dire dans le sens inverse des aiguilles d?une montre du point de vue d?un observateur situé au-dessus du pôle nord solaire. Certains objets orbitent dans un sens rétrograde, comme la comète de Halley.

Les orbites des principaux corps du système solaire, à l?échelle.

Les orbites des planètes sont quasiment circulaires. Celles des corps plus petits présentent des excentricités diverses et peuvent être fortement elliptiques.

De façon informelle, le système solaire est souvent divisé en zones distinctes. Le système solaire interne inclut les quatre planètes telluriques et la ceinture d?astéroïdes. Le reste du système peut être considéré simplement comme système solaire externe^[4] ; d?autres séparent la région au-delà de Neptune des quatre géantes gazeuses^[5].

[] Soleil

Article détaillé : Soleil.

Le Soleil tel qu?il est vu depuis la Terre.

Le Soleil au sein de notre galaxie est une étoile parmi tant d'autres. Comme toute étoile selon les lois de la physique actuelle, sa masse permet à la densité en son c?ur d?être suffisamment élevée pour provoquer des réactions de fusion nucléaire en continu, ce qui produit d?énormes quantités d?énergie, la majeure partie rayonnée dans l?espace sous forme de rayonnement électromagnétique comme la lumière visible.

Le Soleil est une naine jaune modérément grande, mais le nom est trompeur puisque le Soleil est plus large et plus lumineux que la moyenne des étoiles de la Voie lactée. Il se situe vers le milieu de la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell ; cependant, les étoiles plus brillantes et plus chaudes que le Soleil sont rares tandis que les étoiles moins lumineuses et plus froides sont courantes^[6].

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

On pense que la position du Soleil sur la séquence principale indique qu?il est loin d?avoir épuisé ses réserves d?hydrogène pour la fusion nucléaire. Il devient progressivement plus brillant : plus tôt dans son histoire, sa luminosité était inférieure des trois quarts à celle d?aujourd?hui^[7].

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. Dans plus de 5 milliards d?années, il quittera la séquence principale et deviendra plus grand, plus brillant, plus froid et plus rouge : une géante rouge^[8]. À ce moment, sa luminosité sera plusieurs milliers de fois celle d?aujourd?hui.

Le Soleil est une étoile de population I ; il est né après une ou plusieurs "générations" d'étoiles. Il contient plus d?éléments plus lourds que l?hydrogène et l?hélium (des « métaux » dans le langage astronomique) que les étoiles de population II^[9]. Ces éléments métalliques ont été formés dans l?explosion des noyaux d?étoiles les plus massives, les supernovas. Les étoiles anciennes contiennent peu de métaux tandis que les étoiles ultérieures en contiennent ainsi plus. On pense que cette haute métallicité a été indispensable au développement du système planétaire, car les planètes se forment par accrétion de « métaux »^[10].

[] Milieu interplanétaire

Article détaillé : Milieu interplanétaire.

La couche de courant héliosphérique.

En plus de la 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^[11], créant une atmosphère ténue, l?héliosphère, qui baigne le système solaire jusqu?à environ 100 unités astronomiques (marquant l?héliopause). Le matériau composant l?héliosphère est connu sous le nom de milieu interplanétaire. Le cycle solaire de onze ans et les fréquentes éruptions solaires et éjections de masse coronale perturbent l?héliosphère et créent un climat spatial^[12]. La rotation du champ magnétique solaire agit sur le milieu interplanétaire pour créer la couche de courant héliosphérique, la plus grande structure du système solaire.^[13].

Une aurore australe vue depuis l?orbite terrestre.

Le champ magnétique terrestre protège l?atmosphère du vent solaire. Vénus et Mars ne possèdent pas de champ magnétique et le vent solaire souffle graduellement leur atmosphère dans l?espace^[14]. Sur Terre, l?interaction du vent solaire et du champ magnétique terrestre cause les aurores polaires.

