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Exposé de physique: * Élaborée par: -Mbarki Emna -Massouidi Chayma Encadrée par: madame Boutheina Rajhi.

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1 Exposé de physique: * Élaborée par: -Mbarki Emna -Massouidi Chayma Encadrée par: madame Boutheina Rajhi

2 Plan : Définition de lastronomie * Lhistoire de lastronomie *Les types de lastronomie *Les composants de système solaire *Les caractéristiques des planètes

3 Définition de lastronomie Lastronomie est la science de lobservation des astres, cherchant à expliquer leur origine, leur évolution, leurs propriétés physiques et chimiques. Elle ne doit pas être confondue avec la mécanique céleste qui nen est quun domaine particulier. Avec plus de ans dHistoire, les origines de lastronomie remontant au-delà de lantiquité, dans les pratiques religieuses préhistoriques. Astronomie vient du grec αστρονομία (άστρον et νόμος) ce qui signifie loi des astres. Lastronomie est lune des rares sciences où les amateurs peuvent encore jouer un rôle actif. Elle est en effet pratiquée à titre de loisir auprès dun large public dastronomes amateurs : une partie des plus expérimentés dentre eux participent à la découverte d astéroïdes et de comètes. Cest à ce sujet un loisir particulièrement populaire en France, comme en témoigne la Nuit des étoiles. En 2009, aura lieu pour la première fois l Année Mondiale de lastronomie.

4 Lastronomie se divise en plusieurs branches : lastronomie, étude fondée sur lobservation de ces corps, la mécanique céleste, étude mathématique de leurs mouvements dans le cadre de la théorie de la gravitation, lastrophysique étude des composants chimiques et les conditions physique.

5 Lhistoire de lastronomie L'astronomie est considérée comme la plus ancienne des sciences. L'archéologie révèle en effet que certaines civilisations disparues de l'âge du bronze, et peut-être du néolithique, avaient déjà des connaissances en astronomie. Elles avaient compris le caractère périodique des équinoxes et sans doute leur relation avec le cycle des saisons, elles savaient également reconnaître certaines constellations. L'astronomie moderne doit son développement à celui des mathématiques depuis l'antiquité grecque et à l'invention d'instruments d'observation à la fin du Moyen Âge. Si l'astronomie s'est pratiquée pendant plusieurs siècles parallèlement à l'astrologie, le siècle des lumières et la redécouverte de la pensée grecque a vu naître la distinction entre la raison et la foi, si bien que l'astrologie n'est plus pratiquée par les astronomes.

6 Les types de lastronomie Il y a beaucoup types de lastronomie: * Astronomie solaire; Létoile la plus étudiée est le soleil, une petite étoile typique de la séquence principale de type spectral G2 V et vieille d'environ 4,6 milliards d'années. Le soleil n'est pas considéré comme une étoile variable, mais il subi des changements périodiques de son activité, ce qui peut être vu grâce aux taches solaire. Ce cycle de fluctuation du nombre de taches dure 11 ans. Les taches solaires sont des régions plus froides que la normale qui sont associées à une activité magnétique intense.

7 La luminosit é du soleil a r é guli è rement augment é au cours de sa vie. Aujourd'hui, il est en effet 40% plus brillant qu'au moment ou il est devenu une é toile de la s é quence principale. Le soleil a é galement subi des changements p é riodiques de luminosit é ayant eu un impact significatif sur la terre. Par exemple, le minimum de Maunder on soup ç onne le d'être la cause du petit age survenu durant le Moyen age.

8 Au centre du soleil se trouve le c œ ur. Un zone ou la temp é rature et la pression sont suffisant pour permettre la fusion nucl é aire. Au dessus du noyau se trouve la zone de radiations, ou le plasma transporte les flux d' é nergie au moyen de radiation. La couche recouvrant la zone de radiations forme la zone de convection o ù l' é nergie est conduite vers la photosph è re grâce à la convection, autrement dit, les d é placements physiques du gaz. On croit que cette zone de convection est à l'origine de l'activit é magn é tique qui g é n è re les taches. La surface ext é rieure du soleil est appel é e la photosph è re. Juste au dessus de cette couche se trouve une mince r é gion appel é e la chromosph è re. Ensuite, nous avons la couronne solaire, Le vent solaire, un flux de plasma constitu é essentiellement de particules charg é e, « souffle » constamment à partir du soleil jusqu' à l h é liopause. Le vent solaire interagit avec la magn é tosph è re terrestre de la Terre pour cr é er les ceintures de Van Allen. Les aurores polaires sont é galement une cons é quence de ce vent solaire.

