Vous allez entamer un voyage interplanétaire non pas en vaisseau spatial… mais à pied en partant de Mont Caly où se trouve le Soleil représenté par une structure métallique.
Cette aventure est possible par le fait que notre système solaire a est représenté à l’échelle un milliardième tant pour le dimensionnement des planètes que pour leurs distances entre elles. Ainsi à cette échelle, le système solaire vous est facilement accessible à pied pour une découverte ludique et instructive sur un chemin, sans grand dénivelé, très agréable avec une vue magnifique sur les montagnes environnantes.
Votre déplacement à pied se fera alors à 3 fois la vitesse de la lumière (chaque pas correspond à 1 million de km soit 25 fois le tour de la Terre). La dernière planète Neptune, située aux confins du système solaire, se trouve au hameau de Lassarre à 4,5 km d’ici. A noter, en guise de comparaison avec le monde réel, que le voyage d’une sonde partant de la Terre à destination de Neptune dure 20 ans.
Pour raccourcir votre voyage aller-retour et vous éviter une trop longue marche pour découvrir Neptune à Lassarre, vous avez la possibilité, à partir d’Uranus située à l’arrivée de la télécabine du Mont Chéry, de revenir directement à Mont-Caly par le chemin du bas où vous rencontrerez aussi une autre station Neptune.
Chaque planète le long du parcours est représentée à l’échelle au sommet d’un poteau. Ce poteau comporte un tableau reprenant les principales caractéristiques de la planète et un QR code vous permettant d’accéder à des informations plus complètes de la planète.
Alors prêt pour le décollage…?
Bon voyage !
Itinéraire du sentier
Le sentier est accessible aux enfants, familles et poussettes.
Parcours court :
Itinéraire : Mont Caly – Télécabine du Chéry – retour Mont Caly par les Fontanettes
Durée : environ 2h
Distance à parcourir : 5,7 km
Parcours long :
Itinéraire : Mont Caly – Télécabine du Chéry – Fin de la route de Lassarre – retour Mont Caly par les Fontanettes
Durée : environ 3h30
Distance à parcourir : 8,9 km
Les composantes du système solaire
Le soleil
C’est une étoile de type ‘naine jaune’, étoile de taille moyenne dans un état stable, qui se trouve au centre du système solaire. Il représente environ 99,8% de la masse totale du système solaire. Le soleil produit de l’énergie par fusion nucléaire en transformant l’hydrogène en hélium.
Les comètes
Ce sont de petits corps composés de glace, de poussière et de roches. Ils tournent autour du Soleil sur des orbites très elliptiques. Lorsqu’une comète s’approche du Soleil, la chaleur fait fondre la glace et crée une queue de gaz et de poussière.
Les astéroïdes
Ce sont des petits corps rocheux qui orbitent principalement entre Mars et Jupiter dans une région appelée la ceinture d’astéroïdes.
Les planètes
Huit planètes majeures orbitent autour du Soleil toutes pratiquement dans le même plan appelé écliptique.
En partant du plus proche du Soleil, ce sont :
- Mercure
- Vénus
- Terre
- Mars
- Jupiter
- Saturne
- Uranus
- Neptune
Les quatre premières sont des planètes telluriques, rocheuses et denses, tandis que les quatre dernières sont des géantes gazeuses, composées principalement de gaz et de liquides.
Les satellites naturels
Chaque planète du système solaire, à l’exception de Mercure et de Vénus, possède des satellites naturels qui orbitent autour d’elle. La Terre a une seule Lune, tandis que Jupiter et Saturne en ont des dizaines chacune.
Les météorites
Les météorites sont des petits objets rocheux qui entrent dans l’atmosphère terrestre et brûlent en raison du frottement avec l’air, elles peuvent ainsi générer des étoiles filantes.
Dans l’ensemble, le système solaire est un exemple fascinant de la manière dont la gravité et les lois de la physique interagissent pour former et maintenir des systèmes planétaires complexes.
