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 99,85 % de toute la masse connue du Système solaire et le domine gravitationnellement^[20]. Les huit planètes et Pluton représentent ensuite 0,135 % de la masse restante, Jupiter et Saturne représentant 90 % de celle-ci à elles seules^[24],[25]. Les objets restants (y compris les autres planètes naines, les satellites naturels, les astéroïdes et les comètes) constituent ainsi ensemble environ 0,015 % de la masse totale du Système solaire^[24].

La plupart des grands objets en orbite autour du Soleil le sont dans un plan proche de celui de l’orbite terrestre, le plan de l'écliptique^[20]. 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^[26],[27]. 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^[28]. Il existe toutefois des exceptions, comme la comète de Halley orbitant dans un sens rétrograde^[29]. 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, comme Uranus dans une certaine mesure^[30].

Le plan de 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 (par ordre d'éloignement au Soleil) : Mercure, Mars et Saturne.

Le Système solaire se compose essentiellement, pour ses objets les plus massifs, 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^[31][32]. 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^[33].

La plupart des planètes du Système solaire ont leur propre système secondaire, comprenant notamment des satellites naturels en orbite autour d'eux^[31]. Deux satellites, Titan (autour de Saturne) et Ganymède (autour de Jupiter), sont plus grands que la planète Mercure^[34]. Dans le cas des quatre planètes géantes, des anneaux planétaires — de fines bandes de minuscules particules — composent également l'entourage de la planète^[35]. La plupart des plus grands satellites naturels sont en rotation synchrone, c'est-à-dire qu'ils présentent en permanence une même face à la planète autour de laquelle ils gravitent^[36].

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^[37]. Les objets plus proches du Soleil (dont les demi-grands axes sont plus petits) se déplacent plus rapidement, car ils sont plus affectés par son influence gravitationnelle^[37]. 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^[37]. Les orbites des planètes sont presque circulaires, mais de nombreuses comètes, astéroïdes, objets de la ceinture de Kuiper et du nuage de Oort peuvent suivre des orbites très diverses, pouvant être hautement elliptiques — présentant une très grande excentricité orbitale — ou encore s'éloigner du plan de l'écliptique avec une forte inclinaison orbitale^[37].

Bien que le Soleil domine le système en masse, il ne représente qu'environ 0,5 % à 2 % de son moment cinétique^{[20],[38],[39]}. Les planètes représentent ainsi la quasi-totalité 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 est peut-être également significative^[39]. Par exemple, Jupiter représente à elle seule environ 60 % du moment cinétique total^[38].

Le Soleil, qui comprend presque toute la matière du Système solaire, est composé en masse d'environ 70 % d'hydrogène et de 28 % d'hélium^[20]. 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^[40],[41]. 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^[42]. 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^[43],[44]. 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^[44]. Les glaces composent la majorité des satellites des planètes géantes et sont en plus grandes 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^[42],[45]. Ensemble, les gaz et les glaces sont désignés sous le nom de substances volatiles^[46]. 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^[47],[48].

Distances et échelles

Mars et Jupiter vues depuis Queens, quartier à New York, en juin 2022.

La distance moyenne entre la Terre et le Soleil définit l'unité astronomique, qui vaut par convention près de 150 millions de kilomètres^[49]. 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^[25]. 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^[25]. Par le passé, des astronomes ont tenté de déterminer une relation entre ces distances orbitales, notamment par la loi de Titius-Bode, mais aucune thèse de ce type n'a finalement été validée^{[50],[51],[52]}.

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^[53],[54]. Le plus grand modèle de ce type, le Système solaire suédois, utilise l'Avicii Arena 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^[55],[56].

Distances de différents corps du Système solaire au Soleil. Les côtés gauches et droits de chaque barre 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 (1,4 million de kilomètres) et de la plus grande planète Jupiter (0,14 million de kilomètres) sont tous les deux trop petits pour apparaître en comparaison sur ce diagramme.

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 et une surface solide^[93],[89]. Par ailleurs, elles ont peu ou pas de satellites naturels et aucun système d’anneaux^[36]. 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^[93]. 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^[93],[94].

Le terme « planète interne » est distinct de « planète inférieure », qui désigne en général les planètes plus proches du Soleil que la Terre, soit Mercure et Vénus ; de même concernant « planète externe » et « planète supérieure »^[95],[96].

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) et la plus massive des planètes telluriques ainsi que la plus dense du Système solaire^[113],[114]. Elle est notamment le seul objet céleste connu pour abriter la vie^[115],[116]. 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^[117]. L'axe de rotation de la Terre possède une inclinaison de 23°, ce qui cause l'apparition de saisons^[118],[113].

La Terre possède un satellite en rotation synchrone autour d'elle, la Lune, le seul satellite significativement grand d'une planète tellurique dans le Système solaire^[115],[119]. Selon l'hypothèse de l'impact géant, ce satellite s'est formé à la suite d'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^{[36],[119],[120]}. L'interaction gravitationnelle avec son satellite crée les marées, stabilise son axe de rotation et réduit graduellement sa vitesse de rotation^[36],[119]. La planète évolue également dans un disque de poussière autour du Soleil^[121].

Son enveloppe rigide — appelée la lithosphère — est divisée en différentes plaques tectoniques qui migrent de quelques centimètres par an^[122]. Environ 71 % de la surface de la planète est couverte d'eau liquide — fait unique parmi les planètes telluriques, avec notamment des océans, mais aussi des lacs et rivières, constituant l'hydrosphère — et les 29 % restants sont des continents et des îles, tandis que la majeure partie des régions polaires est couverte de glace^[93],[122]. 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^[119]. 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^{[103],[115],[117]}. Celle-ci augmente également la température moyenne de 33 kelvins par effet de serre, la faisant atteindre 288 K (15 °C) et permettant l'existence d'eau liquide^[115].