L?héliosphère protège en partie le système solaire des rayons cosmiques, protection augmentée sur les planètes disposant de champ magnétique. La densité de rayons cosmiques dans le milieu interstellaire et l'intensité du champ magnétique solaire changent sur de très longues périodes, donc le niveau de rayonnement cosmique dans le système solaire varie, mais on ignore de combien^[15].

Le milieu interplanétaire héberge au moins deux régions de poussières cosmiques en forme de disque. La première, le nuage de poussière zodiacal, réside dans le système solaire interne et cause la lumière zodiacale. Il fut probablement formé par des collisions à l?intérieur de la ceinture d?astéroïdes causées par des interactions avec les planètes^[16]. La deuxième s?étend de 10 à 40 UA et fut probablement créée lors de collisions similaires dans la ceinture de Kuiper^{[17], [18]}.

[] Système solaire interne

Le système solaire interne désigne traditionnellement la région située entre le Soleil et la ceinture d?astéroïdes. Composés principalement de silicates et de métaux, les objets du système solaire interne orbitent près du Soleil : le rayon de la région toute entière est plus petit que la distance entre Jupiter et Saturne.

[] Planètes internes

Article détaillé : Planète tellurique.

Les planètes internes. De gauche à droite : Mercure, Vénus, la Terre et Mars (dimensions à l?échelle).

Les quatre planètes internes possèdent une composition dense et rocheuse, peu ou pas de satellites naturels et aucun système d?anneaux. 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.

Mercure 

Mercure est la planète la plus proche du Soleil (0,4 UA de demi-grand axe), ainsi que la plus petite et la moins massive, juste plus du vingtième de la masse terrestre (0,055 masse terrestre). Mercure ne possède aucun satellite naturel et ses seules caractéristiques géologiques connues, en dehors des cratères d?impact, sont des dorsa, probablement produites par contraction thermique lors de la solidification interne, plus tôt dans son histoire^[19]. L?atmosphère de Mercure, quasiment inexistante, est formée d?atomes arrachés à sa surface par le vent solaire^[20], ou momentanément capturé à ce vent. L?origine de son grand noyau de fer et son fin manteau n?a toujours pas été expliquée de manière adéquate. Parmi les scénarios hypothétiques, il est possible que ses couches externes aient été balayées par un impact géant ou qu?elle a été stoppée dans son accrétion par l?énergie solaire^[21],[22].

Sa période de révolution est d'environ 88 jours.

Vénus

Vénus (0,7 UA) est proche de la Terre en taille et en masse (0,815 masse terrestre) et, comme elle, possède 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 90 fois celle de la nôtre. Vénus ne possède aucun satellite. Il s?agit de la planète la plus chaude, avec une température de surface supérieure à 450°C, maintenue essentiellement par l?effet de serre causé par son atmosphère^[23]. Aucune activité géologique récente n?a été détectée sur Vénus ; son absence de champ magnétique ne permettant pas d?empêcher l'appauvrissement de son atmosphère, cela suggère cependant qu?elle est réalimentée régulièrement par des éruptions volcaniques^[24].

Sa période de révolution est d'environ 225 jours.

Terre

La Terre (1 UA) est la plus grande, la plus massive et la plus dense des planètes internes, la seule dont on connaisse une activité géologique récente et qui abrite la vie. Son hydrosphère liquide est unique parmi les planètes telluriques et elle est la seule planète où une activité tectonique a été observée. L?atmosphère terrestre est radicalement différente de celle des autres planètes, ayant été altérée par la présence de formes de vie pour contenir 21 % d?oxygène^[25]. La Terre possède un satellite, la Lune, le seul satellite significativement grand des planètes telluriques du système solaire.

Sa période de révolution est d'environ 365 jours.

Mars

Mars (1,5 UA) est plus petite que la Terre et Vénus, et a seulement le dixième de la masse terrestre (0,107 masse terrestre). Elle possède une atmosphère ténue, principalement de dioxyde de carbone. Sa surface, constellée de vastes volcans comme Olympus Mons, de vallées, de rifts comme Valles Marineris, montre des signes d?une activité géologique qui a peut-être persisté jusqu?à récemment^[26]. Mars possède deux petits satellites naturels (Déimos et Phobos), probablement des astéroïdes capturés^[27].