La rotation et la distance des planètes
| Temps de révolution | Distance au soleil en millions de km (en mètres sur le Sentier) | |
| Mercure | 58j 15h | 58 |
| Venus | 243j 26min | 108 |
| Terre | 23h 56min | 150 |
| Mars | 24h 36min | 230 |
| Jupiter | 9h 55min | 780 |
| Saturne | 10h 33min | 1400 |
| Uranus | 17h 14min | 2900 |
| Neptune | 16h | 4500 |
Notre galaxie, la Voie Lactée
La Voie Lactée est le nom de notre galaxie. Foyer de notre système solaire, elle contient 100 à 400 milliards d’étoiles. A cela, il faut ajouter autant de planètes. Au cœur de la galaxie se trouve Sagittarius A*, trou noir supermassif.
Soleil
Le soleil est notre étoile semblable aux milliards d’autres de l’univers. Elle est, avec 4,6 milliards d’années, à la moitié de sa vie et deviendra en fin de vie, d’ici 5 autres milliards d’années, une géante rouge si grande qu’elle absorbera toutes ses planètes. Elle représente 99,8% de la masse du Système solaire. Elle tourne sur elle-même en 25 jours terrestres et autour de sa galaxie, la Voie Lactée, en 200 millions d’années.
| Caractéristiques | Soleil | Terre |
| Diamètre | 1 394 000 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 333 000 | 1 |
| Puissance rayonnée | 385 millions de milliard de gigawatt* | |
| Température de surface | 5 500 °C | |
| Température du noyau | 15 millions °C | |
| Distance de la terre | 150 millions de km | |
| Âge | environ 4,6 milliards d’années | |
| Espérance de vie | 10 milliards d’années |
La formation du Soleil, comme celle de toutes les étoiles, est un processus fascinant qui se déroule sur des millions d’années. Voici les principales étapes de ce processus :
1. Nébuleuse Solaire
Le Soleil s’est formé à partir d’une nébuleuse solaire, un immense nuage de gaz et de poussières dans l’espace interstellaire. Ce nuage contenait principalement de l’hydrogène et de l’hélium, avec des traces d’éléments plus lourds. La nébuleuse solaire est elle-même issue de la matière enrichie en éléments lourds par plusieurs générations d’étoiles précédentes, notamment par les supernovae.
2. Effondrement Gravitationnel
Un événement perturbateur, tel qu’une onde de choc d’une supernova proche, aurait pu provoquer l’effondrement gravitationnel de la nébuleuse solaire. Au fur et à mesure que la nébuleuse s’effondrait sous sa propre gravité, elle a commencé à tourner et à se contracter, formant un disque protoplanétaire avec une concentration de masse au centre.
3. Formation du Proto-Soleil
Au centre de cette nébuleuse en contraction, une région dense appelée “proto-Soleil” s’est formée. La compression gravitationnelle dans cette région a conduit à une augmentation de la température et de la pression, atteignant des niveaux extrêmement élevés. Pendant ce temps, le reste du disque protoplanétaire a commencé à se former autour du proto-Soleil, donnant naissance aux premiers embryons planétaires et à des particules solides.
4. Début de la Fusion Nucléaire
Lorsque la température au cœur du proto-Soleil a atteint environ 10 millions de degrés Celsius, les conditions sont devenues favorables à la fusion nucléaire. À ce stade, les noyaux d’hydrogène ont commencé à fusionner pour former de l’hélium, libérant une énorme quantité d’énergie sous forme de lumière et de chaleur. Cet événement marque la naissance officielle du Soleil en tant qu’étoile de la séquence principale.
5. Équilibre Hydrostatique
La fusion nucléaire produit une pression de radiation vers l’extérieur qui équilibre la force gravitationnelle qui tend à faire s’effondrer le Soleil. Cet équilibre, connu sous le nom d’équilibre hydrostatique, a permis au Soleil de stabiliser sa taille et sa luminosité. À ce stade, le Soleil est devenu une étoile de la séquence principale, où il reste encore aujourd’hui.
6. Nettoyage du Disque Protoplanétaire
Les vents solaires puissants et la pression de radiation du jeune Soleil ont soufflé les restes de gaz et de poussière du disque protoplanétaire, influençant la formation finale des planètes et autres corps célestes dans le système solaire. Ce processus de nettoyage a pris plusieurs millions d’années.
Aujourd’hui, le Soleil est une étoile de type spectral G2V, environ à mi-chemin de son cycle de vie de 10 milliards d’années. Il continue de fusionner de l’hydrogène en hélium dans son noyau, fournissant la lumière et la chaleur essentielles à la vie sur Terre.