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10 *Astronomie stellaire: L'étude des étoiles et de lévolution stellaire est fondamentale pour notre compréhension de l'univers. Lastrophysique des étoiles a été déterminée grâce à l'observation et à la compréhension théorique ainsi que par des simulations informatiques. Une étoile se forme dans des régions denses de poussières et de gaz, connues sous le nom de nuages moléculaires géants. Lorsqu'ils sont déstabilisés, les fragments peuvent s'effondrer sous l'influence de la gravité pour former une protoétoile. Une région suffisamment dense et chaude provoquera une fusion nucléaires, créant ainsi une étoile de la séquence principale. Presque tous les éléments plus lourds que lhydrogène et lhélium ont été crées dans le noyau des étoiles

11 Les caract é ristiques de l' é toile r é sultant d é pendent d'abord de sa masse de d é part. Plus l' é toile est massive, plus sa luminosit é est importante et plus elle videra le stock d'hydrog è ne pr é sent dans son noyau rapidement. Au fil du temps, cette r é serve est enti è rement convertie en h é lium, et l' é toile commence alors à é voluer. La fusion de l'h é lium requiert une plus grande temp é rature dans le noyau, de cette fa ç on, l' é toile s'agrandit et son noyau se densifie en même temps. Devenue une g é ante rouge, notre é toile consume alors son h é lium. Cette phase est relativement courte. Les é toiles tr è s massive peuvent aussi subir une s é rie de phases r é tr é cissantes, o ù la fusion se poursuit en é l é ment de plus en plus lourds. Le destin final de l' é toile d é pend de sa masse: les é toiles qui sont plus de 8 fois plus massives que le soleil peuvent s'effondrer en supernova ; alors que les é toiles plus l é g è res forment des n é buleuses plan é taires et é voluent en naines blanches. Ce qui reste d'une tr è s grosse é toile est une é toile à neutrons, ou dans certains cas un trou noir. Les é toiles binaires proches peuvent suivre des chemins plus complexes dans leur é volution, comme un transfert de masses sur le compagnon d'une naines blanche pouvant causer une supernova. Les n é buleuses plan é taires et les supernova sont n é cessaires à la distribution de m é taux dans le milieu interstellaires ; sans cela, toutes les nouvelles é toiles (leur syst è me plan é taire y compris) seraient uniquement form é es à partir d'hydrog è ne et d'h é lium.

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13 *Astronomie galactique: Le système solaire orbite au sein de la Voie lactée, une galaxie spirale barrée qui est un membre important du Groupe local. C'est une masse tournante formée de gaz, d'étoiles et d'autres objets maintenus ensemble par une attraction gravitationnelle mutuelle. Étant donné que la Terre est située dans un bras extérieur poussiéreux, il y a une grande partie de la Voie lactée que l'on ne peut pas voir. Au centre de la Voie lactée se trouve le noyau, un bulbe de forme étirée qui semble abriter un trou noir super massif en son centre. Celui-ci est entouré de quatre bras spiraux majeur démarrant du noyau. C'est une région active de la galaxie qui contient beaucoup d'étoiles jeunes appartenant à la population. Le disque est entouré par un halo sphéroïdal d'étoiles plus vieilles de population, ainsi que par une concentration relativement dense d'amas globulaires.

14 Entre les é toiles se trouve le milieu interstellaire, une r é gion de mati è re é parpill é e. Dans les r é gions les plus denses, des nuages mol é culaires form é principalement d'hydrog è ne mol é culaire contribuent à la formation de nouvelles é toiles. Cela commence avec des n é buleuses sombres qui se densifient puis s'effondrent (en un volume d é termin é par la longueur de Jeans )pour former des proto é toiles compactes. Quand des é toiles plus massives apparaissent, elles transforment le nuage en une r é gion HII de gaz et de plasma luminescent. Le vent stellaire et les explosions de supernova servent finalement à disperser le nuage, laissant souvent derri è re lui un ou plusieurs amas ouverts. Ces amas se dispersent graduellement et les é toiles rejoignent la population de la Voie lact é e. Les é tudes cin é matiques de la mati è re pr é sente dans la Voie lact é e ont d é montr é qu'il y a plus de masse qu'il n'y parait. Un halo de mati è re noire semble dominer la masse, bien que la nature de cette mati è re noire reste ind é termin é e.