Sa période de révolution est d'environ 687 jours.

[] Ceinture d'astéroïdes

Article détaillé : Ceinture d'astéroïdes.

Schéma de la ceinture d'astéroïdes et des astéroïdes troyens.

Les astéroïdes sont principalement de petits corps du système solaire composés de roches et de minéraux métalliques non-volatils.

La ceinture d'astéroïdes occupe une orbite située entre Mars et Jupiter, à une distance comprise entre 2,3 et 3,3 UA du Soleil. On pense qu'il s'agit de restes du système solaire en formation qui n'ont pas pu s'accréter en un corps plus gros à cause des interférences gravitationnelles de Jupiter.

Les astéroïdes varient en taille, depuis plusieurs centaines de kilomètres à des poussières microscopiques. Tous les astéroïdes, sauf le plus grand, Cérès, sont considérés comme des petits corps, bien que certains tels Vesta ou Hygie pourraient être reclassés comme planètes naines s'il est démontré qu'ils ont atteint un équilibre hydrostatique.

La ceinture d'astéroïdes en contient des dizaines de milliers, éventuellement des millions, d'objets de plus d'un kilomètre de diamètre^[28]. Malgré ceci, la masse totale de la ceinture ne dépasse probablement pas un millième de celle de la Terre^[29]. La ceinture est très peu densément peuplée ; les sondes spatiales l'ont traversée régulièrement sans incident. Les astéroïdes d'un diamètre compris entre 10 et 10^-4 m sont appelés météoroïdes^[30].

Cérès vu par le télescope spatial Hubble.

Cérès 

Cérès (2,77 UA) est le plus grand corps de la ceinture d'astéroïdes et sa seule planète naine. D'un diamètre légèrement inférieur à 1000 km, suffisant pour que sa propre gravité lui donne une forme sphérique, Cérès fut considéré comme une planète quand il fut découvert au XIX^e siècle, puis recatégorisé comme astéroïde dans les années 1850 lorsque des observations révélèrent leur abondance^[31]. Il fut à nouveau reclassifié en 2006 comme planète naine.

Groupes d'astéroïdes 

Les astéroïdes de la ceinture principale sont divisés en plusieurs groupes et familles suivant leurs caractéristiques orbitales. Certains astéroïdes comportent des lunes, parfois aussi larges qu'eux-mêmes. La ceinture contient également des comètes^[32] d'où pourrait provenir l'eau terrestre.

Le système solaire interne est également constellé d'astéroïdes situés en dehors de la ceinture et dont l'orbite croise éventuellement celle des planètes telluriques.

[] Système solaire externe

Au-delà de la ceinture d'astéroïdes s'étend une région dominée par les géantes gazeuses. De nombreuses comètes à courte période, y compris les centaures, y résident également.

La zone ne possède pas de nom traditionnel correctement défini. Il est fait souvent mention du système solaire externe, par opposition au système solaire interne, mais le terme a récemment commencé à être utilisé exclusivement pour la zone située après l'orbite de Neptune.

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.

[] Planètes externes

Article détaillé : Géante gazeuse.

Les géantes gazeuses. De haut en bas : Neptune, Uranus, Saturne et Jupiter (dessin pas à l'échelle).

Les quatre planètes externes sont des géantes gazeuses et regroupent à elles quatre 99% de la masse qui orbite autour du Soleil. L'atmosphère de Jupiter et Saturne est principalement constituée d'hydrogène et d'hélium ; celle d'Uranus et de Neptune contient un plus grand pourcentage de glaces. Il a été suggéré qu'elles appartiennent à une catégorie distincte, les « géantes glacées »^[33]. Les quatre géantes gazeuses possèdent des systèmes d'anneaux, mais seuls ceux de Saturne peuvent être facilement observés depuis la Terre.