Mercure
Mercure est la planète rocheuse (tellurique) la plus petite du système solaire. Elle est la plus proche du Soleil et ne possède pratiquement pas d’atmosphère. Mercure est un astre géologiquement mort. Elle tire son nom du dieu romain Mercure (Hermès chez les grecs). C’est le messager des autres dieux.
| Caractéristiques | Mercure | Terre |
| Diamètre | 4 880 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 0,055 | 1 |
| Rapport de gravité | 0,38 | 1 |
| Distance de soleil (UA) | 0,38 | 1 |
| Inclinaison / Axe de rotation | 0,01° | 23,5° |
| Période de rotation | 176 j | 1 j |
| Révolution autour du soleil | 88 j | 365 j |
| Température max | +430°C | +58°C |
| Température min | -180°C | -89°C |
| Lunes | 0 | 1 |
Mercure est la planète la plus proche du Soleil et la plus petite du système solaire.
- Caractéristiques générales
- Mercure orbite très près du Soleil, à une distance moyenne de 58 millions de kilomètres.
- Sa taille est relativement petite, avec un diamètre d’environ 4 880 km.
- Mercure a une rotation lente sur son axe. En conséquence, un jour sur Mercure dure environ 59 jours terrestres. Sa révolution autour du Soleil est beaucoup plus rapide, ce qui signifie que son année est beaucoup plus courte que son jour, d’environ 88 jours terrestres.
- Surface
- La surface de Mercure est criblée de cratères, similaires à ceux de la Lune. Ces cratères sont le résultat d’impacts de météorites et d’autres objets célestes au fil des millions d’années.
- On trouve également d’immenses plaines de lave solidifiée, appelées marais de lave, qui ont été formées par des éruptions volcaniques anciennes.
- Mercure présente des formations géologiques appelées escarpements, qui sont de grandes falaises causées par le refroidissement et la contraction de la planète.
Mercure a une atmosphère très mince et rare, principalement composée de vapeur d’eau, d’oxygène, de sodium, d’hydrogène, d’hélium et de potassium. En raison de sa faible gravité et de sa proximité avec le Soleil, les molécules atmosphériques sont constamment éjectées dans l’espace. En raison de sa proximité avec le Soleil et de son atmosphère mince, Mercure a des variations de température extrêmes. Plusieurs missions spatiales ont été envoyées pour explorer Mercure, fournissant des données détaillées sur la planète.
Pour plus d’informations, vous pouvez consulter les sites suivants :
Venus
Vénus est une planète rocheuse, on l’apparente souvent à la Terre par sa taille et sa masse. Le rapprochement s’arrête là. Il s’agit en effet de la planète la plus chaude du Système solaire à cause d’un effet de serre puissant créé par son atmosphère 90 fois plus épaisse que sur Terre. Elle tourne sur elle-même lentement et en sens inverse de toutes les autres planètes. Sa rotation est si lente que, sur Vénus, une journée est plus longue qu’une année. Elle est la plus belle des planètes selon les romains, du fait de son éclat comme la déesse du même nom (CNES).
| Caractéristiques | Venus | Terre |
| Diamètre | 12 100 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 0,82 | 1 |
| Rapport de gravité | 0,9 | 1 |
| Distance de soleil (UA) | 0,72 | 1 |
| Inclinaison / Axe de rotation | 2,6° | 23,5° |
| Période de rotation | 243 j | 1 j |
| Révolution autour du soleil | 225 j | 365 j |
| Température max | +490°C | +58°C |
| Température min | +446°C | -89°C |
| Lunes | 0 | 1 |
Vénus est la 2ème planète la plus proche du Soleil.
Sa création, tout comme celle des autres planètes du système solaire, est le résultat de processus complexes qui se sont déroulés il y a environ 4,5 milliards d’années. Voici un aperçu du processus de formation de Vénus :
- Formation du disque protoplanétaire : Vénus s’est formée à partir d’un disque de gaz et de poussière entourant le jeune Soleil, appelé disque protoplanétaire. Ce disque était le résultat de l’effondrement gravitationnel d’une nébuleuse solaire.
