Par Denis Bergeron

Notre étoile le Soleil retient autour d'elle, un cortège de neuf planètes connues. Son diamètre équatorial est de 1 392 000 km soit approximativement 109 diamètres terrestres. Il est 332 946 fois plus massif que la Terre et il tourne sur lui-même en 30 jours terrestres en moyenne. Les neuf planètes constituent notre SYSTEME SOLAIRE. La planète la plus proche du Soleil s'appelle MERCURE. La température y est très chaude (+190°C du côté éclairé par le Soleil à -180° du côté sombre) et sa surface est recouverte de cratères comme notre Lune. L'orbite de Mercure est incliné d'un angle de 7° et est très excentrique (e=0.20560). Ce qui fait qu'elle s'approche très près du Soleil et s'en éloigne assez loin. Cette orbite produit de très grand écart de température lors de sa révolution sidérale autour du Soleil. Lorsque Mercure atteint son périhélie (point le plus proche du Soleil sur son orbite), sa température peut atteindre à l'équateur plus de 550°C.

Mercure est difficile à observer car elle se tient très proche du Soleil. On peut l'observer dans le ciel du matin ou du soir au-dessus de l'horizon lors des élongations maximum (point le plus éloigné sur l'orbite par rapport au Soleil et la Terre). On peut également observer Mercure en plein jour lorsqu'elle est loin du Soleil et à la condition que l'on sache exactement où elle se trouve dans le ciel. Les télescopes à pointage automatique comme les Meade LX-200 sont d'une grande aide pour ce genre de projet d'observation.

Il faut faire très attention à ce que le télescope ne pointe jamais le Soleil. Mercure présente des phases comme la Lune. Mercure est une petite planète. Son diamètre équatorial est de 4 878 km comparativement à 3 476 km pour la Lune. Elle est donc légèrement plus grosse que la Lune. Sa période de révolution autour du Soleil est de 87.469 jours et sa rotation sur elle-même est de 58.6462 jours terrestres. La rotation de la Terre sur elle-même est de 23h56 mn. On prend cette valeur comme référence pour évaluer la rotation des autres planètes de notre système solaire. Elle ne possède pas d'atmosphère et il est peu probable qu'une quelconque forme de vie puisse s'y développer. Sa distance moyenne au Soleil est de 0.387 ua. 1 unité astronomique (ua) équivaut à la distance moyenne de la Terre au Soleil soit environ 149.597870 millions de km. Mercure possède un puissant champ magnétique qui pourrait s'expliquer par la présence d'un noyau ferreux. Cependant, les astronomes pensent que ce noyau ferreux ne serait pas suffisant pour expliquer la puissance de ce champ magnétique. On pense que la proximité du Soleil pourrait avoir une influence importante.

A de très rares occasions, on peut observer le passage de Mercure devant le Soleil. Il faut s'assurer d'utiliser un filtre convenable pour observer le Soleil. Lors de ce phénomène, on peut voir un petit point minuscule se déplacer devant le disque solaire. Les prochains passages visibles du Québec auront lieu le 07 mai 2003 et le 08 novembre 2006.

La seconde planète à partir du Soleil est VENUS. Cette planète est l'objet le plus brillant dans le ciel après le Soleil et la lune. On la surnomme "l'étoile du berger". Au voisinage des grandes élongations, sa magnitude peut atteindre -4.4 et lorsqu'elle est en conjonction inférieure (point le plus près de la Terre), son diamètre apparent peut atteindre presque 50" d'arc. Vénus est complètement entouré de nuages formant ainsi un effet de serre qui emprisonne la chaleur près de sa surface. Il y règne une température extrêmement élevé de l'ordre de +460°C. Cette température semble uniforme autant du côté éclairé que du côté sombre.

C'est en gros la soeur jumelle de notre Terre car son diamètre équatorial est de 12 104 km comparativement à 12 756 km pour la Terre. Sa distance moyenne au Soleil est de 108.2 millions de kilomètres (0.72 ua). Son orbite est incliné de 3.395° par rapport à l'orbite terrestre (écliptique). Son excentricité est de 0.0068 soit presque un cercle. Sa vitesse orbitale est relativement constante et sa distance au Soleil varie donc très peu.

Animation montrant les phases de Vénus	Nuages de Vénus en lumière ultraviolet		Images radar de la surface de Vénus
Images radar de la surface de Vénus prises par la sonde Magellan

La raison pourquoi Vénus est si brillante est simplement due au fait qu'elle est très proche de nous, qu'elle a approximativement le même diamètre que la Terre et qu'elle est entouré de nuages augmentant ainsi son pouvoir de réflexion. Il est facile de trouver Vénus dans le ciel. Il suffit de l'observer tôt le matin vers l'est ou le soir peu de temps après le coucher du Soleil vers l'ouest lorsqu'elle est loin du Soleil. Elle est extrêmement brillante. Tout comme Mercure, Vénus présente des phases comme la lune. On peut aussi  l'observer à l'oeil nu en plein jour par temps très clair en sachant où regarder. Sa révolution sidérale est de 224.701 jours et sa rotation sidérale est évaluée à 243.1 jours terrestres MAIS en sens rétrograde.

Des cartes radars à haute précision de la surface de Vénus ont été réalisées par des sondes spatiales dont  Magellan au cours des dernières décennies. On y a décelé des montagnes surnommées MAXWELL MONTES dont les hauteurs sont de l'ordre de 11 000 mètres et des plateaux surélevés nommés ISHTAR TERRA, APHRODITA TERRA, ALPHA REGIO et BETA REGIO. On y a découvert aussi un immense canyon long de plus de 2 000 km et dont la profondeur est, par endroits, voisine de 6 000 mètres. On y a aussi décelé des cratères dont le plus grand mesure 300 km de diamètre avec une profondeur de 400 mètres seulement, les autres étant compris entre 25 et 100 km. Dans l'ensemble, la topographie de Vénus est beaucoup plus plate que la Terre.