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16 *Astronomie extra- galactique: L'étude des objets situés en dehors de notre galaxie est une branche de l'astronomie concernée par la formation et l'évolution des galaxies; leur morphologie et classification; l'examen des galaxies actives ; ainsi que par les groupes et amas de galaxies. Ces derniers sont importants pour la compréhension des structures à grande échelle de l'univers. La plupart des galaxies sont organisées en formes distinctes, ce qui permet d'établir un schéma de classification. Elles sont communément divisées en galaxies spirales, elliptiques et irrégulières15.

17 Comme son nom l'indique, une galaxie elliptique à la forme d'une ellipse. Ses étoiles se déplacent sur une orbite choisie au hasard sans aucune direction préférée. Ces galaxies ne contiennent que peu ou pas de gaz interstellaire, peu de régions de formation d'étoiles, et généralement des étoiles âgées. On trouve généralement des étoiles dans les noyaux d'amas galactiques et peuvent se former à partir de la fusion de plus grandes galaxies. Une galaxie spirale est organisée comme un disque plat en rotation, avec généralement un bulbe proéminent ou une barre en son centre, ainsi que des bras spiraux qui s'étendent vers l'extérieur. Ces bras sont des régions poussiéreuses de formations d'étoiles où les jeunes étoiles massives produisent une teinte bleue. Les galaxies spirales sont typiquement entourée d'un halo d'étoiles plus vieilles. La Voie lactée et la galaxie d'Andromède sont des galaxies spirales.

18 Les galaxies irrégulières sont chaotiques en apparence et ne sont ni spirales, ni elliptiques. Environ un quart des galaxies sont irrégulières. La forme si particulière peut être le résultat d'une interaction gravitationnelle. Une galaxie active est une structure dont une partie significative de l'énergie qu'elle émet ne provient pas de ses étoiles, de son gaz ou de sa poussière. Ce type de galaxie est alimenté par une région compacte en son noyau, généralement grâce à un trou noir super massif, pense-t-on, qui émettrait des radiations grâce aux matériaux qu'il avale. Une radiogalaxie est une galaxie active qui est vraiment très lumineuse dans le domaine radio du spectre électromagnétique et qui produit de gigantesques lobes de gaz. Les galaxies actives émettant des radiations très énergétiques incluent les galaxies de Seyfert, les quasars et les blazars. Les quasars semblent être les objets les plus lumineux de l'univers connu. Les grandes structures du cosmos sont représentées par des groupes et des amas de galaxies. Cette structure est organisée de manière hiérarchique, dont les plus grandes connues à ce jour sont les superamas. Le tout est agencé en filaments et en murs, laissant d'immenses régions vides entre eux.

19 Les galaxies irrégulières sont chaotiques en apparence et ne sont ni spirales, ni elliptiques. Environ un quart des galaxies sont irrégulières. La forme si particulière peut être le résultat d'une interaction gravitationnelle. Une galaxie active est une structure dont une partie significative de l'énergie qu'elle émet ne provient pas de ses étoiles, de son gaz ou de sa poussière. Ce type de galaxie est alimenté par une région compacte en son noyau, généralement grâce à un trou noir super massif, pense-t-on, qui émettrait des radiations grâce aux matériaux qu'il avale. Une radiogalaxie est une galaxie active qui est vraiment très lumineuse dans le domaine radio du spectre électromagnétique et qui produit de gigantesques lobes de gaz. Les galaxies actives émettant des radiations très énergétiques incluent les galaxies de Seyfert, les quasars et les blazars. Les quasars semblent être les objets les plus lumineux de l'univers connu. Les grandes structures du cosmos sont représentées par des groupes et des amas de galaxies. Cette structure est organisée de manière hiérarchique, dont les plus grandes connues à ce jour sont les superamas. Le tout est agencé en filaments et en murs, laissant d'immenses régions vides entre eux.