- Accrétion de matière : Dans ce disque, de petites particules de poussière se sont attirées mutuellement sous l’influence de la gravité. Ces agrégats de poussière se sont progressivement consolidés pour former des objets plus gros appelés planétésimaux. Ces planétésimaux se sont ensuite combinés pour former des embryons planétaires, qui sont à l’origine des planètes.
- Différenciation : Au fur et à mesure que Vénus grandissait, des processus de différenciation ont eu lieu. Les matériaux les plus denses ont migré vers le centre de la planète pour former un noyau métallique, tandis que les matériaux moins denses ont formé le manteau et la croûte de Vénus.
- Formation de l’atmosphère : Au cours de sa formation, Vénus a accumulé une atmosphère composée principalement de dioxyde de carbone, avec des traces de vapeur d’eau, d’azote et d’autres gaz. Cette atmosphère s’est formée à partir de gaz emprisonnés dans le disque protoplanétaire et de gaz libérés par les processus géologiques de la jeune planète.
- Refroidissement et stabilisation : Une fois que Vénus a atteint sa taille finale, elle a commencé à se refroidir progressivement. Les processus géologiques tels que le volcanisme et l’activité tectonique ont façonné sa surface, tandis que son atmosphère s’est stabilisée.
Vénus est souvent considérée comme une « sœur » de la Terre en raison de leur taille similaire et de leur composition rocheuse.
Vénus orbite autour du soleil tous les 224,7 jours terrestres, avec une période de rotation de 243 JT. Elle tourne dans le sens opposé des autres planètes.
Vénus possède une atmosphère extrêmement dense. Les températures de surface d’environ 462 °C.
Pour plus d’informations, vous pouvez consulter les sites suivants :
Terre
La Terre est la plus grande des planètes telluriques. Elle est recouverte à 71 % par des mers et océans, d’où son nom de «planète bleue». Elle est aussi la seule connue où l’eau est présente sous ses trois formes : solide, liquide et gazeuse, ce qui a permis notamment le développement de la vie. Une lune est en orbite autour de la Terre à une distance de 384 000 km. Elle présente à la Terre toujours la même face.
| Caractéristiques | Terre | Lune |
| Diamètre | 12 100 km | 3 475 km |
| Rapport de masse | 1 | 1/81 |
| Rapport de gravité | 1 | 1/6 |
| Distance de soleil (UA) | 1 | |
| Inclinaison / Axe de rotation | 23,5° | 5,1° |
| Période de rotation | 1 j | 27,3 j |
| Révolution autour du soleil | 1 an | |
| Température max | +58°C | +123°C |
| Température min | -89°C | -248°C |
| Lunes | 1 |
La formation de la Terre est un processus qui remonte à environ 4,6 milliards d’années.
La création de la planète Terre est un sujet fascinant en astronomie et en sciences de la Terre. Voici un aperçu du processus de formation de la Terre :
- Formation du système solaire : La Terre s’est formée il y a environ 4,5 milliards d’années à partir d’un disque de gaz et de poussière entourant une jeune étoile appelée le Soleil. Ce processus de formation est connu sous le nom de nébuleuse solaire.
- Accrétion de matière : Les particules de poussière dans le disque protoplanétaire se sont progressivement attirées mutuellement sous l’effet de la gravité, formant des agrégats de plus en plus gros appelés planétésimaux. Ces planétésimaux se sont ensuite combinés pour former des protoplanètes, qui ont finalement évolué pour devenir les planètes du système solaire, y compris la Terre.
- Différenciation : Au fur et à mesure que la Terre grandissait, les matériaux plus denses, tels que les métaux, ont commencé à se déposer vers le noyau, tandis que les matériaux moins denses se trouvaient vers la surface. Ce processus, appelé différenciation, a conduit à la formation de la structure interne en couches de la Terre, avec un noyau de fer et de nickel, un manteau rocheux et une croûte externe.
- Formation de l’atmosphère et de l’océan : Pendant que la Terre se formait, des gaz tels que le dioxyde de carbone, la vapeur d’eau, l’ammoniac et le méthane étaient piégés dans son atmosphère primitive. À mesure que la surface de la Terre se refroidissait, la vapeur d’eau se condensait pour former des océans.
- Refroidissement et stabilisation : Au fil du temps, la Terre s’est refroidie, et les processus géologiques tels que la tectonique des plaques, le volcanisme et l’érosion ont façonné sa surface. La planète a également acquis une atmosphère plus stable, composée principalement d’azote et d’oxygène.