Vénus possède une atmosphère très dense composée surtout de gaz carbonique (93% de la composition de l'ensemble des gaz). On y a aussi décelé la présence de vapeur d'eau, d'azote et de l'oxygène dans son atmosphère mais en très faibles proportions.  Les sondes spatiales ont révélées des gouttelettes d'acide sulfurique dans ses couches atmosphériques. Elle est complètement entouré de nuages très denses qui nous empêche d'observer sa surface. La pression au sol y est énorme  équivalente à ce qui règne sous la mer à 900 mètres de profondeur.

Cette planète présente actuellement très peu de chance d'être une candidate pour y abriter une quelconque forme de vie. On pourrait peut-être y retrouver une forme de vie sous forme de micro-organismes qui se seraient adaptés à son environnement. Les savants sont par contre très perplexes. Vénus nous cache encore bien des mystères que les scientifiques tâcheront de résoudre avec les sondes spatiales au cours du présent siècle.

Tout comme Mercure, il est possible d'observer à de très rares occasions, le passage de Vénus devant le Soleil. Nous aurons cette possibilité d'observer ce phénomène au Québec le 08 juin 2004 et le 05 juin 2012. Ce phénomène est très particulier car nous pouvons observer la preuve que Vénus possède une atmosphère. Lorsqu'elle frôle le disque du Soleil ou lorsqu'elle frôle une tache solaire, nous pouvons observer une déformation de l'image due au fait que l'atmosphère de Vénus disperse la lumière solaire. De plus, le fort diamètre apparent fait en sorte que le phénomène est même visible à l'oeil nu. Avec l'emploi d'un filtre solaire adéquat, on peut voir un gros point noir passant devant le disque solaire. Il faudra donc être à l'affût des informations astronomiques décrivant ce phénomène dans les différents médias lorsque nous arriveront à ce moment. Un autre moyen de déceler la présence d'une atmosphère sur Vénus est lors des conjonctions inférieures où Vénus se situe entre la terre et le soleil donc éclairé par le derrière par le Soleil. On peut observer une mince ligne qui encercle la planète due à la dispersion de la lumière solaire dans l'atmosphère vénusien. Il faut encore ici faire très attention au soleil.

La troisième planète est notre Terre. La Terre sert de référence pour comparer les autres planètes.  Elle tourne sur elle-même en 23h 56 mn et elle fait le tour du Soleil en 365.256 jours. L'axe de rotation terrestre est incliné de 23° 27' par rapport à l'équateur créant ainsi des saisons. Notre planète occupe une position très privilégiée qui fait que la vie y soit apparu et s'y est développée. De toutes les planètes, c'est aussi la plus belle si on la regarde de l'espace.

Elle possède une atmosphère très dense et un champ magnétique qui la protège des rayons cosmiques, particules chargées provenant du Soleil et autres rayons mortels provenant de l'espace. L'atmosphère nous protège aussi des météorites qui proviennent aussi du système solaire. A sa surface, on y décèle des températures très variées allant du froid très intense (-80°C) aux pôles à des températures très élévées à l'équateur (+60°C). La Terre possède une très grande quantité d'eau formé par les océans qui constitue presque 2/3 de sa surface.

La vie y abonde et aujourd'hui, nous savons que des organismes vivants se sont adaptés à des conditions extrêmes comme dans les abysses des océans, les hautes températures des centrales nucléaires, les froids extrêmes et à des endroits où les pressions sont énormes par exemple sous les glaciers. L'avancement de nos connaissances dans tous les domaines de la science nous font découvrir les mystères de la vie et nous pensons de plus en plus que la vie existerait ailleurs dans l'univers si les conditions s'y prêtent.

De tous les organismes vivants, l'être humain est le "plus évolué". Il peut par sa faculté de penser, réaliser énormément de prouesses. Il peut développer de nombreuses technologies qui lui permettent de mieux s'adapter à la nature. Ces technologies peuvent aussi lui devenir fatales. Certains scientifiques ont établis qu'une civilisation avancée doit dominer ses pulsions pour éviter l'autodestruction. Nous sommes actuellement rendu à ce stade. Nous essayons actuellement de trouver ailleurs dans l'univers d'autres civilisations dont nous tentons d'entrer en communication. Espérons qu'un jour nous aurons une réponse positive à notre quête.

Contrairement à Vénus et Mercure, notre planète possède un satellite naturel la LUNE qui possède une rotation sidérale de 27.3217 jours en présentant des phases. La lune possède un diamètre équatorial de 3 476km. Elle est constitué principalement de cratères, plaines, crevasses et de chaines de montagnes. Elle n'a aucune atmosphère mais la sonde CLEMENTINE y a décelé récemment la présence de glace sous les pôles. La lune sera sans doute une plaque tournante pour l'installation de bases permanentes qui seront un prélude à l'exploration future des planètes dont Mars.

La quatrième planète est MARS. Cette planète, légèrement plus petite que la Terre (6 795 km), possède une couleur rougeâtre et se situe à une distance moyenne de 227.94 millions de km (1.52 ua). Elle tourne sur elle-même en 24h 37' 39" et autour du soleil en 687 jours. Une année martienne équivaut donc approximativement à deux de nos années. Son orbite est légèrement incliné de 1.85° avec une excentricité de 0.0935. Cette excentricité signifie que Mars s'approche à 206.67 millions de km du soleil au périhélie et à 249.21 millions de km à l'aphélie.  Par rapport à la terre, la distance de Mars peut atteindre 54 millions de km lors des oppositions périhéliques les plus favorables.  Un peu comme la terre, l'axe de rotation de Mars est incliné de 24°52' par rapport à l'équateur ce qui fait qu'elle a aussi des saisons. On peut observer une augmentation de la dimension des calottes polaires lors des hivers et une diminution lors des étés martiens. Les saisons martiennes sont deux fois plus longues que les nôtres. Leur durée en jours terrestres équivaut à 146 jours pour le printemps austral ou l'automne boréal; 160 jours pour l'été austral ou l'hiver boréal; 199 jours pour l'automne austral ou le printemps boréal; 182 jours pour l'hiver austral ou l'été boréal. On peut remarquer que, pour l'hémisphère boréal, les saisons froides (automne et hiver) durent 306 jours terrestres (ou 298 jours martiens) et que les saisons chaudes (printemps et été) durent 381 jours terrestres ( ou 371 jours martiens). Ces différences sont dues à l'excentricité élevée de l'orbite martienne.