• Images du système Terre-Lune
• 
  Image composite de l'hémisphère ouest terrestre réalisée à partir de données satellites par la NASA en 2007.
• 
  Image composite de l'hémisphère est terrestre réalisée à partir de données satellites par la NASA en 2007.
• 
  Les trois zones où la vie est présente sur Terre : lithosphère, hydrosphère et atmosphère.
• 
  Lever de Terre, pris par William Anders en 1968 durant la mission Apollo 8 vers la Lune.
• 
  Un Homo sapiens originaire de la Terre (Buzz Aldrin) pris en photo sur la Lune en 1969.

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[98]	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[106]	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°[alpha 5]
Terre[113]	6 378,137 km	e24/5.97245,972 4 × 1024 kg	9,780 m/s2 (0,997 32 g)	23,44°
Mars[123]	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

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

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^[135],[136]. Une région de forme torique située entre les orbites de Mars et de Jupiter, principalement à une distance allant de 2,3 à 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^[137].

La ceinture d'astéroïdes s'est formée à partir de la nébuleuse solaire primordiale en tant que groupe de planétésimaux^[138]. 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^[138]. 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^[138]. La ceinture d'astéroïdes est toujours la source principale de météorites reçues sur Terre^[139].

Elle contiendrait entre un et deux millions d'astéroïdes plus larges qu'un kilomètre, certains comportant des lunes parfois aussi larges qu'eux-mêmes, mais peu dépassent les 100 kilomètres de diamètre^[136],[140]. La masse totale de la ceinture d'astéroïdes vaut environ 5 % 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^{[141],[136],[137]}.

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), mais ont également tendance à avoir des compositions de surface proches^[142],[143]. Les familles sont supposées être des fragments de collisions passées entre astéroïdes tandis que les groupes découlent seulement de phénomènes dynamiques non collisionnels et jouent un rôle plus structurant dans la disposition des planètes mineures au sein du Système solaire^[143]. Parmi les principaux groupes, on peut par exemple citer le groupe de Hilda, situé en périphérie externe de la ceinture entre 3,7 et 4,1 ua et dont les astéroïdes sont en résonance 3:2 avec Jupiter, ou le groupe de Hungaria, qui se trouve lui en périphérie interne entre 1,8 et 2 ua^{[144][145],[146]}.

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)^[136].

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 21 janvier 2023 (périhélie de Jupiter) au 2 décembre 2034 (aphélie de Jupiter).

Les quatre planètes extérieures, ou planètes géantes, représentent collectivement 99 % de la masse connue pour orbiter autour du Soleil^[24],[25]. Jupiter et Saturne représentent ensemble plus de 400 fois la masse terrestre et sont constituées en grande partie d'hydrogène et d'hélium, d'où leur désignation de géantes gazeuses ; ces compositions, assez proches de celle du Soleil quoique comprenant plus d'éléments lourds, impliquent qu'elles ont des densités faibles^[95],[155]. Uranus et Neptune sont beaucoup moins massives — faisant environ 20 masses terrestres chacune — et sont principalement composées de glaces, justifiant qu'elles appartiennent à la catégorie distincte des géantes de glaces^[156]. Les quatre planètes géantes possèdent 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^[135]. Si elles n'ont pas de surface solide, elles possèdent des noyaux de fer et de silicates allant de quelques à plusieurs dizaines de masses terrestres^[95].

Le terme « planète externe » n'est pas strictement synonyme de « planète supérieure » ; le second désigne en général les planètes en dehors de l'orbite terrestre et comprend donc à la fois toutes les planètes externes et Mars^[95],[96].

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[alpha 7]	Masse	Gravité de surface[alpha 8]	Inclinaison de l’axe
Jupiter[40]	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 [41]	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[173]	25 559 km (4,007 Terres)	e24/86.81386,813 × 1024 kg (14,54 Terres)	8,69 m/s2 (0,889 g)	97,77°[alpha 9]
Neptune [180]	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, définis en première approximation comme des astéroïdes orbitant entre Jupiter et Neptune et dont l'orbite croise celle d'une des planètes géantes ; leurs caractéristiques partageant celles des comètes et des astéroïdes sont à l'origine de leur nom d'après une créature mythologique hybride, le centaure^[188]. Certaines définitions sont plus précises et légèrement divergentes, selon le Centre des planètes mineures, la JPL Small-Body Database et le Deep Ecliptic Survey^{[188],[189],[190],[191]}.

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^[192],[193]. 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^[194],[195].

Le premier centaure découvert selon la définition actuelle du Jet Propulsion Laboratory est (944) Hidalgo (5,74 ua) en 1920^[196], mais c'est la découverte de (2060) Chiron (13,63 ua), en 1977, qui fait prendre conscience aux astronomes de cette population distincte^[197],[198]. Ce dernier est d'ailleurs le premier centaure indiqué dans la liste du Centre des planètes mineures^[189]. Comme certains étaient déjà numérotés dans une catégorie ou que la distinction entre leur caractère d'astéroïde et de comète est souvent difficile, de nombreux centaures possèdent plusieurs dénominations ; par exemple, Chiron est également officiellement désigné 95 P/Chiron^[199].

Le plus grand centaure connu, (10199) Chariclo (15,82 ua), mesure de 200 à 300 km de diamètre et possède un système d'anneaux^{[200],[201],[202]}. Comme les centaures 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^[193] à plus de 10 000 000^[203],[204]. 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 et provenant de la ceinture de Kuiper^[205].