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21 *Astronomie infrarouge: L'astronomie infrarouge s'occupe de la détection et de l'analyse du rayonnement infrarouge (longueurs d'onde plus longue de celle de la lumière rouge). Excepté pour les longueurs d'ondes situées près de la lumière visible, le rayonnement infrarouge est fortement absorbé par l'atmosphère ; d'autre part, celle-ci produit des émissions d'infrarouge significatives. Par conséquent, les observatoires infrarouges doivent être situés sur des lieux très élevés et sec, ou dans l'espace. L'astronomie infrarouge est particulièrement utile pour l'observation des régions galactique entourées de poussière, et pour les études des gaz moléculaires. Étant sollicitée dans le cadre de l'observation d'objets froids (moins de quelques centaines de Kelvins) et est donc également utile à l'observation des atmosphères planétaires. Parmi les observatoires à infrarouges, on peut citer les télescopes spatiaux Spitzer et Herschel.

22 *Astronomie optique: D'un point de vue historique, l'astronomie optique, également appelée l'astronomie de la lumière visible, est la plus ancienne forme d'astronomie. À l'origine, les images optiques étaient dessinées à la main. À la fin du XIXe siècle et durant une bonne partie du XXe siècle, les images furent faites en utilisant un équipement photographique. Les images modernes sont produites grâce à des détecteurs digitaux, particulièrement les caméras CCD. Bien que la lumière visible s'étend elle-même approximativement 4000 Å à 7000 Å (400 nm à 700 nm), le même équipement peut être utilisé pour observer les ultraviolets proches ainsi que le proche infrarouge. En réalité, l'atmosphère n'est pas tout à fait transparente à la lumière visible. En effet, les images obtenues sur Terre dans ces longueurs d'ondes souffrent de distortion dues aux turbulences atmosphériques. C'est ce phénomène qui est responsable du scintillement des étoiles. Le pouvoir de résolution ainsi que la magnitude limite théoriques d'un télescope terrestre sont donc diminués à cause de ces mêmes perturbations. Pour remédier à ce problème, il est donc nécessaire de quitter l'atmosphère terrestre. Une autre solution, l'optique adaptative, permet également de réduire la perte de qualité de l'image.

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24 *Astronomie à ultraviolets: L'astronomie en ultraviolets fait référence aux observations aux longueurs d'ondes correspondant à l'ultraviolet, c'est-à-dire entre ~ 100 et 3200 Å (10 à 320 nm). La lumière de ces longueurs est absorbée par l'atmosphère de la terre, les observations de ces longueurs d'ondes se font donc depuis la haute atmosphère ou depuis l'espace. L'astronomie à ultraviolets est plus indiquée pour l'observation du rayonnement thermique et des raies spectrales des étoiles bleues chaudes (étoiles OB) qui sont très lumineuses dans ce domaine. Cela comprend les étoiles bleues des autres galaxies, qui ont été les cibles de plusieurs études sur le sujet. D'autre objets sont aussi couramment observés en UV, comme les nébuleuses planétaires, les rémanents de supernovae ou les noyaux galactiques actifs. Cependant, la lumière ultraviolette est facilement absorbée par la poussière interstellaire, les mesures ont donc besoin d'être corrigée de l'extinction.

25 *Astronomie des rayons X: L'astronomie des rayons X consiste en l'étude des objets astronomiques à des longueurs d'ondes correspondant aux rayons X, autrement dit allant d'environ 0,1 à 100 Å (0,01 à 100 nm). Typiquement, les objets émettent des rayons X comme des émissions synchrotron (produit par des électrons oscillant autour des lignes d'un champ magnétique), des émissions thermiques provenant de gaz fins (appelé rayonnement continu de freinage) qui est au dessus de 107 kelvins, ainsi que des émissions thermiques de gaz épais (appelé rayonnement du corps noir) dont la température est supérieure à 107 kelvins. Puisque les rayons X sont absorbés par l'atmosphère de la terre, toute observation en rayons X doit être effectuée par des ballons de haute altitude, par des fusées, ou par un engin spatial. Parmi les sources de rayons X notable, nous pouvons citer les binaires X, les pulsars, les rémanents de supernovae, les galaxies elliptiques ou actives, et les amas de galaxies.

26 *Astronomie des rayons gamma: L'astronomie des rayons gamma concerne les plus petites longueurs d'ondes du spectre électromagnétique. Les rayons gamma peuvent être directement observées par des satellites tels que le Compton Gamma-Ray Observatory. La majorité des rayons gamma proviennent en réalité des sursauts gamma, des objets qui produisent un rayonnement gamma intense pour une durée variant de quelques millisecondes à quelques milliers de secondes. Seulement 10 % des sources de rayons gamma sont permanentes. Parmi ces émetteurs stables de rayons gamma, on retrouve les pulsars, les étoiles à neutrons, et les trous noirs, au même titre que les galaxies actives.