C'est l'une des planètes qui fascine le plus les astronomes et les scientifiques depuis des centaines d'années. Sa surface présente de nombreux cratères érodés par l'érosion causé par des vents parfois très violents. Mars possède deux calottes glaciaires situées à ses pôles ainsi qu'une atmosphère composée principalement d'azote et de gaz carbonique. Les calottes polaires sont difficilement observables en même temps à cause de l'inclinaison de l'axe de rotation martien. On voit de temps à autre chacun des deux pôles tour à tour dépendant de la position de Mars sur son orbite par rapport à nous. C'est le pôle Sud qui est le plus facile à observer et le mieux connu. La raison de ceci est que Mars est la mieux placée pour être observé lors des oppositions périhéliques (point le plus proche de la terre) et c'est à ce moment que le pôle Sud est dirigé directement vers la Terre. A l'opposé, le pôle Nord martien est le mieux placé vers la terre que lors des oppositions aphéliques (distance la plus lointaine de Mars de la terre). Comme sur notre Terre, la dimension des pôles varie en fonction des saisons. Elle est la plus grosse en hiver et atteint sa plus petite dimension en été. Sur la Terre, on note pratiquement aucune variation de l'étendue des calottes polaires en été alors que sur Mars, cette variation est énorme. Cela suppose que les calottes polaires martiennes pourraient être constituées de glace mince formé de neige carbonique qui s'étendent lors des hivers et rétrécissent lors des étés. On observe aussi l'apparition d'une "FRANGE SOMBRE" près des pôles lors de la fonte de la glace. On ne sait pas au juste de quoi est constitué cette frange sombre mais elle produit une augmentation du contraste sur la surface martienne.

La température à sa surface est très froide quoique à l'équateur, on peut y retrouver des températures beaucoup plus clémentes. On observe aussi sur Mars la présence de taches sombres et claires sur un fond rouge. Le sol martien contient beaucoup d'oxyde de fer, ce qui lui donne la couleur rougeâtre. Mars tire d'ailleurs son nom de "planète rouge". Les régions sombres sont de couleur gris verdâtres ou bleuâtres. Elles couvrent environ 3/8 de la surface de la planète et occupent surtout l'hémisphère Sud et la zone équatoriale où elles se terminent souvent en pointe. Le meilleur exemple est SYRTIS MAJOR qui ressemble un peu au continent de l'Afrique sur notre Terre.  Ces vastes étendues sombres présentent des variations saisonnières de teintes qui pourraient être attribuées aux vents martiens et à un changement chimique de la texture du sol due à la fonte des glaces polaires. Les astronomes n'ont pas découverts la présence d'eau à ces endroits.  Ils observent cependant que ces modifications se produisent au début près des pôles puis se propagent progressivement dans toutes les directions de la planète. Grâce aux sondes spatiales, on en connaît un peu plus sur la surface martienne.

Mars possède aussi une atmosphère très ténue composé en grande partie de gaz carbonique (95%), d'azote (2.7%), d'argon (1.6%), et d'oxygène (0.13%) et quelques traces de vapeur d'eau. On peut observer la présence de nuages dans l'atmosphère martien et parfois même des tempêtes de sable qui peuvent durer quelques semaines. Ces tempêtes de sable peuvent soulever les particules jusqu'à une hauteur de 50 km dans l'atmosphère martienne. On y note l'apparition de nuages filamenteux probablement formés de cristaux de glace semblables à nos cirrus. Les sondes spatiales ont aussi détectées la présence de givre et de brouillard dans les vallées au lever du jour martien.

La température de surface à l'équateur peut atteindre +10°C à +20°C durant le jour mais elles peuvent descendre jusqu'à -60°C durant la nuit. Par contre, près des régions polaires, la température peut atteindre -140°C. Cependant, la sonde Viking avait relevée une température de l'ordre de -78°C au-dessus du pôle Nord martien. Les sondes ont aussi révélées que Mars ne possédait pas de champ magnétique. Ainsi, sa faible atmosphère et son manque de champ magnétique fait une bien mince protection contre les rayons mortels et les météorites. L'hémisphère Sud de Mars semble recouvert de beaucoup plus de cratères que l'hémisphère Nord où l'on retrouve plus de coulées de lave volcanique. Cette disproportion pourrait s'expliquer par le fait que les cratères de l'hémisphère nord aurait été recouvert par la poussière et la cendre volcanique.

Le plus grand cratère d'impact météorique est HELLAS qui rappelle les grands cirques lunaires et les bassins observés à la surface de Mercure. Situé à 45° de latitude Sud et à 200° de longitude Ouest, il se présente comme une vaste cuvette de plus de 2 000km de diamètre et de 3 à 4 kilomètres de profondeur. Presque à la même latitude mais à 45° de longitude Ouest, on retrouve ARGYRE, un autre cratère d'impact ayant 1 500km de diamètre. Une grande partie des impacts des cratères martiens ont subi une grande érosion causée par le sable et les vents forts.

