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Illumination: 63.3 %
Phase: Décroissante
Noeud lunaire: Dans 5 Jours
Apogée: Dans 18 Jours
Périgée: Dans 6 Jours
Distance Terre-Lune: 384038 Km

FORMATION DU SYSTEME SOLAIRE

Le Système solaire est né il y a 4,55 milliards d'années dans une nébuleuse solaire. Toutes les particules de cette nébuleuse, reste d'une supernova, se sont mises tranquilement à tourner et à s'attirer les unes les autres. A force de tourner, ce nuage s'est échauffé et au centre, la matière s'est contractée sur elle-même, ce qui a donné naissance à une étoile, notre Soleil.

Les abords de l'étoile étaient à des températures élevées mais les régions lointaines du disque étaient dans un froid glacial. Donc près du Soleil seul les silicates ont pu exister à l'état solide et bien plus loin avec le froid tout a gelé, les grains de poussière été enrobés de glace. La frontière entre les températures élevées et le froid glacial devait être la ceinture d'astéroïdes.

En un million d'années les noyaux des planètes géantes se sont formées. Puis ils ont attiré le gaz qui restant dans la nébuleuse. Si les planètes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) ont une taille décroissante par rapport à leur distance du Soleil, c'est que le disque de la nébuleuse est de moins en moins dense à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, donc Saturne dispose de moins de gaz que Jupiter, Uranus moins que Saturne, et Neptune moins qu'Uranus.

En même temps le disque qui entourait le Soleil s'est refroidi et ainsi dans la zone où la température était élevée sont nées des planétoïdes sur orbites. Tous ces fragments se sont collés les uns les autres et ont formé les planètes.

Pendant au moins un milliard d'années, ces corps ont été soumis à un bombardement très violent de météorites, restes de la nébuleuse, ce qui a formé la ceinture d'astéroïdes entre Mars et Jupiter et celle de Kuiper, au-delà de Neptune..

1er une nébuleuse solaire s'éffondre
sous son propre poids

2ème la nébuleuse prend progressivement la forme d'un disque aplati en rotation

3ème sous l'effet de leurs collisions mutuelles, les grains engendrent de petits planétoïdes de dimensions kilomètres

4ème la formation d'embryons planétaires d'environs 1 000 km de diamètre a lieu et le Soleil s'est condensé dans la partie centrale.

COMPOSITION

Le Système solaire est composé d'une étoile, le Soleil, de huit planètes depuis le 24/08/06 (après que l'assemblée générale de l'Union astronomique internationale (UAI) a décidé à Prague de déchoir Pluton de son statut de planète), de cent cinquante neuf satellites gravitant autour de ces planètes et de nombreux petits astres appelés météorites, astéroïdes, comètes.... Le Soleil, coeur du Système solaire, représente 99,90 % de la masse de l'ensemble.

Les planètes sont des corps non lumineux qui gravitent autour du Soleil. Ces planètes se répartissent en deux familles :

- les planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) sont de dimension modeste mais possèdent une densité élevée et une fine couche d'atmosphère car leur gravité est faible ;

- les planètes joviennes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune), sont les plus lointaines et les plus grandes. Elles ont une densité bien plus faible. Elles sont composées d'une épaisse couche d'hydrogène et d'hélium entourant un noyau de glace massif. Ces planètes possèdent de nombreux satellites et des anneaux plus ou moins bien développés ;

Pluton qui est méconnue et donc mise à part, est plus du tout considérée comme planète depuis le 24/08/06 après l'avoir été pendant soixante dix sept bien qu'elle s'apparente aux planètes telluriques.

Autour du Soleil, entre Mars et Jupiter, gravite une ceinture d'astéroïdes. D'autres astéroïdes ont leurs propres orbites.

Des comètes venant de la ceinture de Kuiper ou du nuage de Oort possèdent des orbites très inclinées par rapport à l'écliptique.

Des corps qui s'apparentes à Pluton sont situés après l'orbite de Neptune soit dans la ceinture de Kuiper.

Le Système-Solaire est englobé par une région de l'espace nommée l'héliosphère et limité par héliopause. L'héliosphère se comporterait vis-à-vis du milieu interstellaire comme la magnétosphère d'une planète vis-à-vis du vent solaire. Sa dimension varie selon l'activité du Soleil, elle s'étend au minimum jusqu'à 100 ua du Soleil.

SITUATION

Le Système solaire est situé à l'avant-bras de notre galaxie, la Voie lactée, qui mesure
100_000 années lumière et compte un nombre inimaginable d'étoiles. Tout comme les autres étoiles, le Soleil toune autour du coeur de la Voie lactée.

Le trajet du Soleil dans la Voie lactée. (Position du Système-Solaire suivant certaine période : Trias...)

Soleil tourne autour de la Voie-Lactée, à 240 km/s. Actuellement à une distance de 27_000 années lumière du centre, il faut au système solaire 250 millions d'années pour accomplir un tour autour du coeur de la Voie-Lactée. Mais en plus le Soleil plonge et remonte comme une vague. Il est à 48 années lumière au dessus du plan et en phase ascendante à la vitesse de 7 km/s. Tous les 30 millions d'années le Soleil traverse le plan de la Voie-Lactée. C'est lorsqu'il traverse les bras de la galaxie qu'il s'expose à subir des ondes de choc de supernova ou de nuage de gaz. Toutes les extinctions ont justement eues lieu quand la Terre était dans un bras galactique.