Jupiter

Jupiter (5,2 UA), avec 318 masses terrestres, est aussi massive que 2,5 fois toutes les autres planètes. Elle est composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium. Sa forte chaleur interne crée un certain nombre de caractéristiques semi-permanentes dans son atmosphère, comme des bandes de nuages ou la Grande tache rouge. Jupiter possède 63 satellites connus ; les quatre plus gros, Ganymède, Callisto, Io et Europe, présentent des similarités avec les planètes telluriques, comme le volcanisme^[34]. Ganymède, le plus gros satellite du système solaire, est plus grand que Mercure.

Sa période de révolution est d'environ 12 ans.

Saturne

Saturne (9,5 UA), connue pour son système d'anneaux, possède des caractéristiques similaires à Jupiter, comme sa composition atmosphérique. Elle est moins massive (95 masses terrestres) et possède 60 satellites connus (ainsi que 3 non confirmés) ; deux d'entre eux, Titan et Encelade, présentent des signes d'activité géologique, essentiellement du cryovolcanisme^[35]. Titan est plus grand que Mercure, il est le seul satellite du système solaire à avoir une atmosphère substantielle.

Sa période de révolution est d'environ 29 ans.

Uranus

Uranus (19,6 UA), avec 14 masses terrestres, est la moins massive des géantes gazeuses. De façon unique parmi les planètes du système solaire, elle orbite le Soleil sur son côté, l'axe de sa rotation étant incliné d'un peu plus de 90° par rapport à son orbite. Son noyau est nettement plus froid que celui des autres géantes gazeuses et rayonne très peu de chaleur dans l'espace^[36]. Uranus possède 27 satellites connus, les plus grands étant Titania, Obéron, Umbriel, Ariel et Miranda.

Sa période de révolution est d'environ 84 ans.

Neptune

Neptune (30 UA), bien que plus petite qu'Uranus, est légèrement plus massive (17 masses terrestres) et par conséquent plus dense. Elle rayonne plus de chaleur interne, mais pas autant que Jupiter ou Saturne^[37]. Neptune possède 13 satellites connus. Le plus grand, Triton, est géologiquement actif et présente des geysers d'azote liquide^[38]. Triton est le seul grand satellite placé sur une orbite rétrograde.

Sa période de révolution est d'environ 164 ans.

[] Comètes

Article détaillé : Comète.

Vue de la comète Hale-Bopp.

Les comètes sont de petits corps 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, créant une queue : une longue trainée de gaz et de poussière.

Les comètes à courte période (comme la comète de Halley) parcourent leur orbite en moins de 200 ans et proviendraient de la ceinture de Kuiper ; les comètes à longue période (comme la comète Hale-Bopp) ont une périodicité de plusieurs milliers d'années et tiendraient leur origine du nuage d'Oort. D'autres enfin ont une trajectoire hyperbolique et proviendraient de l'extérieur du système solaire, mais la détermination de leur orbite est difficile^[39]. Les vieilles comètes qui ont perdu la plupart de leurs composés volatiles sont souvent considérées comme des astéroïdes^[40].

Centaures 

Les centaures, qui s'étendent entre 9 et 30 UA, sont des corps glacés analogues aux comètes orbitant entre Jupiter et Neptune. Le plus grand centaure connu, (10199) Chariklo, mesure entre 200 et 250 km de diamètre^[41]. Le premier centaure découvert, (2060) Chiron, fut considéré comme une comète puisqu'il développait une queue cométaire^[42]. Certains astronomes classent les centaures comme des objets de la ceinture de Kuiper internes épars, des équivalents des objets épars externes^[43].

[] Astéroïdes troyens

Les astéroïdes troyens sont deux groupes d'astéroïdes situés aux points de Lagrange L₄ or L₅ de Jupiter (des zones gravitationnellement stables en avant et en arrière de son orbite).

Neptune est également accompagné par quelques astéroïdes troyens.

[] Région transneptunienne

Article détaillé : Objet transneptunien.