La sonde MARS GLOBAL SURVEYOR a pris de superbes images de sa surface et on y a découvert la présence d'anciennes rivières maintenant asséchées avec des traces de fortes érosions. De grands canyons très profonds comme VALLES MARINERIS et des volcans très impressionnants comme le Mont-Olympus qui atteint 23 km de haut (trois fois plus haut que le Mt-Everest) par 600 km de largeur y ont été découverts. Il y a beaucoup d'autres volcans dont certains atteignent 200 km de diamètre. Ces volcans semblent inactifs. Parmi les canyons, on en a découvert un dont l'immense fissure s'étend sur plus de 4 000 km avec une largeur de 120 km et atteignant une profondeur de 6 kilomètres soit 4 fois celle du Grand Canyon en Arizona. Les sondes ont aussi détectées des vallées en forme de serpentin qui ne pourraient s'expliquer que par la présence d'eau dans le passé ayant causé une érosion fluviale. L'une de ces caractéristiques serpente sur plus de 400 km dans MARE ERYTHRAEUM avec une largeur de 5 kilomètres. D'autres formations plus larges, atteignant 60 km par endroits auraient pour origine le déferlement soudain d'eaux torrentielles. Les planétologues pensent que jadis, il y avait de l'eau en abondance sur Mars mais que celle-ci aurait disparu. Elle pourrait par contre se retrouver dans son sous-sol. En 1976, les sondes Viking 1 et Viking 2 nous ont apportées une foule d'informations très utiles. Le sable sur Mars est d'une couleur rouge-saumon alors que le ciel est rose-orangé.  Une sonde avait atterri sur Mars afin de prendre des images de l'environnement et des analyses du sol. Les résultats des analyses montrent que la composition du sol martien contient de l'oxygène, silicium, aluminium, calcium, titane et du fer en abondance. Cette proportion au niveau du fer atteint 14% comparativement à 5% pour les roches terrestres. On y a constaté la présence de 1% d'eau dans une proportion plus grande que sur la terre. Le plus surprenant a été la découverte que les roches martiennes assimilaient le carbone et rejetaient de l'oxygène.

En 1997, le robot SOJOURNER a réussi à atterrir sur Mars et à y prendre des images très impressionnantes.

On y voit un désert de roches à perte de vue et quelques montagnes au loin sous un ciel rosé. Lors des oppositions (point le plus près de la Terre), c'est le meilleur temps pour observer cette planète. Son diamètre apparent peut atteindre 25" d'arc et l'emploi de filtre rouge (25A) est à conseiller. Comme Mars s'approche de son périhélie (point le plus proche du Soleil), les astronomes observent souvent de violentes tempêtes de sable qui recouvrent parfois l'ensemble de la planète.

Mars possède deux satellites naturels: PHOBOS (diamètre 14km X 11km X 9km) et DEIMOS (diamètre 8km X 6km X 5km) qui ressemblent plus à des astéroïdes qu'à notre Lune. Phobos se situe à 9 378 km de Mars et Deimos se situe à 23 459 km. Phobos tourne autour de Mars en 7h 39 mn et Deimos fait de même en 30h 18 mn. Leur durée de rotation égalant leur durée de révolution, ils présentent toujours la même face vers Mars comme le fait notre Lune. Ces deux satellites sont très petits et de forme allongés. La gravité à leur surface est si faible qu'un bon sauteur pourrait s'en libérer. Ils présentent une surface criblée de cratères dont le plus imposant sur Phobos mesure 8 km de diamètre. Leur magnitude apparente est de +11.3 pour Phobos et +12.4 pour Deimos. Lors des plus grande élongation et lors des oppositions périhéliques de Mars, il est possible de les observer au télescope lors des plus grandes élongations (point de l'orbite le plus éloigné de Mars par rapport à notre point de vue). Etant donné sa faible distance de Mars, Phobos orbite très rapidement autour ce qui fait qu'il se lève et se couche trois fois de suite par jour martien. A l'inverse des étoiles, du Soleil et de Deimos, il se lève à l'Ouest et se couche à l'Est de la planète (déplacement de l'Est vers l'Ouest). De plus, ses phases se succèdent très vite. Il apparaît à l'horizon Ouest sous la forme d'un croissant en montant, atteint sa forme pleine au méridien et présente un croissant en phase descendante lorsqu'il atteint l'horizon Est. Deimos, quant à lui, se déplace dans le ciel en se levant à l'Est et se couchant à l'Ouest (déplacement de l'Ouest vers l'Est) et demeure pendant 2 jours et 16 heures environ au-dessus de l'horizon d'un lieu donné, tout en présentant deux fois de suite des phases croissantes et décroissantes. Pendant ce temps, le Soleil se couche deux ou trois fois.

En 2003, Mars atteindra son point le plus proche du Soleil (opposition périhélique) et elle sera très intéressante à observer quoique très basse à l'horizon sous nos latitudes. Ce sera l'occasion idéale pour l'observer. S'il n'y a pas de tempêtes de sable, nous pouvons observer certaines caractéristiques intéressantes de sa surface comme SYRTIS MAJOR. De bonnes cartes de Mars ou mieux de bons logiciels peuvent indiquer qu'elle est la partie de la surface de Mars visible selon l'heure de l'observation. De toutes les planètes, Mars est la candidate idéale pour supporter une certaine forme de vie. Actuellement, plusieurs projets d'envois de sondes robotisées sont planifiées pour explorer la surface martienne. Il est possible que dans un lointain passé, Mars possédait des conditions qui auraient pu voir une vie évoluer. Nous devons être à l'affût pour l'avenir car cette planète peut nous révéler bien des surprises.

Entre Mars et Jupiter se trouve la ceinture d'ASTEROIDES. Il s'agit de petites planètes de formes diverses ressemblant à des pommes de terre dont le diamètre peut varier de quelques dizaines de mètres à quelques kilomètres pour les plus gros. Certains astéroïdes comme IDA possèdent un compagnon qui se déplace dans l'espace ensemble. Les astronomes pensent que les astéroïdes sont la matière résiduelle n'ayant pas réussi à former une planète ou une étoile lors de la formation initiale de notre système solaire et qui se serait mis en orbite aurtour du Soleil. Nous comptons présentement plus de 47 000 astéroïdes et il s'en découvre des centaines de plus à chaques mois. Plusieurs de ces nouveaux astéroïdes sont découverts par les astronomes amateurs et j'en ai moi-même découvert quatre.  En prenant des images CCD et en les comparant par logiciel avec la fonction "blink", on peut facilement détecter le mouvement parmi les étoiles.