La création de la Terre a été un processus complexe qui s’est déroulé sur des centaines de millions d’années. Elle a impliqué des phénomènes tels que l’accrétion de matière, la différenciation, la formation de l’atmosphère et des océans, ainsi que des processus géologiques continus qui continuent de façonner notre planète aujourd’hui.
Elle est recouverte à 71 % par des mers et des océans, d’où son surnom de “planète bleue”.
Elle est aussi la seule connue où l’eau est présente sous ses trois formes : solide, liquide et gazeuse, ce qui a permis notamment le développement de la vie.
La Terre est la troisième planète depuis le Soleil et la cinquième plus grande du Système solaire (diamètre 12 713,504 kms.
Elle orbite autour du Soleil en 365,256 jours solaires et a une rotation sur elle-même en un jour sidéral (≈ 23 h 56 min). Son axe de rotation possède une inclinaison de 23°, générant des saisons.
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Mars
Mars est une planète rocheuse du Système solaire. On l’appelle la planète rouge car sa surface est recouverte d’une poussière riche en oxyde de fer de couleur rougeâtre. On y trouve également de nombreux volcans très élevés et de profonds canyons. Mars possède 2 petits satellites naturels connus : Phobos et Deimos (CNES). Mars est le Dieu romain de la guerre. Elle a été nommée ainsi car elle rappelle la couleur du sang versé…
| Caractéristiques | Mars | Terre |
| Diamètre | 6 780 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 0,11 | 1 |
| Rapport de gravité | 0,38 | 1 |
| Distance de soleil (UA) | 1,52 | 1 |
| Inclinaison / Axe de rotation | 25,2° | 23,5° |
| Période de rotation | 24,7 j | 1 j |
| Révolution autour du soleil | 687 j | 365 j |
| Température max | +20°C | +58°C |
| Température min | -143°C | -89°C |
| Lunes | 2 | 1 |
On appelle souvent Mars la ‘Planète Rouge’ parce qu’elle apparaît dans le ciel comme une étoile rouge-orangé. C’est à cause de cette couleur que les Grecs et les Romains de l’Antiquité l’ont baptisée du nom de leur Dieu de la Guerre.
La formation de Mars, la quatrième planète à partir du Soleil, est similaire à celle des autres planètes telluriques comme la Terre, bien qu’il y ait des différences dans les détails.
- Mars s’est formée à partir du même disque protoplanétaire composé de gaz, de poussières et de débris qui a donné naissance au système solaire, il y a environ 4,6 milliards d’années.
- Les particules solides dans le disque ont commencé à s’agglomérer sous l’effet de la gravité, formant de petits corps rocheux. Ils se sont ensuite rassemblés pour former des embryons planétaires, qui ont continué à croître.
- À mesure que l’embryon planétaire de Mars continuait à croître, il a commencé à se différencier en couches distinctes, pour former le noyau, le manteau et la croûte.
- Pendant que Mars continuait à se former et à accumuler de la masse, elle a commencé à nettoyer son orbite en absorbant ou en éjectant les débris environnants. Ce processus a laissé Mars avec une orbite relativement stable autour du Soleil.
- Une fois que Mars a atteint une masse suffisante, elle est devenue une planète à part entière. Bien que plus petite que la Terre, Mars a une composition similaire avec un noyau de fer et de nickel, un manteau rocheux et une croûte solide.
- Au fil du temps, Mars a subi des changements climatiques et géologiques, y compris la formation de volcans massifs, de grandes vallées et de calottes glaciaires.
- Bien que Mars ait probablement eu de l’eau liquide à sa surface par le passé, elle est aujourd’hui principalement sous forme de glace ou de vapeur.
- Bien que les étés près de son équateur puissent être très chauds, la température moyenne est de –63°C, un peu comme les hivers de l’Antarctique. Les nuits y sont également extrêmement froides. De violents orages peuvent soulever des nuages de poussière. Ils se propagent parfois très rapidement autour de la planète toute entière, masquant sa surface.
La formation de Mars s’inscrit dans le cadre plus large de la formation des planètes telluriques dans notre système solaire, bien que les détails exacts de son histoire restent encore sujets à débat et à recherche scientifique.