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28 *Astronomie amateur: Les astronomes amateurs observent une variété d'objets célestes, au moyen d'un équipement qu'ils construisent parfois eux-mêmes. Les cibles les plus communes pour un astronome amateur sont la Lune, les planètes, les étoiles, les comètes, les essaims météoritiques, ainsi que les objets du ciel profond que sont les amas stellaires, les galaxies et les nébuleuses. Une branche de l'astronomie amateur est l'astrophotographie, consistant à photographier le ciel nocturne. Une partie des amateurs aiment se spécialiser dans l'observation d'un type d'objet particulier. La plupart des amateurs observent le ciel au longueurs d'ondes visibles, mais une minorité travaille avec des rayonnements hors du spectre visible. Cela comprend l'utilisation de filtres infrarouges sur des télescopes conventionnels, ou l'utilisation de radiotélescopes. Le pionnier de la radioastronomie amateur était Karl Jansky qui a commencer à observer le ciel en ondes radio dans les années Un certain nombre d'amateurs utilisent soit des télescopes fabriqués de leur mains, soit des télescopes qui ont été construits à l'origine pour la recherche astronomique mais qui leur sont maintenant ouverts (par exemple le One-Mile Telescope) Une certaine frange de l'astronomie amateur continue de faire progresser l'astronomie. En fait, il s'agit de l'une des seules sciences où les amateurs peuvent contribuer de manière significative. Ceux-ci peuvent effectuer les calculs d'occultation qui servent à préciser les orbites des planètes mineures. Ils peuvent aussi découvrir des comètes, effectuer des observations régulières d'étoiles doubles ou multiples. Les avancées en technologie numérique ont permis aux amateurs de faire des progrès impressionnants dans le domaine de l'astrophotographie.

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30 Le Soleil fait partie d'une galaxie constituée de matière interstellaire et d'environ 200 milliards d'étoiles : la Voie lactée. Il se situe à 15 parsecs du plan équatorial du disque, et est distant de parsecs (environ années-lumière) du centre galactique. Dans cette révolution galactique le Soleil, comme les autres étoiles du disque, ont un mouvement oscillant autour du plan galactique qui attire les étoiles ayant une orbite non confondue avec ce plan. Ce qui est différent de la dynamique planétaire où le Soleil peut être considéré comme le seul attracteur de chacun de ses satellites (en première approximation). Notre étoile traverse(- rait) ce plan tout les 30 millions d'années environ. Le demi grand axe de l'orbite de la Terre autour du Soleil, km, fut la définition originale de l'unité astronomique (ua). Le symbole astronomique et astrologique du Soleil est un cercle avec un point en son centre :

31 Définition de système solaire 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 huit planètes, leurs 165 satellites naturels connus (appelés usuellement des « lunes »), les cinq planètes naines, et les milliards de petits corps (astéroïdes, objets glacés, comètes, météoroïdes, poussière interplanétaire, etc.).

32 De fa ç on sch é matique, le syst è me solaire est compos é du Soleil, de quatre plan è tes telluriques internes, d'une ceinture d'ast é ro ï des compos é e de petits corps rocheux, quatre g é antes gazeuses externes et une seconde ceinture appel é e ceinture de Kuiper, compos é e d objets glac é s. Au-del à de cette ceinture se trouve un disque d objets é pars, nomm é suivant la th é orie avanc é e par Jan Oort, le nuage d'Oort. De la plus proche à la plus é loign é e (du Soleil), les plan è tes du syst è me se nomment Mercure, V é nus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Six de ces plan è tes poss è dent des satellites en orbite et chacune des plan è tes externes est entour é e d un anneau plan é taire de poussi è re et d autres particules. Toutes les plan è tes, except é la Terre, portent les noms de dieux et d é esses de la mythologie romaine. Les plan è tes naines portent les noms de divinit é s diverses. On en d é nombre cinq au 17 septembre Ce sont : Pluton, le plus ancien objet connu de la ceinture de Kuiper, C é r è s, le plus grand objet de la ceinture d ast é ro ï des, É ris la plus grosse des plan è tes naines, qui se trouve dans le disque des objets é pars, Makemake et Haumea objets de la ceinture de Kuiper. Les plan è tes orbitant au- del à de Neptune (ce qui est le cas de quatre d'entre-elles) sont é galement classifi é es comme pluto ï des. Par extension, le terme « syst è me solaire » est employ é pour d é signer d autres syst è mes plan é taires ; on parle plutôt de « syst è me stellaire