Les astéroïdes se tiennent pour la plupart le long de l'écliptique (zone dans le ciel où se retrouve les planètes et qui correspond à la projection de l'orbite terrestre dans le ciel). Cependant, certains ont des orbites très excentriques qui les font croiser l'orbite terrestre rendant ainsi possible une collision avec notre planète. Ces astéroïdes sont appelés NEAR EARTH ASTEROIDS (NEA) et sont maintenant très pris au sérieux par la communauté internationale suite à ce que nous avons observés lors de la chute des 21 fragments de la comète SHOEMAKER-LEVY 9 sur la planète Jupiter en 1994. La chute sur la Terre d'un astéroïde même de petite masse mais ayant une forte vitesse autour de 60 km/s causerait une déflagration thermo-nucléaire sans précédent. C'est probablement ce qui s'est produit il y a 65 millions d'années lors de la destruction des dinosaures. Actuellement, de nouveaux systèmes automatiques de surveillance du ciel découvrent de plus en plus de NEA et certains sont passés relativement proche de la Terre (entre la Terre et la lune).

La cinquième planète est JUPITER. Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont les plus grosses planètes de notre système solaire et sont principalement composées de gaz. On les appellent "planètes gazeuses". Jupiter est la plus grosse et la plus intéressante à observer. Jupiter est environ 318 fois plus massive que la Terre et 12 fois plus grosse. Elle se situe à une distance de 778 millions de kilomètres (5.2 ua) du Soleil. Son orbite est incliné de 1.305° et son excentricité est de 0.048. Sa distance de la Terre varie de 585 millions de kilomètres à l'opposition la plus rapproché à 962 millions de kilomètres à la conjonction la plus éloignée. Elle met 11 ans 10 mois 15 jours à faire le tour du Soleil. L'axe de rotation de Jupiter est incliné de 3° 04' par rapport à son équateur.

Après Vénus, Jupiter est la planète la plus brillante dans le ciel avec une magnitude avoisinant -2. Lors des oppositions, son diamètre apparent s'approche de 45" d'arc. Sa période de rotation est de 9h 55mn 30 s pour une planète qui est environ 12 fois plus grosse que la Terre qui elle tourne en 23h 56 mn. C'est pour cette raison que Jupiter présente un aplatissement aux pôles.

On y décèle des bandes sombres avec quelques  ponts, taches et surtout la fameuse TACHE ROUGE qui est en réalité un super ouragan dont la dimension avoisine 40 000 km soit environ trois fois le diamètre de notre Terre. La couleur de cette tache change au cours des années. Elle peut devenir rose pâle et plus difficile à observer. De plus, la tache rouge se déplace en longitude. Entre 1942 et 1962, elle a accompli trois révolutions dans le sens direct autour de la planète, puis, entre 1942 et 1962, son mouvement est devenu rétrograde. Mais en règle générale, elle tourne légèrement plus vite que la planète et actuellement sa rotation paraît s'accélérer. La tache rouge semble très active en échangeant de la matière avec son environnement. On observe autour de la tache rouge d'autres perturbations plus petites mais aussi très actives. Les bandes sombres que l'on observe au télescope ne constitue en fait que les hautes couches de l'atmosphère jovien.

Les sondes Pionner et Voyager ont permis de démontrer que les bandes possèdent des sens de rotation différents. La rotation des gaz dans les régions équatoriales est de 9h 50mn 30s alors qu'elle est de 9h 55mn 40.6s dans les zones de latitude moyenne. Certaines bandes tournent aussi dans le sens inverse des autres bamdes. Jupiter possède une atmosphère très dense et très active composé entre autre de 82% d'hydrogène, 17% d'hélium, du gaz méthane (0.05%) et d'ammoniac (0.01%), de la vapeur d'eau. Cette atmosphère s'étend sur une épaissseur de 1 000 km au-dessus de la surface de Jupiter et elle représente environ 1% de la masse totale de la planète. Les températures y sont très froides. Les sondes ont notées une température de -145°C dans les hautes couches de l'atmosphère. Les bandes sombres semblent correspondre aux cyclones terrestres et les zones brillantes semblent similaires aux anticyclones terrestres. Enfin, dans l'hémisphère boréal, l'activité atmosphérique de Jupiter s'harmonise apparemment avec le cycle des taches solaires qui est de 11 ans.

La faiblesse des échos radars  recueillies depuis la Terre et confirmé par la sonde Pioneer-10 semble indiqué que Jupiter ne possède pas de croûte solide. La température s'accroît également avec la profondeur allant de 2 000°C à la surface à 5 000°C à 3 000 km de profondeur. La pression y est énorme soit de 90 000 atmosphères à 3 000km de profondeur. On pense que la surface de Jupiter serait plutôt constitué d'hydrogène liquide où l'on pourrait retrouvé à 1 000km de profondeur une surface gelée constituée d'hydrogène et d'hélium solide. Finalement, son noyau pourrait être constitué d'hydrogène et d'hélium métallique.

Jupiter possède un puissant champ magnétique ainsi qu'une ionosphère et les sondes y ont observées des aurores aux pôles et de puissants orages électriques. Elle émet 2.5 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. On pense qu'elle pourrait être une "étoile ratée" n'ayant pas eu assez de matière pour briller par elle-même. Jupiter possède aussi des anneaux très faibles situé à quelque 56 300 km de sa surface. Ces anneaux seraient formés de roches et de glace provenant probablement de la matière primitive.

Les quatre plus brillants IO, EUROPA, GANYMEDE et CALLISTO sont appelés satellites galiléens puisqu'ils furent les premiers à avoir été observé par l'astronome italien GALILÉE en 1610. Ces quatre satellites sont faciles à observer et leurs déplacements sur leurs orbites respectives offrent parfois des spectacles intéressants comme des éclipses, occultations et passages de leur ombre devant le disque de Jupiter. Les éphémérides et les bons logiciels astronomiques comme KEPLER et COELIX de Jean Vallières indiquent quand se produit ces phénomènes. IO possède un diamètre d'environ 3 636 km et tourne autour de Jupiter en 1.769 jours, Europa en 3.551 jours, Ganymède en 7.155 jours et Callisto en 16.689 jours. Leurs orbites sont presque circulaires et situées à peu près exactement dans le plan de l'équateur de Jupiter. Les sondes ont révélées que ces quatres satellites présentent toujours la même face vers Jupiter comme le fait notre Lune vers la Terre.