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^[206]. Ces deux derniers sont notamment à la fois des centaures et des comètes, ou astéroïdes cométaires^[207],[208].

Ceinture de Kuiper

Diagramme des objets connus dans la ceinture de Kuiper (échelle en ua, époque janvier 2015).

Soleil Astéroïdes troyens de Jupiter Planètes géantes : J S U N 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, ou plus rarement ceinture d'Edgeworth-Kuiper, est la principale structure de la région transneptunienne^[243]. Il s'agit d'un grand anneau de débris similaire à la ceinture d'astéroïdes, mais plus étendu — grossièrement de 30 à 55 ua du Soleil — et de 20 à 200 fois plus massif^[242]. Il pourrait toutefois s'étendre après la falaise de Kuiper jusqu'à une centaine d'unités astronomiques avec une densité beaucoup plus faible^[244]. Sa forme est assimilable à celle d'un tore, la majorité des objets s'étendant à moins de 10° de chaque côté du plan de l'écliptique^[242]. On estime à 100 000 le nombre d'objets de la ceinture de Kuiper d'un diamètre supérieur à 50 km, mais leur masse totale est estimée inférieure au dixième de celle de la Terre, voire à seulement quelques pourcents de celle-ci^{[245],[246],[247]}. Le nombre d'objets plus grands qu'un kilomètre serait de l'ordre du milliard^[245].

Comme la ceinture principale, elle est principalement composée de petits corps, vestiges du disque d'accrétion du Soleil qui ont grossi par collisions^[248], et d'au moins trois planètes naines : (134340) Pluton (39,45 ua), (136108) Hauméa (43,23 ua) et (136472) Makémaké (45,71 ua)^[249]. Plusieurs des autres plus gros objets de la ceinture, tels (90482) Orcus (39,45 ua), (20000) Varuna (42,78 ua) ou (50000) Quaoar (43,25 ua), pourraient éventuellement être reclassés comme planètes naines^[13],[14]. En revanche, tandis que la ceinture d'astéroïdes est principalement composée de corps rocheux et métalliques, les objets de la ceinture de Kuiper seraient — l'étude d'objets si distants et si petits étant difficile — majoritairement constitués de composés volatils gelés comme le méthane, l'ammoniac ou l'eau^{[250],[251],[252]}. Cette région serait également la principale source des comètes de courte période^[228]. De nombreux 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^{[253],[254],[255]}.

La ceinture de Kuiper peut être grossièrement divisée entre les objets « classiques » et les objets en résonance avec Neptune^[242],[250]. Ces derniers sont ensuite nommés en fonction de leur rapport de résonance ; par exemple, ceux en résonances 2:3 — la résonance la plus peuplée, comptant plus de 200 objets connus — sont appelés plutinos tandis que ceux en résonance 1:2 sont des twotinos^[256]. 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, entre les plutinos et les twotinos^{[244],[257],[258]}. 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^[257]. Environ deux tiers des objets transneptuniens connus sont des cubewanos^[257].

Makémaké et Hauméa

Vue d'artiste, à l'échelle, des plus grands objets transneptuniens et leurs satellites, les quatre du haut étant classés comme planètes naines et les suivants comme candidats à cette catégorie.

Les deux autres planètes naines de la ceinture de Kuiper sont (136472) Makémaké et (136108) Hauméa^[249].

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 grâce à son albédo très élevé^[263]. Sa surface est recouverte de méthane et d'éthane mais est, contrairement aux objets transneptuniens, relativement dépourvue de glace d'azote^[264]. La planète naine a une révolution d'une période d'un peu plus de 300 ans, inclinée de 29° par rapport au plan de l'écliptique, et possède au moins un satellite, S/2015 (136472) 1, surnommé MK 2 en l'attente d'une dénomination définitive^[150],[264].

Hauméa (43,13 ua) est sur une orbite similaire à Makémaké, mais est dans une résonance orbitale temporaire 7:12 avec Neptune^[150],[265]. Elle possède une période de rotation très rapide de moins de quatre heures et une forme ellipsoïdale similaire à un ballon de rugby d'une taille comparable à celle de Pluton dans son plus grand axe^[266],[267]. Elle est entourée d'un fin anneau sombre — fait unique pour un objet transneptunien et une planète naine — et de deux satellites, Hiʻiaka et Namaka^[150]. Il est également supposé qu'elle est le composant principal d'une famille collisionnelle d'objets transneptuniens ayant des orbites proches, la famille de Hauméa, qui serait le résultat d'un fort impact responsable de ses caractéristiques inhabituelles^[267].

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^[268]. Leur distance au Soleil varie considérablement du fait de leur importante excentricité orbitale, la plupart des objets épars possédant un périhélie d'environ 30 à 35 ua et un aphélie pouvant atteindre les 150 ua. De façon typique, leur orbite est fortement inclinée et dépasse souvent les 40°^[269]. Similairement à la ceinture de Kuiper, le nombre d'objets plus grands qu'un kilomètre serait de l'ordre du milliard^[245].

Ces orbites extrêmes seraient une conséquence de l'influence gravitationnelle des planètes géantes, ces objets provenant potentiellement de la ceinture d'astéroïdes, mais ayant été éjectés par l'influence de Neptune lors de leur formation^[270]. Ils ne se distinguent pas nettement des objets détachés, qui eux sont suffisamment éloignés pour ne plus être affectés par les planètes géantes^[245].