Le Soleil est l'une des cent milliards d'étoiles de notre galaxie mais c'est l'étoile la plus proche de nous à quelque cent cinquante millions de kilomètres, et donc la mieux observée.

DE QUOI EST FAIT LE SOLEIL ?
Les proportions relatives des divers éléments chimiques du système solaire et du Soleil sont connues grâce à deux sources principales :

L'analyse du rayonnement émanant de la photosphère du Soleil. On ne peut observer directement l'intérieur du Soleil. On analyse la lumière visible, mais aussi les rayonnements non visibles à l'œil nu : les ondes radio, l'infrarouge, l'ultraviolet, les rayons X et gamma. Tous ces rayonnements forment le spectre du Soleil.
L'analyse en laboratoire des météorites permet de déterminer la composition isotopique de la matière qui constitue le système solaire. Globalement, un gramme de matière du Soleil est composé de 0,70 g d'hydrogène, de 0,28 g d'hélium et de 0,02 g de tous les autres éléments chimiques de la table périodique de Mendeleïev. Mais l'observation ne suffit pas, elle doit s'accompagner d'études théoriques de physique.
LE SOLEIL MODÉLISÉ
Les chercheurs élaborent un modèle physique du Soleil. Celui-ci permet de déterminer les paramètres physiques (densité, température, pression, composition chimique, bilan d'énergie...) à toutes les profondeurs, depuis sa surface jusqu'à son cœur.
Les caractéristiques physiques calculées par le modèle de la surface observable du Soleil – rayon, luminosité, température – sont comparées et mises en conformité avec les caractéristiques correspondantes du Soleil réellement observées.
D'autres grandeurs permettent de vérifier que le modèle est bon : l'une des plus pertinentes est le flux de neutrinos qui transporte l'énergie du centre du Soleil vers sa surface et que les physiciens sont maintenant capables de détecter et d'étudier. Ce flux est le témoin du bon fonctionnement du réacteur nucléaire solaire.
De plus, le Soleil est une sphère gazeuse en perpétuels mouvements, il oscille. Ces oscillations sont étudiées notamment à l'aide du satellite Golf, auquel a largement contribué le CEA. Ainsi lorsque le modèle est finement ajusté et est en accord avec les observations, les propriétés internes du Soleil peuvent être déduites.
La même opération de modélisation (simulation numérique) peut être répétée sur des étoiles de masse et de composition initiales variées. La simulation numérique est l'instrument privilégié de l'étude de la nucléosynthèse dans le big-bang et les étoiles.

LES NEUTRINOS SOLAIRES
Le neutrino est une particule de la même famille que l'électron, transportant de l'énergie, sa masse est très faible. Les neutrinos sont produits lorsque les protons se transforment en neutrons. Le flux de neutrinos détecté sur Terre, plus faible que celui calculé, a longtemps préoccupé les astrophysiciens. Mais nous savons aujourd'hui, grâce à des mesures précises effectuées par des détecteurs souterrains (expériences Gallex en Europe, Superkamiokande au Japon, SNO au Canada), que le déficit de neutrinos n'est pas imputable au Soleil. Il s'explique par le fait que ces particules oscillent entre trois états, et que les détecteurs, sensibles à seulement l'un d'entre eux, n'en capturent qu'un tiers.

On peut reconstituer et suivre ainsi l'évolution du Soleil de sa naissance jusqu'au moment où son enveloppe se détachera et où subsistera un objet compact et dense : la naine blanche.

ESPÉRANCE DE VIE DU SOLEIL ET DES ÉTOILES
La fusion de l'hydrogène est suffisante pour alimenter le Soleil durant la plus grande partie de sa vie lumineuse. Pour chiffrer son espérance de vie, il faut comparer ses réserves et sa consommation d'énergie.
Les calculs, pratiqués au moyen du modèle solaire, indiquent que la quantité d'énergie nucléaire totale dont dispose le Soleil sera épuisée au bout de dix milliards d'années environ. Ce chiffre est deux fois supérieur à l'âge des plus vieilles roches terrestres, lunaires et météoritiques (4,6 milliards d'années). On estime que tous les corps du système solaire sont nés quasiment en même temps. Ainsi le Soleil, âgé de 4,6 milliards d'années, est au milieu de sa vie.

CALCUL DE L'ESPÉRANCE DE VIE DU SOLEIL
Plus de 10 % de la masse du Soleil est convertie en hélium.
On peut, en première approximation, considérer qu'il est constitué, au départ, d'hydrogène pur. Comme 0,7 % de la masse d'hydrogène sera convertie en énergie par la formation des noyaux d'hélium, la quantité d'énergie nucléaire totale dont dispose le Soleil est Enuc = 0,1 x 0,007 x Mc2 = 2,10.1033 Mev.
La durée de vie du Soleil est obtenue en divisant la réserve par la consommation. On obtient dix milliards d'années, environ.
Un électronvolt est une unité de mesure = 1,602.10-19 joules (1 MeV = 1 million d'électronvolts). M = masse solaire = 1,991.1030 kg (voir tableau Étapes non-explosives de fusion thermonucléaire dans une étoile de 25 fois la masse du Soleil).