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

Article détaillé : Ceinture de Kuiper.

Diagramme indiquant la position de tous les objets de la ceinture de Kuiper connus.

La ceinture de Kuiper, la principale structure de la région, est un grand anneau de débris similaire à la ceinture d'astéroïdes, mais composée principalement de glace. 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 délà (100 UA voir plus). On pense que la région est la source des comètes de courte-période.

Elle est principalement composée de petits corps, mais plusieurs des plus gros objets, comme Quaoar, Varuna, (136108) 2003 EL₆₁, ou Orcus, pourraient être reclassifiés comme planètes naines. 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^[44]. Plusieurs objets de la ceinture possèdent des satellites multiples et la plupart sont situés sur des orbites qui les emmènent en dehors du plan de l'écliptique.

Diagramme montrant les orbites alignées des plutinos et autres objets de la ceinture de Kuiper en résonance avec Neptune (en rouge) et des objets classiques (en bleu).

La ceinture de Kuiper peut être grossièrement divisée entre les objets « classiques » et ceux en résonance avec Neptune. Comme par exemple les plutinos, qui parcourent deux orbites quand Neptune en parcourt trois, mais il existe d'autres rapports.

La ceinture en résonance débute à l'intérieur même de l'orbite de Neptune. La ceinture classique des objets n'ayant aucune résonance avec Neptune s'étend entre 39,4 et 47,7 UA^[45]. Les membres de cette ceinture classique sont appelés cubewanos, d'après le premier objet de ce genre à avoir été découvert, (15760) 1992 QB₁^[46].

Pluton et Charon

Pluton (39 UA en moyenne), une planète naine, est le plus grand objet connu de la ceinture de Kuiper. Découvert en 1930 et considéré comme une planète, il fut reclassifié en août 2006 lors de l'adoption d'une définition formelle de ces différents corps. Pluton possède une orbite excentrique inclinée de 17° sur le plan de l'écliptique et qui s'étend de 29,7 UA au périhélie à 49,5 UA à l'aphélie.

Pluton et ses trois lunes connues.

La plus grande lune de Pluton, Charon, est suffisamment grande pour que l'ensemble gravite autour d'un centre de gravité situé au-dessus de la surface de chacun des deux corps. Deux autres petites lunes, Nix et Hydra, orbitent le couple Pluton-Charon.

Pluton est en résonance orbitale 3:2 avec Neptune (la planète orbite deux fois autour du Soleil quand Neptune orbite trois fois). Les objets de la ceinture de Kuiper qui partagent cette résonance sont nommés plutinos^[47].

[] Objets épars

Article détaillé : Objet épars.

Les objets de la ceinture de Kuiper. En noir : objets épars ; en bleu : objets classiques ; en vert : objets en résonance avec Neptune.

Les objets épars s'étendent bien au-delà de la ceinture de Kuiper. On pense qu'ils proviennent de cette ceinture mais en ont été éjectés par l'influence gravitationnelle de Neptune lors de sa formation. La plupart des objets épars possèdent un périhélie dans la ceinture de Kuiper et un aphélie pouvant atteindre 150 UA Soleil. De façon typique, leur orbite est fortement inclinée, souvent presque perpendiculaire à l'écliptique. Certains astronomes les considèrent comme d'autres éléments de la ceinture de Kuiper et les appellent d'ailleurs des « objets épars de la ceinture de Kuiper »^[48].

Éris et sa lune Dysnomie.

Éris

Éris (68 UA en moyenne) est le plus gros objet épars connu et a d'ailleurs provoqué une clarification du statut de planète à sa découverte, puisqu'il est au moins 5% plus grand que Pluton (diamètre estimé de 2400 km)^[49]. Il possède une lune, Dysnomie. Comme Pluton, son orbite est fortement excentrique (périhélie à 38,2 UA, la distance moyenne de Pluton au Soleil, aphélie à 97,6 UA) et fortement inclinée sur l'écliptique, à 44°.