Elle tourne en orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 228 millions de km, soit une fois et demie plus loin que la Terre..
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Jupiter
Jupiter est la plus grande planète du système solaire et la première des 4 planètes géantes gazeuses, son atmosphère est composée à 86% d’hydrogène et 13% d’hélium. Elle ne possède pas de surface solide. Elle est en permanence encerclée de bandes nuageuses animées de vents violents, avec sa fameuse « Grande tache rouge » (CNES). Son nom vient du dieu Jupiter, le plus important de la mythologie romaine.
| Caractéristiques | Jupiter | Terre |
| Diamètre | 140 000 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 318 | 1 |
| Rapport de gravité | 2,36 | 1 |
| Distance de soleil (UA) | 5,20 | 1 |
| Inclinaison / Axe de rotation | 3,1° | 23,5° |
| Période de rotation | 9 h 55 min | 1 j |
| Révolution autour du soleil | 12 ans | 365 j |
| Température max | +450°C | +58°C |
| Température min | -180°C | -89°C |
| Lunes | 67 connues | 1 |
La formation de la planète Jupiter, la plus grande du système solaire, est un processus fascinant qui remonte à environ 4,6 milliards d’années. Voici un aperçu des étapes clés de sa formation :
1. Nébuleuse Solaire Primitif
Jupiter s’est formée à partir de la nébuleuse solaire primitive, un gigantesque nuage de gaz et de poussières qui entourait le jeune Soleil. Ce nuage contenait principalement de l’hydrogène et de l’hélium, avec des traces d’autres éléments.
2. Accrétion de Noyau
Les scientifiques pensent que Jupiter a commencé par la formation d’un noyau solide, composé de roches et de glaces. Ce noyau a agi comme une “graine” autour de laquelle des matériaux se sont accumulés par accrétion gravitationnelle. Le noyau de Jupiter pourrait avoir une masse équivalente à environ 10 à 20 fois celle de la Terre.
3. Accrétion de Gaz
Une fois le noyau suffisamment massif, il a commencé à attirer les gaz environnants, principalement de l’hydrogène et de l’hélium, les composants principaux de Jupiter aujourd’hui. Ce processus a entraîné une croissance rapide de la planète, formant son épaisse atmosphère gazeuse.
4. Formation d’un Système de Satellites
Parallèlement à la croissance de Jupiter, un disque de gaz et de poussière a continué de se former autour de la planète. Ce disque a donné naissance à ses nombreux satellites et anneaux. Les lunes galiléennes, Io, Europe, Ganymède et Callisto, sont parmi les plus grandes et les plus célèbres, formées à partir de ce disque.
5. Stabilisation
Après l’accrétion massive de gaz, Jupiter a finalement atteint un état stable, où elle a cessé de croître de manière significative. Le processus de contraction gravitationnelle a libéré de l’énergie sous forme de chaleur, qui est encore observable aujourd’hui sous forme de rayonnement infrarouge.
Jupiter est une géante gazeuse, ce qui signifie qu’elle n’a pas de surface solide définie. Son atmosphère est composée principalement d’hydrogène moléculaire et d’hélium, avec de petites quantités de méthane, d’ammoniac, de vapeur d’eau et d’autres composés.
Pour plus d’informations, vous pouvez consulter les sites suivants :
Saturne
Saturne est une planète gazeuse, composée à 96 % d’hydrogène et 3 % d’hélium, elle ne possède pas de véritable surface solide. Sa densité est très faible, à tel point qu’elle pourrait flotter si elle était plongée dans l’eau (CNES). Elle est entourée des fameux anneaux composés d’innombrables morceaux de glace et de poussières. L’ensemble des anneaux forme un disque de 72000 km de large et d’une épaisseur inférieure à 2 km. Son nom Saturnus vient du dieu romain de l’agriculture.
| Caractéristiques | Saturne | Terre |
| Diamètre | 120 000 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 95,2 | 1 |
| Rapport de gravité | 1,02 | 1 |
| Distance de soleil (UA) | 9,54 | 1 |
| Inclinaison / Axe de rotation | 26,7° | 23,5° |
| Période de rotation | 10,66 h | 1 j |
| Révolution autour du soleil | 29,5 ans | 365 j |
| Température max | -122°C | +58°C |
| Température min | -178°C | -89°C |
| Lunes | 62 | 1 |
Saturne, la deuxième plus grande planète du système solaire, a un processus similaire à celui des autres géantes gazeuses.