Les sondes ont permis de démontrer que le satellite IO gravite à une distance d'environ 421 700 km de Jupiter et possède de nombreux volcans dont au moins six sont encore en éruption. Sa surface présente très peu de cratères comparativement à la Lune, ce qui semble indiquer qu'il serait beaucoup plus jeune qu'elle. On a détecté un courant électrique dont l'intensité est évaluée à 1 million d'ampères qui émane d'un de ses hémisphères et qui atteint même l'ionosphère de Jupiter en suivant les lignes de forces de son puissant champ magnétique. Ce courant électrique intense repart d'une autre partie de l'ionosphère de Jupiter pour rejoindre l'hémisphère opposé de IO. Ce satellite naturel serait un véritable four à micro-onde. IO possède une atmosphère de 110 km d'épaisseur et 20 000 fois moins dense que la nôtre. Le dioxyde de souffre en est le constituant principal avec de faibles proportions de méthane et d'ammoniac. IO possède aussi une ionosphère analogue à celle de Vénus. Tout comme Titan, le plus gros satellite de Saturne, IO est entouré d'un cocon d'hydrogène. La température moyenne de la surface éclairée de IO tout comme les trois autres satellites galiléens est d'environ -145°C. Par contre, lorsque ceux-ci passent dans l'ombre de Jupiter, cette température chute à -240°C. On a constaté que lorsque IO ressort de l'ombre de Jupiter, sa couleur normale orangé devient un blanc éclatant pendant une dizaine de minutes. On pense que cela est causé par une solidification de son atmosphère aux basses températures qui engendre une neige de méthane qui retombe à sa surface. Peu de temps après, cette neige se sublime rapidement sous l'augmentation de la température et IO retrouve sa couleur orangée.

Le satellite EUROPA possède un diamètre d'environ 3 126 km et gravite à environ 670 900 kilomètres de Jupiter. Il est recouvert d'une couche de glace où s'entremêlent des milliers de fissures qui pourraient recouvrir de vastes océans. On y détecte très peu de relief et aucun cratère d'impact.

Les autres satellites GANYMEDE et CALLISTO se ressemblent beaucoup. GANYMEDE aurait un diamètre de 5 276 km et gravite autour de Jupiter à une distance d'environ 1 070 400 kilomètres. Sa constitution serait fait de roches et de glace. On y a détecté la présence d'impacts météoriques de dimensions variées. On pense qu'elle possède aussi une atmosphère.

Finalement CALLISTO aurait un diamètre d'environ 4 820 km et gravite autour de Jupiter à une distance moyenne de 1 882 700 kilomètres. Son sol est formé en grande partie de glace. On y détecte des cratères aux remparts délabrés et un bassin circulaire de 2 500 km de diamètre. On pense que Ganymède et Callisto posséderaient un noyau rocheux, associé à un manteau liquide constituée de méthane et d'ammoniaque surmonté d'une écorce de glace. C'est GANYMEDE qui est le plus gros des 4 satellites galiléens.

On a découvert récemment le satellite METIS dont le diamètre est de 40 km qui gravite très près de Jupiter à uen distance d'environ 127 600 km.  Outre les quatre satellites galiléens, la plupart des autres satellites de Jupiter sont très petits et de forme irrégulières comme les satellites de Mars. On pense qu'il s'agirait d'astéroïdes capturés par l'attraction de Jupiter. On a découvert jusqu'à ce jour 58 satellites naturels gravitant autour de Jupiter.

Volcans sur le satellite IO (Voyager)		Satellite EUROPA	Satellite GANYMEDE		Satellite CALLISTO

La sixième planète, SATURNE est la plus impressionnante à observer. Ce qui caractérise cette planète, c'est évidemment ses ANNEAUX qui furent observés pour la première fois en 1610 par Galilée. Ces anneaux sont faciles à observer même avec un petit télescope. On les désigne en partant de l'extérieur vers l'intérieur par les lettres A, B, C. Le plan des anneaux de Saturne est incliné d'un angle de 27° sur le plan de l'orbite de la planète.

L'anneau extérieur A, gris-bleuâtre, offre dans sa longueur plusieurs maxima d'intensités séparés par des lignes sombres plus ou moins nettes. L'une d'elles, a été appelé la "division d'ENCKE". Le diamètre extérieur de l'anneau A est de 276 000 km et sa largeur est d'environ 17 500 km.

L'anneau moyen B, blanchâtre, est très brillant vers son bord extérieur mais présente des zones moins claires vers l'intérieur et des subdivisions moins serrées que celles de l'anneau A. Il est séparé de celui-ci par la division de Cassini (largeur de 3 500 km) qui forme une ligne épaisse totalement noire que l'on peut facilement observer avec un bon télescope sous un fort grossissement. Les dimensions des diamètres extérieur et intérieur de l'anneau B sont respectivement de 233 000 km et 175 000 km. Sa largeur est de 29 000 km environ.

L'anneau intérieur C est très sombre et transparent. On l'appelle "l'anneau de crèpe". Situé à environ 11 000 km de la surface de Saturne, ses diamètres extérieur et intérieur mesurent respectivement 173 000 et 140 000 km. Sa largeur est de 16 500 km. Un intervalle d'à peu près 1 000 km, appelé la "division de Lyot", le sépare de l'anneau B. La sonde Voyager a cependant pris des images détaillées des anneaux de Saturne et on a découvert en réalité qu'il y a des milliers d'anneaux. Les anneaux sont constituées de blocs de roches et de glace pouvant mesurer de quelques centimètres à quelques mètres qui orbitent autour de Saturne et dont l'épaisseur ne dépasse pas 150 mètres.

A mesure que Saturne se déplace sur son orbite, on remarque un changement dans l'apparence des anneaux. Parfois, les anneaux sont vus par la tranche et peuvent même devenir invisible à travers un puissant télescope. Le meilleur moment pour observer les détails des anneaux, c'est lorsque la terre se situe au-dessus ou au-dessous du plan de ceux-ci.