Éris

(136199) Éris (67,65 ua) est le plus gros objet épars connu^[271]. Il provoque une controverse puis une clarification du statut de planète à sa découverte, car il est d'une taille similaire à celle de Pluton, alors considérée comme une planète, ce qui lui vaut d'être nommé d'après la déesse grecque de la discorde, Éris^{[272],[273],[274]}. Il s'agit de la deuxième plus grande planète naine du Système solaire, par son diamètre de 2 326 kilomètres, et de la plus massive, par sa masse de 27 % supérieure à celle de Pluton^[271],[275]. Son orbite est très excentrique, au périhélie d'environ 38 ua et à l'aphélie d'environ 97 ua, soit une excentricité orbitale de 0,44 ; elle forme par ailleurs un grand angle avec le plan de l'écliptique, présentant une inclinaison orbitale supérieure à 44°^[271]. Éris possède une lune, Dysnomie^[273],[274].

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.

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^[72].

Schéma de l'héliosphère, de l'onde de choc et 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 ua du Soleil en arrière de sa trajectoire^[72],[276]. Le vent ralentit alors considérablement, se condense et devient plus turbulent, formant une grande structure ovale, l'héliogaine^[276]. Celle-ci ressemblerait et se comporterait de façon assez similaire à une queue de comète, s'étendant de quelques dizaines d'unités astronomiques dans le sens de la trajectoire du Soleil et bien davantage dans la direction opposée^[72].

La limite externe de l'héliosphère, l'héliopause, est le point où le vent solaire s'éteint et où débute l'espace interstellaire^[277]. La forme de l'héliopause serait affectée par les interactions avec le milieu interstellaire ainsi que par des facteurs internes comme les éruptions solaires ou le champ magnétique solaire^[72]. Voyager 1 est le premier objet créé par l'humain à passer ce point, en août 2012^[72],[278]. Au-delà de l'héliopause, à environ 230 ua du Soleil, se trouverait l'arc de choc, une zone de plasma interstellaire ralenti par sa rencontre avec l'héliosphère au cours du trajet du Soleil à travers la Voie lactée^[72],[279].

Objets détachés

Image de la découverte de (90377) Sedna à l'Observatoire Palomar en 2003.

Les objets détachés sont une classe particulière d'objets transneptuniens dont le périhélie est suffisamment éloigné du Soleil pour ne quasiment plus être influencés par Neptune, d'où leur nom^[280]. Ceux dont le périhélie est supérieur à 50 ua sont les sednoïdes^[280].

Nuage de Hills et nuage de Oort

Représentation des échelles du Système solaire en échelle logarithmique, du Soleil à Alpha Centauri, montrant l'important nuage de Oort.

Le nuage de Oort est un nuage sphérique hypothétique comptant jusqu'à mille milliards d'objets glacés et qui pourrait être la source des comètes à longue période^[245]. Il entourerait le Système solaire avec une forme sphérique et cette coquille pourrait s'étendre de 10 000 ua jusqu'à peut-être jusqu'à plus de 100 000 ua (1,87 al)^[245]. Il serait composé de comètes éjectées du Système solaire interne à cause des interactions gravitationnelles des planètes géantes, notamment Jupiter^[244]. L'extrême majorité des comètes du Système solaire y seraient situées, leur nombre estimé étant de l'ordre du billion (10¹²)^[241],[237]. La masse totale de ces objets serait d'environ une masse terrestre^[245].

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^[284],[285]. Malgré des découvertes comme celle de Sedna, la zone située entre la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort reste majoritairement inconnue^[244].

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 située entre quelques centaines et quelques dizaines de milliers d'unités astronomiques du Soleil. Il serait beaucoup plus épars que le nuage de Oort^[245].

Limites

La surface où le Système solaire se termine et où le milieu interstellaire commence n'est pas définie 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 du Soleil à Pluton, 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^[286],[244]. Cela correspond à deux années-lumière, soit la moitié de la distance à l'étoile la plus proche Alpha Centauri, et pourrait s'étendre jusqu'à environ un parsec (3,26 al)^[244].

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 entre 100 et 400 milliards d'étoiles^{[287],[288],[289]}. Le Soleil réside dans l'un des bras spiraux externes de la galaxie, le bras d'Orion, ou bras local, à une distance de (8 178 ± 26) parsecs, soit (26 673 ± 83) années-lumière, du centre galactique^[5],[290]. Sa vitesse de rotation dans la galaxie est de près de 250 km/s, il en fait donc le tour tous les 220 à 250 millions d'années environ^[290],[289]. Cette révolution est l'année galactique du Système solaire^[291]. De plus, la trajectoire du Soleil oscille perpendiculairement au plan galactique environ 2,7 fois par orbite^[292]. 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^[290],[293]. Le plan de l'écliptique forme un angle de 62,87° par rapport au plan galactique^[294].

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^[295],[296]. Étant donné 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 connaître de longues périodes de stabilité interstellaire, permettant que la vie apparaisse et se développe^[295].

Le Système solaire orbite également en périphérie de la galaxie, loin du centre galactique dont la densité d'étoiles est beaucoup plus élevée autour du trou noir supermassif central Sagittarius A*, d'une masse de plus de quatre millions de fois celle du Soleil^[287]. 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^[66]. À l'échelle du temps de vie du Système solaire, un croisement d'une autre étoile à 900 ua reste cependant statistiquement possible et provoquerait de tels effets^[66]. Le rayonnement intense du centre galactique pourrait également interférer avec le développement de formes de vie complexes^[295]. 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 35 000 ans passés, en émettant des morceaux de cœur stellaire vers le Soleil sous forme de poussières radioactives ou de corps ressemblant à des comètes^[297].

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^[66]. Cette dernière est une cavité du milieu interstellaire en forme de sablier d'environ 300 années-lumière (al) de large^[298]. La bulle contient du plasma à haute température et très dilué, ce qui suggère qu'elle est le produit de plusieurs supernovas récentes^[298]. 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^[299],[300].