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34 Le Soleil (Sol en latin, Helios en grec) est l'étoile de notre système solaire. Autour de lui gravitent la Terre, sept autres planètes, trois planètes naines (re-)connues, des astéroïdes, des météoroïdes, comètes et de la poussière interstellaire. Le Soleil représente à lui seul plus de 99 % la masse du système solaire ainsi constitué. L'énergie solaire, transmise par ensoleillement, rend possible la vie sur Terre par apport de chaleur et de lumière, permettant la présence d'eau à l'état liquide et la photosynthèse des végétaux. Le rayonnement du Soleil est aussi responsable des climats et de la plupart des phénomènes météorologiques observés sur notre planète. La densité thermique à la surface de la Terre est de 99,98 % d'origine solaire.

35 La formation de système solaire Tout modèle de la formation du système solaire doit être en mesure d'expliquer l'état actuel de celui-ci. Avant de voir comment notre système s'est formé, rappelons donc quelques-unes de ses caractéristiques. Le système solaire contient huit planètes. Celles-ci peuvent être classées en deux groupes : les planètes telluriques, de dimension et de masse réduites mais de forte densité (Mercure, Vénus, la Terre et Mars), et les géantes gazeuses, de grandes dimension et masse mais de faible densité (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Les orbites des planètes autour du Soleil sont à peu près toutes contenues dans un même plan, appelé le plan de l'écliptique, et le système solaire apparaît donc très aplati de l'extérieur. C'est d'ailleurs pour cette raison que pour un observateur terrestre les planètes semblent toujours se déplacer dans une bande très étroite du ciel appelée le Zodiaque. Une caractéristique importante car contraignante pour les modèles de formation est la répartition du moment angulaire. Cette grandeur caractérise la rotation ou la révolution d'un corps et s'obtient en combinant la masse, la vitesse de déplacement angulaire et la distance à l'axe de rotation ou de révolution. La théorie montre que le moment angulaire d'un système isolé doit être invariable dans le temps. Le système solaire lors de sa formation avait donc un moment angulaire identique à celui que nous pouvons encore mesurer à l'heure actuelle. Par contre, la répartition du moment entre le Soleil et les planètes peut très bien avoir varié. De nos jours, alors que notre étoile contient à elle seule 99 pour cent de la masse totale du système solaire, elle ne contient que 3 pour cent de son moment angulaire total. Ceci est un point très important qui permet d'éliminer les théories trop simplistes incapables d'expliquer la distribution actuelle.

36 Passons donc à l'histoire de la formation de notre système. La description qui suit est un modèle globalement admis, même si ses détails font encore l'objet de maintes discussions. Au départ, il y a environ 10 milliards d'années, ce qui deviendra un jour le système solaire n'est qu'une fraction minuscule d'un gigantesque nuage d'hydrogène et d'hélium qui poursuit son ballet autour du centre galactique. Au fur et à mesure que le temps passe, ce nuage se contracte doucement et s'enrichit en éléments plus lourds lors de l'explosion d'étoiles massives proches, ce qui explique que l'abondance actuelle d'éléments lourds est de l'ordre de 2 pour cent. Finalement, il y a 4,6 milliards d'années, sous l'effet de sa propre gravité, ce nuage s'effondre sur lui- même et se fragmente en une série de nuages de dimension plus réduite dont l'un deviendra le système solaire.

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38 Les composants de système solaire Le Système Solaire est constitué par l'ensemble du Soleil et des astres qui gravitent autour de lui. Au centre se situe le Soleil, une étoile relativement petite mais qui contient néanmoins 99,86% de la masse de tout le système solaire. De par sa masse, l'intérieur du Soleil atteint une densité et une température telles que des réactions de fusion nucléaire peuvent se produire en son sein, dégageant de ce fait d'énormes quantités d'énergie. La plus grande partie de cette énergie est libérée dans l'espace sous forme de radiation électromagnétique, principalement sous forme de lumière visible. Le Soleil émet aussi un flux de particules chargées appelé le vent solaire. Ce vent solaire interagit fortement avec la magnétosphère des planètes et contribue à éjecter les gaz et poussières en dehors du système solaire.