Saturne tourne sur elle-même en 10h 39 mn et elle présente un aplatissement aux pôles comme Jupiter. Elle prend 29.46 ans à faire le tour du Soleil. Elle est 9 fois plus grosse (son diamètre équatorial valant environ 120 660 km) et  95.18 fois plus massive que la Terre. Elle se situe à 9.54 ua du soleil. Son orbite est inclinée de 2.487° et son excentricité est de 0.053.  Son axe de rotation est incliné d'un angle de 26.73° par rapport à son équateur. On  y observe des bandes très pâles (il y en a une vingtaine) quoique beaucoup moins évidentes que Jupiter. Ses régions polaires sont en général foncées et la zone tempérée Sud est quelquefois bleuâtre. A l'occasion, de faibles taches pâles semblables à celles que l'on observe sur Jupiter. Tout comme Jupiter, on y a observé de grandes taches associées à de puissants ouragans un peu comme la fameuse tache rouge de Jupiter. La température moyenne de Saturne est de l'ordre de -160°C.

La structure du globe de Saturne est analogue à Jupiter. On pense que la surface peut être constituée d'un océan d'hydrogène liquide mélangé à de l'azote et de l'hélium liquide. Saturne présente des indices supposant qu'elle aurait elle aussi un champ magnétique environ 1 000 fois plus puissant que celui de la Terre. La densité de Saturne est telle qu'elle flotterait sur l'eau. Elle est constitué de gaz formé de méthane et d'ammoniac. Les proportions de méthane serait plus important que ce qu'on retrouve sur Jupiter et l'ammoniac serait moins abondant. La température moyenne de Saturne serait autour de -160°C.

Saturne possède plus de 31 satellites naturels dont neuf sont importants et six ( TETHYS, DIONE, RHEA, TITAN, HYPERION et IAPETUS) peuvent être observés assez facilement au télescope. Le plus gros de ses satellites TITAN (diamètre estimé à 4 912 km) possède une atmosphère proncipalement composé de 80% d'azote moléculaire, 12% d'argon, 1 à 6% de méthane, de faibles quantités d'autres carbures d'hydrogène et quelques composés organiques. Les sondes Voyager I et II ont déterminé qu'il existe un effet de serre qui réchaufferait la surface de Titan. Il semble être un candidat intéressant pour supporter une certaine forme la vie sous une forme primitive. Vous pouvez visualiser une petite animation montrant Titan qui occulte deux petites étoiles qui disperse leur lumière dans son atmosphère. Il tourne à une distance de 1 221 900 km (21 rayons équatoriaux de Saturne) en 15 j ours 22 heures et 41 minutes. La pression atmosphérique à sa surface est semblable à la Terre et sa température avoisinne les -200°C.

Les satellites Théthis, Dioné, et Mimas sont criblés de cratères comme la Lune. Mimas contient un immense cratère dont la dimension est de 180 km. Sur Thétis, les sondes ont découvert un canyon très profond long de 800 km. Encelade présente un structure d'écoulement comme si une eau boueuse arrivait à sa surface. La plupart des autres satellites autour de Saturne sont très petits et de dimension semblables aux astéroïdes.

La septième planète URANUS, découverte par le musicien anglais passionné d'astronomie William Herschel en 1741, possède également des anneaux quoique invisibles aux télescopes. D'aspect verdâtre, Uranus présente un petit disque d'à peine 4" d'arc sous un fort grossissement au télescope. Sa magnitude est en moyenne autour de +6. Elle se situe à 2 milliards 742 millions de km du Soleil (19.2 ua) et tourne sur elle-même en sens rétrograde en 10h 42mn. Elle met 84 ans à faire le tour du soleil. Elle mesure 50 800 km soit 3.9 fois la dimension de la Terre et elle est 55 fois plus volumineuse. Sa masse vaut 4.6 fois celle de la Terre et l'inclainaison de son orbite par rapport à l'orbite terrestre (écliptique) n'est que 0° 46'. Par contre, son axe de rotation est incliné d'un angle de 97.86° donc pratiquement couché sur le plan de son orbite.

Son atmosphère, dense et nuageuse, est composé d'hydrogène, d'hélium, de méthane et d'ammoniac, La température dans les couches supérieures de l'atmosphère atteint -170°C à -207°C mais en raison de la densité de l'atmosphère, on pense qu'il pourrait y régner un effet de serre qui ferait que la température à la surface pourrait atteindre une température de l'ordre de +25°C. Les sondes ont détectées la présence d'aurores polaires ce qui laisse supposé la présence d'un puissant champ magnétique.

Uranus possède 21 satellites naturels dont certains (MIRANDA, ARIEL, UMBRIEL, TITANIA, et OBERON) peuvent être observable avec de puissants instruments. Fait intéressant, ces satellites  tournent dans le sens rétrograde et dans des plans presque perpendiculaires à l'orbite  d'Uranus.

Miranda orbite à 130 000 km d'Uranus en 1 jour 9 heures et 56 mn. Son diamètre n'est que de 250km. Ariel orbite à 191 800 km en 2 jours 12h et 29 mn. Il mesure environ 650 km.  Umbriel orbite à 267 200 km en 4 jours 3 heures  28 mn. Son diamètre est de 500 km.

Les deux plus importants satellites d'Uranus sont Titania et Obéron. Titania orbite à 430 000 km en 8 jours 16h 56 mn. Son diamètre est d'environ 1 000 km. Obéron orbite à 586 200 km en 13 jours 11 heures 7 mn. Son diamètre est de 900 km environ. Avec une caméra CCD, il est possible de capter quelques-uns des satellites d'Uranus et suivre leurs déplacements.

La huitième planète NEPTUNE a été découverte en 1846 grâce aux calculs effectués par l'astronome français Jean Joseph Le Verrier. Plusieurs astronomes avaient notés des perturbations dans le mouvement de la planète Uranus dans le ciel. Le Verrier expliqua que ces perturbations devaient être produites par la présence d'une autre planète géante au-delà de l'orbite Uranus. Il effectua de nombreux calculs mathématiques en tenant compte des lois de Kepler et Newton et prédisa la position de la supposé planète à un astronome berlinois équipé d'un bon télescope du nom de Galle. Ce dernier observa le ciel à la recherche de cette nouvelle planète qu'il découvrit à l'endroit exacte prédit par Le Verrier.