[] Régions lointaines

[] Héliopause

La sonde Voyager 1 pénétrant l'héliogaine.

L'héliosphère est divisée en deux régions distinctes. Le vent solaire voyage à sa vitesse maximale jusqu'à environ 95 UA, trois fois la distance moyenne entre Pluton et le Soleil. Ensuite, le vent solaire entre en collision avec les vents opposés en provenance du milieu interstellaire. Il ralentit, se condense et subit des turbulences, formant une grande structure ovale appelée l'héliogaine qui ressemble et se comporte de façon assez similaire à la queue d'une comète, s'étendant encore sur 40 UA dans un sens et sur plusieurs fois cette distance 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^[50].

La forme de l'héliopause est affectée par les interactions avec le milieu interstellaire^[51], ainsi que par les champs magnétiques solaires dominant au sud (l'hémisphère nord s'étend 9 UA plus loin que l'hémisphère sud). Au-delà de l'héliopause, à environ 230 UA du Soleil, s'étend une onde de choc, une zone de plasma laissée par le Soleil au cours de son trajet à travers la Voie lactée^[52].

Aucune sonde spatiale n'a dépassé l'héliopause et les conditions dans l'espace interstellaire ne sont pas connues. On sait assez peu à quel point l'héliosphère protège le système solaire des rayons cosmiques. Une mission spécifique a été suggérée^{[53], [54]}.

[] Nuage de Hills et Nuage d'Oort

Articles détaillés : Nuage de Hills et Nuage d'Oort.

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

Le Nuage de Hills est une zone hypothétique, intermédiaire de la ceinture de Kuiper et du nuage d'Oort.
Le nuage d'Oort est une zone hypothétique regroupant jusqu'à un trillion d'objets glacés et dont on pense qu'il est la source des comètes à longue période. Il entourerait le système solaire vers 50 000 UA, peut-être même jusqu'à 154 000 UA. On pense qu'il serait composé de comètes qui ont été éjectées du système solaire interne après des interactions avec les géantes gazeuses. Les objets du nuage d'Oort se déplacent très lentement et peuvent être affectés par des évènements peu fréquents comme des collisions, les effets gravitationnels d'une étoile proche ou une marée galactique^{[55], [56]}.

Photographie de Sedna.

Sedna et le nuage d'Oort interne

Sedna est un grand objet rougeâtre ressemblant à Pluton dont l'orbite très excentrique amène à 76 UA du Soleil au périhélie et à 928 UA à l'aphélie et qui prend 12 050 ans à être parcourue. Michael Brown, qui découvrit l'objet en 2003, a déclaré qu'il ne peut pas s'agir d'un objet épars car son périhélie est trop lointain pour avoir été affecté par Neptune. Il considère, avec d'autres astronomes, qu'il s'agit du premier membre connu d'une population nouvelle, qui pourrait inclure l'objet (148209) 2000 CR₁₀₅, qui possède un périhélie de 45 UA, un aphélie de 415 UA et une période orbitale de 3420 ans^[57]. Brown nomme cette population le « nuage d'Oort interne » car il se serait formé selon un procédé similaire, mais à une moins grande distance du Soleil^[58]. Sedna est très probablement une planète naine, même si sa forme n'est pas connue avec certitude.

[] Limites

La limite entre le système solaire et l'espace interstellaire n'est pas précisément définie. On pense que le vent solaire laisse la place au milieu interstellaire à quatre fois la distance entre Neptune et le Soleil. Cependant, la sphère de Hill du Soleil, c'est à dire, sa zone d'influence gravitationnelle, pourrait s'étendre jusqu'à mille fois plus loin, jusqu'à 154202 UA avec c/1992 J1). Malgré des découvertes récentes comme celle de Sedna, la zone située entre la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort est globalement inconnue. Par ailleurs, celle située entre le Soleil et Mercure fait toujours l'objet d'études^[59].

[] Formation

Articles détaillés : Formation et évolution du système solaire, Évolution des étoiles et Nébuleuse solaire.