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40 Les planètes et leurs satellites naturels Selon la dernière définition de l'Union astronomique internationale (UAI), « une planète est un corps céleste (a) qui est en orbite autour du Soleil, (b) qui possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique (forme sphérique), et (c) qui a éliminé tout corps se déplaçant sur une orbite proche ».Selon cette définition, huit planètes ont été recensées dans notre système solaire : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.Cette définition fut approuvée le 24 août 2006, en clôture de la 26e Assemblée Générale de l'Union astronomique internationale (UAI) par un vote à main levée d'environ 400 scientifiques et astronomes après dix jours de discussions. En complément, l'UAI a créé une nouvelle classe d'objets : les planètes naines dont les premiers membres sont (134340) Pluton, (1) Cérès et (136199) Éris. Précédemment, Pluton était considéré comme la 9e planète.Par extension, tout astre répondant à ces critères et gravitant autour d'une autre étoile que le Soleil est qualifié d'exoplan

41 La formation des planètes Dans le disque protoplanétaire, les atomes s'agglomèrent au fur et à mesure de leurs rencontres pour devenir des poussières. Celles-ci se regroupent elle-même pour former des petits corps appelés planétésimaux. Cette étape dure quelques millions d'années. Du fait de la turbulence dans le disque apparaissent des fluctuations de densité qui évoluent et aboutissent à des corps de grande dimension, dans un processus appelé l'accrétion. Ces corps continuent à capturer les planétésimaux qu'ils trouvent sur leur chemin et atteignent finalement le stade de planète. La principale phase d'accrétion se termine il y environ 4,4 milliards d'années, même si d'intenses bombardements se poursuivent encore pendant un milliard d'années. L'aspect final des planètes dépend de la distance au Soleil. Près de celui-ci, les éléments légers reçoivent beaucoup d'énergie et sont trop chauds pour se condenser. Le matériau qui constitue ces planètes est donc riche en éléments lourds, tels le fer ou le silicium, ce qui explique leur forte densité. Loin du Soleil, l'accrétion de planétésimaux est à l'origine d'un noyau dense qui constitue le point de départ pour une croissance ultérieure. Autour de ce noyau s'accumule une enveloppe de gaz et l'on aboutit à une planète très volumineuse et massive, mais essentiellement constituée d'hydrogène et donc peu dense

42 Nom de la planète MercureVénusTerreMarsJupiterSaturneUranusNeptune(134340) Pluton Nombre de satellites 0o Demi grand axe en unités astronomique 0, , , ; ; , , , ,54470 Demi grand en millions km 57, , , , , , , , ,803 Excentricité de lorbite 0,205630,006770,016710,093400,048500,055550,046380,009460,2490 Inclinaison de lorbite sur lécliptique 7°,00503°,39470°1°,84971°,30332°,48890,°77321°,770017°,1422 Inclinaison de léquateur sur lécliptique 0,01°177,36°23,44°25;73°3,13°26,73°97,86°28,31°122,52° Période de révolution sidérale 87,9693jr224,701jr365,256jr1an et321,73 0jr 11ans et314,8jr 29ans et166,98j r 84ans et7,48jr164ans et281;3 247ans et362jr Période de rotation 58,65jr243,02jr23,935h24,62h9,92h10,66h17,24h16,24h6,39jr Diamètre apparent équatorial ma ximal 13,0365,425,750,120,84,12,110,1 Diamètre équatorial (Terre=1) 0,38250,948810,532611,20899,43354,00733,88260,1874 Diamètre équatorial en km 4879,412103,612756, Aplatissemen t 001/298,2571/1541/15,41/10,21/441/590 Volume(Terre =1) 0,0560,8510; ,957,50,007 Masse(soleil= 1) 1/ /408523, 71 1/332946,0 4 1/ /1047, /3498,7 7 1/2290,351/19416,31/1,56.10 Masse(Terre= 1) 0,0550,81510,107317,8395,1614,5417,150,0021 Masse(Kg)3, , , , , , , , , Masse(Kg)pla nète+satellite s 3,30184,86856,04716,41851,8995,6868,6841,02461,432 Densité(Terr e=1) 0,9340,9510,710,240,1250,230,300,31 Densité(Eau=1 ) 5,435,245,5153,931,330,691,271,641,73 Pesanteur à la surface 0,380,9010,382,531,070,901,140,06 Diamètre apparent du soleil de la planète 1°2344°32°21°6°3°21°1°40°1°49° Magnitude du soleil vu de la planète -28;9-27,5-26,8-25,9-23,2-21,9-20,4-19,4-18,8

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