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 al^[290],[301]. 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 al. 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 al de la Terre^[302]. Auparavant, Gliese 581 c tenait cette place, située à 20,4 al^[303].

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)^[290],[301]. La plus grande étoile à moins de 10 al est Sirius, une étoile brillante de la séquence principale située à environ 8,6 al de distance qui ferait environ le double de la masse du Soleil et autour de laquelle orbite une naine blanche nommée Sirius B^[290]. Les deux naines brunes les plus proches sont le système binaire Luhman 16 (6,6 al). Parmi les autres systèmes à moins de dix années-lumière figurent le système binaire Luyten 726-8 (8,7 al) et la naine rouge solitaire Ross 154 (9,7 al)^[304].

L'étoile simple analogue au Soleil la plus proche est Tau Ceti, distante de 11,9 al, qui fait 80 % de la masse du Soleil, mais seulement 60 % de sa luminosité^[301],[305]. L'objet libre de masse planétaire connu le plus proche du Soleil est WISE 0855−0714, un objet d'une masse inférieure à 10 masses joviennes situé à environ 7 al^[306].

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

HL Tauri, une masse stellaire jeune entourée d'un disque protoplanétaire similaire au Soleil lors de sa formation, pris par l'Atacama Large Millimeter Array en 2014^[307].

L'explication la plus couramment acceptée concernant la formation du Système solaire est l'hypothèse de la nébuleuse, évoquée pour les premières fois au XVII^e siècle par René Descartes puis au XVIII^e siècle par Emmanuel Kant et Pierre-Simon de Laplace^{[308],[309],[310]}. Selon cette thèse, la nébuleuse solaire — un nuage de gaz et de poussières — qui a donné naissance au Soleil s'est formée il y a environ 4,567 milliards d'années (Ga) par effondrement gravitationnel d'une partie d'un nuage moléculaire géant^{[311],[312],[313]}. Celui-ci, large de plusieurs années-lumière, a probablement donné naissance à plusieurs étoiles^[314],[315].

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 de supernovas^{[315],[316],[317]}. 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^[318]. Cependant, la présence d'une supernova à proximité d'un disque protoplanétaire reste fortement improbable et d'autres modélisations sont proposées^[319].

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 le Système solaire, ou nébuleuse solaire^[320], a un diamètre entre 7 000 et 20 000 ua^[314],[321] et une masse très légèrement supérieure à celle du Soleil, avec un excès de 0,001 à 0,1 masse solaire^[307]. 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^[316],[312]. Le centre, où la plupart de la masse est accumulée, devient progressivement plus chaud que le disque qui l'entoure^[316],[314]. L'action de la gravité, de la pression gazeuse, des champs magnétiques et de la rotation provoque l'aplatissement de la nébuleuse en un disque protoplanétaire en rotation d'un diamètre d'environ 200 ua et entourant une proto-étoile dense et chaude^{[314],[312],[322],[323]}. Après des millions d'années, la pression et la densité de l'hydrogène au centre de la nébuleuse deviennent suffisamment élevées pour que la protoétoile initie la fusion nucléaire, accroissant sa taille jusqu'à ce qu'un équilibre hydrostatique soit atteint, lorsque l'énergie thermique contrebalance la contraction gravitationnelle ; ces réactions alimenteront l'étoile en énergie pour environ 12 Ga^[311],[324].

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^[325],[326]. Selon les modèles actuels, ceux-ci prennent forme par accrétion : des grains de poussière en orbite autour de la protoétoile centrale s’agglutinent et deviennent des amas de quelques mètres de diamètre formés par contact direct, puis entrent en collision pour constituer des planétésimaux de plusieurs kilomètres de diamètre^{[316],[312],[325],[327]}.

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^[314], 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^{[64],[312],[325]}. Plus loin, les effets gravitationnels de Jupiter empêchent l'accrétion des planétésimaux, formant la ceinture d'astéroïdes^[328]. Encore plus loin après la ligne des glaces, là où les composés glacés volatils peuvent rester solides, Jupiter et Saturne deviennent des géantes gazeuses et deviennent suffisamment massives pour capturer directement l'hydrogène et l'hélium depuis la nébuleuse^[64],[326]. Uranus et Neptune capturent quant à elles moins de matière et sont principalement formées de glaces^{[325],[6],[329]}. Leurs plus faibles densités suggèrent par ailleurs qu'elles possèdent une fraction plus faible de gaz capturés de la nébuleuse et donc qu'elles se sont formées plus tard^[95]. Si les planètes telluriques ont peu de satellites, les planètes géantes possèdent des systèmes d'anneaux et de nombreuses satellites naturels. Nombre de ces derniers, dits « réguliers », proviennent du disque s'accrétant autour de chaque planète comme une formation d'un système planétaire en miniature^[330],[331]. Les autres lunes seraient issues de collisions — par exemple, la formation de la Lune serait la conséquence d'un impact géant — ou de captures d'astéroïdes^[332],[331].

Le temps d'accrétion des planètes serait de l'ordre de quelques millions d'années, bien que les durées de ces scénarios d'accrétion restent contestées^[312]. Il est possible que des planètes géantes se soient agrégées plus rapidement que celles telluriques et que Jupiter soit la plus vieille, atteignant le million d'années^[333],[334]. Lorsque le Soleil se met à produire suffisamment d'énergie, ce qui est estimé à environ dix millions d'années après sa formation, le vent solaire commence à emporter le gaz et les poussières du disque protoplanétaire, mettant fin à la croissance des planètes^{[64],[312],[335]}.