Voici un aperçu du processus de création de la planète Saturne :
- Formation du disque protoplanétaire : Comme pour toutes les autres planètes, Saturne s’est formée à partir d’un disque de gaz et de poussière entourant le jeune Soleil, connu sous le nom de nébuleuse solaire. Ce disque est également appelé disque protoplanétaire.
- Accrétion de matière : Dans le disque protoplanétaire, de petites particules de poussière ont commencé à s’attirer mutuellement sous l’effet de la gravité. Ces agrégats de poussière se sont progressivement consolidés pour former des objets de plus en plus grands, appelés planétésimaux. Les planétésimaux se sont ensuite fusionnés pour former des embryons planétaires, qui sont à l’origine des planètes.
- Migration planétaire : Au cours de leur formation, les embryons planétaires ont subi des interactions gravitationnelles avec le disque protoplanétaire. Ces interactions ont pu provoquer des mouvements migratoires, modifiant ainsi les orbites des embryons planétaires et affectant leur formation finale.
- Formation de la planète : Le processus d’accrétion a continué jusqu’à ce que Saturne atteigne sa taille actuelle. Le matériau du disque protoplanétaire s’est accumulé autour de l’embryon de Saturne en croissance, formant sa structure interne et externe.
- Refroidissement et stabilisation : Une fois que Saturne a atteint sa taille finale, elle a commencé à se refroidir et à se stabiliser. La surface extérieure de la planète s’est solidifiée, tandis que son noyau interne continue de générer de la chaleur par le processus de désintégration radioactive.
En résumé, la création de la planète Saturne a été un processus complexe qui s’est déroulé sur des millions d’années, impliquant l’accrétion de matière à partir du disque protoplanétaire, la migration planétaire et la formation progressive de la structure interne et externe de la planète.
Aujourd’hui, Saturne est connue pour ses magnifiques anneaux et ses nombreuses lunes, et elle joue un rôle important dans la dynamique du système solaire.
Pour plus d’informations, vous pouvez consulter les sites suivants :
Uranus
Uranus, planète géante gazeuse, entre dans la sous- catégorie des géantes glacées avec Neptune. Son atmosphère est composée d’hydrogène (83%), d’hélium (15%) et de méthane (2%). Son axe de rotation horizontal est incliné de plus de 90° de sorte que la planète « roule » sur son orbite (CNES). Uranus tire son nom du dieu grec du ciel Ouranos.
| Caractéristiques | Uranus | Terre |
| Diamètre | 51 000 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 14,5 | 1 |
| Rapport de gravité | 0,90 | 1 |
| Distance de soleil (UA) | 19,2 | 1 |
| Inclinaison / Axe de rotation | 97,8° | 23,5° |
| Période de rotation | 17,24 h | 1 j |
| Révolution autour du soleil | 84 ans | 365 j |
| Température max | -208°C | +58°C |
| Température min | -212°C | -89°C |
| Lunes | 27 | 1 |
La septième planète à partir du Soleil, Uranus suit un processus similaire à celui des autres planètes géantes de notre système solaire. Voici un aperçu de la création d’Uranus :
- Formation du disque protoplanétaire : Uranus s’est formé il y a environ 4,5 milliards d’années à partir d’un disque de gaz et de poussière entourant le jeune Soleil, appelé disque protoplanétaire. Ce disque était le résultat de l’effondrement gravitationnel d’une nébuleuse solaire.
- Accrétion de matière : Dans ce disque, de petites particules de poussière ont commencé à s’attirer mutuellement sous l’influence de la gravité. Ces agrégats de poussière se sont progressivement consolidés pour former des objets plus gros appelés planétésimaux. Ces planétésimaux se sont ensuite agglomérés pour former des embryons planétaires, qui sont à l’origine des planètes.
- Migration planétaire : Pendant leur formation, les embryons planétaires ont pu subir des mouvements migratoires sous l’effet des interactions gravitationnelles avec le disque protoplanétaire. Ces mouvements ont pu influencer les orbites des embryons planétaires et leur répartition dans le système solaire.