Vision d'artiste d'un disque protoplanétaire.

Selon l'hypothèse la plus couramment acceptée, le système solaire s'est formé à partir de la nébuleuse solaire, théorie proposée pour la première fois en 1755 par Emmanuel Kant et formulée indépendamment par Pierre-Simon Laplace^[60]. Selon cette théorie, le système solaire s'est formé il y a 4,6 milliards d'années par effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire géant. Ce nuage était large de plusieurs années-lumière et a probablement donné naissance à plusieurs étoiles^[61]. Les études de météorites révèlent des traces d'éléments qui ne sont produits qu'au c?ur d'explosions d'étoiles très grandes, indiquant que le Soleil s'est formé à l'intérieur d'un amas d'étoiles et à proximité d'un certain nombre de supernovas. L'onde de choc de ces supernovas a 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^[62].

La région qui deviendra par la suite le système solaire, connue sous le nom de nébuleuse pré-solaire^[63], avait un diamètre entre 7000 et 20 000 UA^{[61], [64]} et masse très légèrement supérieure à celle du Soleil (en excès de 0,001 à 0,1 masse solaire)^[65]. Au fur et à mesure de son effondrement, la conservation du moment angulaire de la nébuleuse la fit tourner plus rapidement. Tandis que la matière s'y condensait, les atomes y rentrèrent en collision de plus en plus fréquemment. Le centre, où la plupart de la masse s'était accumulé, devint progressivement plus chaud que le disque qui l'entourait^[61]. L'action de la gravité, de la pression gazeuse, des champs magnétiques et de la rotation aplatirent la nébuleuse en un disque protoplanétaire en rotation d'un diamètre d'environ 200 UA ^[61] entourant une proto-étoile dense et chaude^{[66], [67]}.

Des études d'étoiles du type T Tauri ? des masses stellaires jeunes n'ayant pas démarré les opérations de fusion nucléaire et dont on pense qu'elles sont similaires au Soleil à ce stade de son évolution ? montrent qu'elles sont souvent accompagnées de disques pré-planétaires^[65]. Ces disques s'étendent sur plusieurs centaines d'UA et n'atteignent qu'au plus un millier de kelvins^[68].

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.

Après 100 millions d'années, la pression et la densité de l'hydrogène au centre de la nébuleuse devinrent suffisamment élevées pour que la proto-étoile initie la fusion nucléaire, accroissant sa taille jusqu'à ce qu'un équilibre hydrostatique soit atteint, l'énergie thermique contrebalançant la contraction gravitationnelle. À ce niveau, le Soleil devint une véritable étoile^[69].

Les autres corps du système solaire se formèrent du reste du nuage de gaz et de poussière. Les modèles actuels les font se former par accrétion : initialement des grains de poussière en orbite autour de la proto-étoile centrale, puis des amas de quelques mètres de diamètre formés par contact direct, lesquels rentrèrent en collision pour constituer des planétésimaux d'environ 5 km de diamètre. À partir de là, leur taille augmenta par collisions successives au rythme moyen de 15 cm par an au cours des millions d'années suivants^[70].

Le système solaire interne était trop chaud pour que les molécules volatiles telles que l'eau ou le méthane se condensent : les planétésimaux qui s'y sont formés étaient relativement petits (environ 0,6 % de la masse du disque)^[61] et principalement formés de composés à point de fusion élevé, tels les silicates et les métaux. Ces corps rocheux devinrent à terme les planètes telluriques. Plus loin, les effets gravitationnels de Jupiter empêchèrent l'accrétion des planétésimaux, formant la ceinture d'astéroïdes^[71].

Encore plus loin, là où les composés glacés volatiles pouvaient rester solides, Jupiter et Saturne devinrent des géantes gazeuses. Uranus et Neptune capturèrent moins de matière et on pense que leur noyau est principalement formé de glaces^{[72], [73]}.