Évolution

Simulation du modèle de Nice montrant les planètes extérieures et la ceinture de Kuiper^[336] :
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 à la suite du 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^[337]. 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^{[287],[338],[339],[340]}. Le courant le plus largement accepté des explications sur les détails de cette hypothèse est le 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^{[341],[342],[343]}. L'hypothèse du Grand Tack suggère par ailleurs que Jupiter et Saturne auraient pu migrer vers l'intérieur du Système solaire peu après leur formation, avant de migrer dans le sens inverse^[332]. Ces migrations des planètes géantes auraient fortement influencé les trajectoires de petits corps du Système solaire et seraient à l'origine de la création de nombreuses comètes, entre autres^[287],[244].

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 Ga, le grand bombardement tardif^{[344],[332],[345]}. Celle-ci serait 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^[133],[346]. En effet, la migration des planètes géantes aurait produit diverses résonances, conduisant à déstabiliser les ceintures d'astéroïdes existantes à cette période^[347],[348]. Cependant, l'existence d'un grand bombardement tardif vient à être sérieusement remise en cause ; il est par exemple défendu par certains astronomes que la forte concentration d'impacts mesurée à cette époque s'appuierait sur un prélèvement de roches dans un seul bassin d'impact lunaire^[349],[350].

En somme, les premiers milliards d'années du Système solaire sont plus « violents » que ce qui est connu actuellement, caractérisés par de nombreuses collisions et changements d'orbites^{[316],[326],[351]}. Toutefois, des phénomènes similaires continuent de se produire, bien que cela soit à une échelle plus faible^[351]. Par ailleurs, les corps du Système solaire ont également connu des évolutions de leur structure interne : certains ont connu des différentiations et formé des noyaux, manteaux et croûtes planétaires, d'autres ont vu apparaître des océans subglaciaires, commencé à générer des magnétosphères ou encore développé puis maintenu une atmosphère planétaire^[352].

Futur

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 % pendant les prochaines 3,5 milliards d'années (3,5 Ga)^[353]. 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 », 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^[354],[355].

Une étoile comme le Soleil a une durée de vie dans la séquence principale estimée entre 9 et 10 Ga tandis que son âge actuel est de 4,567 Ga^[20],[66]. Ainsi, dans le cadre de son évolution, le Soleil deviendra une géante rouge dans plus de 5 Ga : les modèles prédisent qu'il gonflera jusqu'à atteindre environ 250 fois son rayon actuel tout en perdant environ 30 % de sa masse, mais en devenant un millier de fois plus lumineux qu'aujourd'hui^{[66],[353],[356]}. Cette diminution de masse aura pour conséquence de faire s'éloigner les orbites des planètes. 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^[66],[353]. Cependant, d'autres simulations suggèrent que la Terre pourrait également à terme être absorbée par l'atmosphère solaire^[356],[357]. Plus loin, les satellites galiléens devraient être dépourvus de leurs glaces et les températures au niveau de l'orbite de Neptune seraient de l'ordre de celles connues sur l'orbite de la Terre actuellement^[66].

Le Soleil entamera ensuite un nouveau cycle de fusion, 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 ; cela créera dans le même temps des expulsions de masse et la création d'une nébuleuse planétaire autour du Soleil^[358],[356]. Cependant, le manque de combustible empêchera ensuite de compenser la gravité par rayonnement et le Soleil s'effondrera sur lui-même pour devenir une naine blanche très dense et peu lumineuse^[358],[65]. 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^{[358],[65],[357]}.

Ligne de temps synthétisant l'évolution stellaire 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^[37]. Les orbites tournent elles-mêmes autour du Soleil et divers paramètres oscillent, bien que leur agencement général soit stable depuis des milliards d'années^[359]. L'excentricité de l'orbite terrestre, par exemple, oscille avec une période de 2,4 millions d'années (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 dix tous les 10 Ma^{[50],[360],[361]}. On peut cependant retrouver des caractéristiques plus anciennes de l'orbite terrestre (et d'autres planètes) grâce à l'enregistrement géologique du climat et aux cycles de Milanković^[37]. 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^[360],[361]. Par ailleurs, des oscillations plus fines ont été détectées, de périodes allant de 19 000 à 100 000 ans^[37].

Les données contemporaines sont indiquées dans le tableau suivant :

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 planétaire. En effet, la plupart des érudits jusqu'au Moyen Âge tardif puis à la Renaissance perçoivent la Terre comme stationnaire au centre de l'Univers et considèrent qu'elle est catégoriquement différente des objets qui se déplacent dans le ciel. Tout d'abord, le Soleil est perçu comme en rotation autour de la Terre afin d'expliquer le cycle du jour et de la nuit, tandis que les étoiles sont imaginées sur une sphère également en rotation autour de la Terre et que les comètes font partie de l'atmosphère terrestre^[363].

Toutefois, les cinq planètes les plus proches de la Terre (Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne) sont connues depuis la Préhistoire car visibles à l'œil nu^[351]. Les astronomes mésopotamiens parviennent dès le II^e millénaire av. J.-C. à arithmétiquement décrire leurs mouvements dans le ciel terrestre, l'étude de ces positions étant le fondement de leur divination^[364],[365] ; l'astronomie chinoise remplit également ce rôle proche de l'astrologie^[366]. Les astronomes grecs, notamment Eudoxe de Cnide puis Aristote (III^e siècle av. J.-C.), utilisent eux la géométrie et supposent l'existence de sphères concentriques pour chaque planète — qu'ils nomment πλανήτης ou planētēs, signifiant « errant » — s’agençant de façon complexe afin de justifier leurs mouvements irréguliers vus depuis la Terre^[367],[368]. 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 ont une influence dans la culture, étant par exemple à l'origine des noms des jours de la semaine^[369].