- Formation de la planète : Uranus a continué à croître en accueillant de la matière du disque protoplanétaire. Le matériau s’est accumulé autour de l’embryon d’Uranus en croissance, formant sa structure interne et externe.
- Refroidissement et stabilisation : Une fois que Uranus a atteint sa taille finale, il a commencé à se refroidir progressivement. La surface extérieure de la planète s’est solidifiée, tandis que son noyau interne continue de générer de la chaleur par des processus tels que la désintégration radioactive.
En résumé, la création d’Uranus a été un processus complexe qui s’est déroulé sur des millions d’années. Elle a impliqué l’accrétion de matière à partir du disque protoplanétaire, la migration planétaire et la formation progressive de la structure interne et externe de la planète.
Aujourd’hui, Uranus est connue pour sa couleur bleu-vert distinctive et son inclinaison inhabituelle, et elle joue un rôle important dans la dynamique du système solaire.
Pour plus d’informations, vous pouvez consulter les sites suivants :
Neptune
Neptune est une planète géante glacée, composée surtout de gaz et de glaces. Sa couleur bleue vient du méthane contenu dans son atmosphère. Elle est inclinée avec un angle similaire à celui de la Terre, ce qui lui permet d’avoir également un rythme de saisons pendant sa révolution, même si dans le cas de Neptune chaque saison dure plus de 40 ans (CNES). Son nom vient du dieu romain des océans, Neptune (Poséidon pour les Grecs).
| Caractéristiques | Neptune | Terre |
| Diamètre | 49 250 km | 12 750 km |
| Rapport de masse | 17,1 | 1 |
| Rapport de gravité | 1,14 | 1 |
| Distance de soleil (UA) | 30,1 | 1 |
| Inclinaison / Axe de rotation | 28,3° | 23,5° |
| Période de rotation | 16,1 h | 1 j |
| Révolution autour du soleil | 165 j | 365 j |
| Température max | +201°C | +58°C |
| Température min | -220°C | -89°C |
| Lunes | 14 | 1 |
Huitième planète à partir du Soleil, elle suit les mêmes principes généraux que la formation des autres géantes gazeuses.
La création de la planète Neptune remonte à la formation du système solaire, il y a environ 4,5 milliards d’années. Selon la théorie généralement acceptée, Neptune s’est formée à partir d’un disque de gaz et de poussière qui entourait le jeune Soleil, connu sous le nom de nébuleuse solaire. Voici un aperçu du processus de formation de Neptune :
- Formation du disque protoplanétaire : Au début de la formation du système solaire, une énorme quantité de gaz et de poussière a commencé à s’effondrer sous l’effet de sa propre gravité. Cela a formé un disque protoplanétaire autour du jeune Soleil.
- Accrétion de matière : Dans ce disque, de petites particules de poussière se sont attirées mutuellement et ont fusionné pour former des agrégats plus gros appelés planétésimaux. Ces planétésimaux se sont progressivement agglomérés pour former des protoplanètes, qui étaient les précurseurs des planètes.
- Migration planétaire : Pendant cette période de formation, les planètes en formation ont subi des mouvements migratoires en raison des interactions gravitationnelles avec le disque protoplanétaire. Ces mouvements ont influencé les positions et les orbites des planètes en formation.
- Formation de la planète : Progressivement, le matériau du disque protoplanétaire s’est accumulé autour des protoplanètes en croissance, formant leur structure interne et externe. Le processus de formation de Neptune a continué jusqu’à ce qu’elle atteigne sa taille actuelle et qu’elle élimine tout excès de gaz environnant.
- Refroidissement et stabilisation : Une fois que Neptune a atteint sa taille finale, elle a commencé à se refroidir progressivement à partir de sa phase initiale de formation, et sa surface extérieure s’est stabilisée.
Ainsi, la création de la planète Neptune a été un processus complexe qui a nécessité des millions d’années pour se dérouler, comme pour toutes les autres planètes du système solaire.
Aujourd’hui, Neptune est une planète fascinante qui continue à intriguer les scientifiques par ses caractéristiques uniques et son rôle dans la dynamique du système solaire.
Pour plus d’informations, vous pouvez consulter les sites suivants :
1. https://cnes.fr/fr
2. https://www.esa.int/Space_in_Member_States/France
3. https://www.nasa.gov/
4. https://www.afastronomie.fr/structures/kaus-australis