Dès que le Soleil produisit de l'énergie, le vent solaire souffla le gaz et les poussières du disque protoplanétaire, stoppant la croissance des planètes. Les étoiles de type T Tauri possèdent des vents stellaires nettement plus intenses que les étoiles plus anciennes et plus stables^{[74], [75]}.

[] Futur

La chaleur dégagée par le Soleil augmente au fil du temps. On peut extrapoler qu'à très long terme (plusieurs centaines de millions d'années) elle atteindra un niveau tel que la vie sera impossible sur Terre.

Dans plus de 5 milliards d'années, le Soleil aura épuisé ses réserves d'hydrogène, qui se seront transformées en hélium, et changera de structure. Son noyau se contractera mais l'étoile entière deviendra beaucoup plus volumineuse. Il devrait se transformer en géante rouge, 100 fois plus grande qu'à l'heure actuelle. Les planètes les plus proches, Mercure et Vénus, devraient être détruites.

Il entamera alors un nouveau cycle de fusion avec l'hélium fusionnant en carbone (et oxygène) dans son coeur, et l'hydrogène fusionnant en hélium dans une couche périphérique du coeur. Dans cette configuration, il aura "soufflé" son enveloppe externe, devenant une sous-géante, environ 10 fois plus grande qu'actuellement.

Il va ensuite brûler son hélium assez rapidement, à la fin de ce cycle il regonflera de manière encore plus importante, grillant complètement la Terre au passage.

Une fois ses réserves d'énergie nucléaire complètement consommées, le Soleil va s'effondrer sur lui-même et se transformer en naine blanche très dense et peu lumineuse. Il refroidira petit à petit et finira par ne plus rayonner ni lumière ni chaleur, il sera alors parvenu au stade de naine noire.

Notre système solaire fait le tour de la Galaxie en 250 millions d'années. En même temps, il oscille de part et d'autre du plan galactique avec une période de 2 x 33 millions d'années. Il traverse donc ce plan toutes les 33 millions d'années ce qui constitue également la durée moyenne des étages géologiques. Ces étages sont définis d'après d'importants changements dans la faune et la flore, parfois dus à des cataclysmes comme au passage Permien-Trias ou au passage Crétacé-Tertiaire. On peut penser que ces changements sont dus à des glaciations résultant de la rencontre de la Terre avec des nuages d'électrons du plan galactique. Les dernières glaciations, celles du Quaternaire, se sont produites alors que le système solaire traversait le plan de la Galaxie en allant du Sud vers le Nord.^{[réf. nécessaire]} C'est une explication qui peut indiquer pourquoi les glaciations étaient beaucoup plus prononcées dans l'hémisphère Nord lequel recevait directement les électrons des nuages du plan galactique.

[] Contexte galactique

Schéma indiquant la structure générale de la Voie lactée, ses bras principaux et la localisation du système solaire.

Le système solaire est situé dans la Voie lactée, une galaxie spirale barrée d'un diamètre d'environ 100 000 années-lumière contenant 200 milliards d'étoiles^[76]. Le Soleil réside dans l'un des bras spiraux externes de la galaxie, le bras d'Orion^[77], à entre 25 000 et 28 000 années-lumière du centre galactique. Il y évolue à environ 220 km/s et effectue une révolution en 225 à 250 millions d'années, une "année galactique"^[78].

La situation du système solaire dans la galaxie est probablement un facteur de l'évolution de la vie sur Terre. Son orbite est quasiment 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. Les bras spiraux hébergeant nettement plus de supernovas potentiellement dangereuses, cette disposition a permis à la Terre de connaitre de longues périodes de stabilité interstellaire^[79]. Le système solaire réside également en dehors des zones riches en étoiles autour du centre galactique. Près du centre, l'influence gravitationnelle des étoiles proches perturberait plus souvent le nuage d'Oort et propulserait plus de comètes vers le système solaire interne, produisant des collisions aux conséquences potentiellement catastrophiques. Le rayonnement du centre galactique interférerait avec le développement de formes de vie complexes^[79]. Même à l'endroit actuel du système solaire, certains scientifiques ont émis l'hypothè