Mouvement apparent des planètes vu de la Terre, impliquant un modèle géocentrique complexe.

Tous les astres sont supposés sphériques, comme le sont la Lune ou la Terre, afin de respecter une forme de « perfection divine »^[370]. Le modèle géocentrique d'Aristote est ensuite simplifié par Hipparque (II^e siècle av. J.-C.) puis perfectionné par Ptolémée (II^e siècle) dans son Almageste grâce à l'épicycle, qui suppose une rotation de la Terre sur elle-même et des astres assimilés à des étoiles fixes ; ce modèle sera dominant parmi les savants jusqu'au XVI^e siècle^{[370],[368],[371]}.

Le philosophe grec Aristarque de Samos est le premier à spéculer sur une organisation héliocentrique du cosmos au III^e siècle av. J.-C.^[372],[373]. Certains historiens soutiennent que l'astronome indien Aryabhata l'aurait également fait de façon indépendante vers le V^e siècle — ce qui demeure très contesté^[374] - ^[375].. Bien plus tard, l'astronome polonais Nicolas Copernic est le premier à développer un modèle héliocentrique mathématiquement, au XVI^e siècle, notamment dans son traité Des révolutions des sphères célestes^{[372],[370],[376]}. Alors que le modèle géocentrique nécessite des tracés complexes, le sien est plus simple et permet de mettre en relation la distance des planètes au Soleil et leur période de révolution^[370]. Cependant, son système est considéré absurde par ses contemporains, souvent par considérations religieuses, mais également parce que Tycho Brahe lui oppose l'absence de déplacement visible des étoiles fixes au cours de l'année par parallaxe ; celui-ci existe pourtant, mais est trop faible pour être mesuré avec les instruments de l'époque^[377]. Tycho Brahe propose aussi un compromis, le système tychonique où les planètes tournent autour du Soleil et celui-ci tourne autour de la Terre, mais le modèle héliocentrique devra attendre l'avènement des observations instrumentales pour s'imposer^[377].

Observations instrumentales

Réplique du télescope d'Isaac Newton de 1672 au Musée Whipple d'histoire des sciences de Cambridge.

Les premières observations du Système solaire en tant que tel sont réalisées à partir de la mise au point par les astronomes de la lunette astronomique, puis du télescope, au début du XVII^e siècle^[378]. Galilée est parmi les premiers à découvrir des détails physiques sur d'autres corps grâce à sa lunette : il observe dès 1609 que la Lune est couverte de cratères, que le Soleil possède des taches et que quatre satellites, les satellites galiléens, orbitent autour de Jupiter^[378],[379]. La découverte de satellites d'une autre planète que la Terre associée à l'observation des phases de Vénus permettent de populariser le modèle héliocentrique de Nicolas Copernic^{[35],[380],[381]}. Par ailleurs, elles permettent de légitimer l'idée que les mêmes lois physiques s'appliquent aux autres planètes, ce qui sera ensuite formalisé par les lois de Kepler, puis par la loi universelle de la gravitation proposée par Isaac Newton^[382].

Dessins de Galilée des orbites des satellites galiléens, alors appelés Medicea Sidera, autour de Jupiter, dans Sidereus nuncius en 1610.

L'invention d'un nouvel oculaire convergent permet à Christian Huygens de poursuivre les avancées de Galilée en découvrant Titan, satellite de Saturne, et la forme des anneaux de cette planète, bien qu'il les pense solides^[383],[384]. Ses observations des planètes le font aussi aboutir à une première estimation de la distance Terre-Soleil donnant environ 25 000 rayons terrestres, soit 160 millions de kilomètres, et donc très proche de la valeur réelle^[385]. Jean-Dominique Cassini découvre ensuite quatre autres lunes de Saturne, la division de Cassini dans ses anneaux et la Grande Tache rouge sur Jupiter^{[386],[387],[388]}. Observant des légères variations sur des éphémérides de Io autour de Jupiter en fonction de la direction de la Terre, il propose par ailleurs que la lumière se déplace à une vitesse finie, ce qui est repris sans crédit par Ole Christensen Rømer^[389].

Les questions posées par le fonctionnement d’un Système solaire héliocentrique trouvent des réponses grâce à la mécanique newtonienne, exposée pour la première fois dans Principes mathématiques de la philosophie naturelle en 1687. Cependant, très révolutionnaire, elle est d’abord rejetée^[382]. Toutefois, le concept commence à être discuté et la première occurrence connue du terme « Système solaire » date d'environ 1704^[372],[390]. La première vérification expérimentale de la théorie de Newton est produite en 1758, lorsqu'une prédiction faite en 1716 par Edmond Halley se produit avec la réapparition de la comète qui porte son nom^[391]. Le XVIII^e siècle est également marqué par l'amélioration des télescopes permettant, entre autres, l'observation précise des transits de Vénus de 1761 et de 1769 aboutissant à de nouvelles mesures des distances dans le Système solaire^[392].

Gravure du télescope de 40 pieds (12 mètres) de William Herschel.

La distribution des planètes est ensuite théorisée comme suivant la loi de Titius-Bode, une relation empirique de la distribution des planètes selon une suite arithmético-géométrique, ce qui est corroboré par deux découvertes majeures^[50],[52]. En 1781, William Herschel observe ce qu'il pense être une nouvelle comète, mais dont l'orbite révèle qu'il s'agit d'une nouvelle planète, Uranus^[393],[394]. En 1801, Giuseppe Piazzi découvre Cérès, un petit corps situé entre Mars et Jupiter qui est initialement considéré comme une nouvelle planète. Des observations ultérieures révèlent qu'en réalité des milliers d'autres objets existent dans cette région, ce qui conduit à leur reclassification comme astéroïdes^{[395],[153],[396]}.

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^[37],[397]. Les calculs d'Urbain Le Verrier permettent la découverte de Neptune par Johann Gottfried Galle en 1846, invalidant davantage la loi de Titius-Bode^[398],[399]. 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'avère finalement faux et ce phénomène est ensuite expliqué en 1915 comme un test expérimental de la relativité générale^{[37],[400],[401]}.

Les anomalies de trajectoire des planètes externes font émettre par Percival Lowell l'hypothèse d'une planète X^[397]. Après sa mort, l'observatoire Lowell conduit une recherche qui aboutit à la découverte de Pluton par Clyde Tombaugh en 1930^[402],[403]. Si Pluton est d'abord considérée comme plus grande que la Terre, sa taille est progressivement réévaluée à la baisse et l'objet est en réalité trop petit pour perturber les orbites des planètes géantes ; sa découverte est donc une coïncidence^{[20],[404],[401]}. Comme Cérès, elle est d'abord considérée comme une planète avant d'être reclassifiée en 2006 comme planète naine, à la suite de la découverte d'Éris, un objet épars de taille similaire, en 2005^[20],[405].

En 1992, David Jewitt et Jane Luu découvrent (15760) 1992 QB₁^[406]. Cet objet se révèle le premier d'une nouvelle catégorie, la ceinture de Kuiper, un analogue glacé à la ceinture d'astéroïdes et dont Pluton fait partie^[20],[257].

• Évolution de la représentation du Système solaire grâce aux observations télescopiques
• 
  Représentation du Système solaire en 1661 par Andreas Cellarius d'après le modèle copernicien.
• 
  Illustration du début du XVIII^e siècle mentionnant notamment les satellites découverts autour de Jupiter et Saturne.
• 
  Plan datant de 1835. Uranus est indiquée sous le nom de son découvreur, Herschel, et quatre objets de la ceinture d'astéroïdes sont figurés.
• 
  Planisphère de 1850. Le nom permanent d'Uranus est maintenant adopté et Neptune est indiquée après sa découverte en 1846. De nombreux astéroïdes sont encore considérés comme des planètes.
• 
  Illustration de 1880 représentant les nombreux satellites naturels alors découverts et des mesures précises d'orbites.

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, situé sur la gauche^[407].

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, faisant l'objet au minimum de prises de mesures et de photographies et recevant pour certaines des atterrisseurs, venus 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^[408],[409].

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^[410]. 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^[410],[411]. Le premier objet humain lancé dans l'espace est le satellite soviétique Spoutnik 1, en 1957, qui orbite autour de la Terre pendant trois mois^[412]. 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^[413]. 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^[410],[414]. Mariner 2 est la première sonde à survoler une autre planète, Vénus, en 1962^[415]. Le premier survol réussi de Mars est réalisé par Mariner 4 en 1964^[416], tandis que Mercure est approchée pour la première fois par Mariner 10 en 1974^[417],[418].

La première sonde à explorer les planètes externes et leur système de satellites est Pioneer 10, qui survole Jupiter en 1973^[419], tandis que Pioneer 11 visite Saturne pour la première fois en 1979^[420],[421]. 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^{[422],[423],[424]}. 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^[425]. Le premier objet de la ceinture de Kuiper visité par une sonde est la planète naine Pluton, survolée par New Horizons en 2015^[426].

En 1966, la Lune devient le premier objet du Système solaire extraterrestre autour duquel un satellite artificiel est mis en orbite, Luna 10^[427]. Elle est notamment suivie par Mars en 1971, étudiée par Mariner 9^[428], Vénus en 1975, avec Venera 9^[429], Jupiter en 1995, par Galileo^[430], l'astéroïde Éros en 2000, par NEAR Shoemaker^[431], Saturne en 2004, par Cassini-Huygens^[432], Mercure en 2011, par MESSENGER^[433], Vesta en 2011 et Cérès en 2015, par Dawn^[434].

La première sonde à atteindre la surface d'un autre corps que la Terre est Luna 2, qui impacte la Lune en 1959^[435], tandis que le premier atterrissage sur la Lune sans dommage est réalisé par Luna 9 en 1966^[436]. La surface de Vénus est atteinte en 1966 par Venera 3^[437], celle de Mars en 1971 par Mars 3^[438] — le premier atterrissage sur Mars est réalisé par Viking 1 en 1976 —^[439], sur Titan en 2005 par Huygens^[440]. L'orbiteur Galileo lâche également une sonde dans l'atmosphère de Jupiter en 1995, mais la planète ne possédant pas de surface à proprement parler, la sonde est détruite par la température et la pression lors de sa descente^[430]. L'orbiteur Cassini subit le même sort sur Saturne, en 2017^[432].

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^[441]. 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^[410],[442]. 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^[443],[444]. La première station orbitale pouvant héberger plus d'un passager est la soviétique Saliout 1, qui accueille un équipage de trois astronautes en 1971^[445]. La première station permanente est la station spatiale soviétique Mir, qui est occupée en continu entre 1989 et 1999^[446]. Ces stations, nées des luttes idéologiques, laissent ensuite place à une collaboration internationale pour la Station spatiale internationale, hébergeant une présence humaine dans l'espace depuis 1998^[447],[448].

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^[449]. 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^[397],[450].

En 2016, les astronomes Mike Brown et Konstantin Batyguine, du California Institute of Technology, pensent apporter 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^[451],[452]. Cette thèse demeure néanmoins très contestée et d'autres explications 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^{[150],[449],[450],[453]}.

Notes

Références