Au même moment, un astronome anglais du nom de Adams avait fait de son côté des calculs et avait envoyé à son directeur la position prévu de Neptune. Ce dernier n'avait pas accordé d'importance aux calculs de Adams et il n'a jamais donné suite à ses demandes. Ce n'est que suite à l'annonce de la découverte officielle de Neptune qu'il décida de s'intéresser aux calculs de Adams et il en vint aux mêmes conclusions.

Neptune est situé à 4 milliards et demi de kilomètres du Soleil (30 ua) et elle met 164.1 ans à en faire le tour complet. Son orbite est presque circulaire (e=0.009) et incliné de 1.77° sur le plan de l'écliptique. Elle est environ 17.2 fois plus massive et 3.8 fois plus grosse que la Terre. Sa rotation est évaluée à environ 15h 48 mn en sens directe. Son atmosphère est constitué d'hydrogène, d'azote et d'hélium. On pense qu'il y a un immense océan de méthane à sa surface. La température de Neptune se situe autour de -200°C. Elle possède aussi des anneaux extrêmement faibles. Sa brillance est d'environ +8 et son diamètre apparent atteint environ 2" d'arc. C'est une planète difficile à observer. Les sondes ont détectées la présence de taches sombres comme sur Jupiter.

 Neptune possède actuellement 11 satellites naturels dont deux Triton et Néréïde sont assez gros. TRITON peut facilement être capté avec une caméra CCD. Il orbite à environ 354 800 km de Neptune et tourne autour en 5.9 jours mais en sens rétrograde. Son diamètre atteint environ 2 707 km. On pense qu'il possède peut-être une atmosphère. Néréïde orbite à 5 513 400 km et tourne en 360.1 jours en sens direct. Son diamètre est d'environ 340 km. Les autres satellites sont encore plus petits et ressemblent à des astéroïdes qui auraient été capturés par l'attraction de Neptune ou simplement qui seraient les restes n'ayant pas servi à la formation de la planète.

Finalement, la neuvième planète PLUTON possède un seul satellite nommé CHARON qui effectue une rotation autour en 6.4 jours. Charon se situe à environ 19 410 km de Pluton. Cette planète fut découverte le 23 janvier 1930 par Clyde W. Tombaugh qui s'effectuait à comparer des images du ciel prises à quelques journées d'intervalle avec un comparateur (blink-microscope). Pluton se situe aux confins de notre système solaire à 5 milliards 900 millions de kilomètres (39.43 ua) du Soleil. Son diamètre ne serait que de 3 000 km soit plus petit que notre Lune. La très forte inclinaison de son orbite de 17.149 ° et sa grande excentricité de 0.248 fait en sorte que son orbite entre  à l'intérieur de l'orbite de Neptune ce qui fait que Pluton peut parfois devenir plus près du soleil que Neptune. Elle met 247 ans et 249 jours à faire le tour du soleil. Sa période de rotation sur elle-même serait de l'ordre de 6 jours 9 heures 17 mn. Pluton a atteint son périhélie en septembre 1989. Actuellement, il est situé plus loin que Neptune. On pense qu'il a une atmosphère très ténue composé de méthane et que sa température serait inférieure à -250° C. Des analyses spectroscopiques semblent démontrées que sa surface serait constitué de méthane gelé. Etant donné sa très grande distance au Soleil, on en connaît très peu actuellement sur Pluton.

Pluton est difficile à observer puisqu'elle brille comme une étoile à la magnitude +14. On peut facilement photographier Pluton avec une caméra CCD même en ville. Ces dernières années, il y a un débat au niveau de la communauté astronomique car certains pensent que Pluton serait plus un astéroïde qu'une planète.

Au-delà de Pluton, il existerait selon les astronomes une autre ceinture semblable aux astéroïdes appelée CEINTURE DE KUYPER. Certains astres dont l'orbite diffère des astéroïdes ont été découverts récemments. L'astre le plus brillant qui pourrait être la plus grande comète connu CHIRON proviendrait de cette ceinture.

Finalement, aux confins de notre système solaire existerait un autre réservoir appelé RESERVOIR d'OORT d'où proviendrait les COMETES. L'analyse des orbites des comètes semble de plus en plus prouver l'existence d'un tel réservoir. Les comètes sont parmi les astres les plus spectaculaires à observer. On en découvre plus d'une trentaine par années. Cependant, la plupart sont trop faibles pour être à la portée des astronomes amateurs ou d'un intérêt pour le public. Parmi les comètes les plus célèbres, notons la fameuse comète de HALLEY qui est un comète périodique qui nous revient à tous les 76 ans. La dernière fois que cette comète nous a visité fut en 1986. Quoique que moins spectaculaire qu'en 1910, cette comète n'a atteint que la magnitude +2 lors de son dernier passage en 1986. Un grand nombre de comètes ont des orbites paraboliques ou hyperboliques qui font qu'elles passeront une seule fois près du Soleil et elles ne reviendront plus jamais nous visiter. Lorsqu'une comète s'approche du Soleil, la pression des particules (vent solaire) échauffe le noyau et laisse échapper les gazs. Lorsque la comète passe au plus près du Soleil et de la Terre, le spectacle peut devenir très impressionnant.

Les comètes HYAKUTAKE en 1996 et HALE-BOPP en 1997 furent parmi les plus spectaculaires des dernières années. Lorsqu'une comète s'approche du Soleil ou frôle une planète géante comme Jupiter, il arrive parfois que le noyau se fragmente et tombe parfois sur le Soleil (SOHO) ou sur une  planète comme ce fut le cas pour la comète SHOEMAKER-LEVY 9 qui s'est écrasé sur Jupiter en 1994. Lorsqu'une comète s'approche du Soleil, elle devient très intéressante à observer et il devient intéressant de suivre son évolution. On peut y constater des sursauts d'éclats, l'éclatement ou fragmentation du noyau, changement dans la chevelure et la queue.

Les astronomes s'intéressent beaucoup à la composition des gaz des comètes parce qu'elles révèlent bien des secrets sur les composants originels de notre système solaire. Chez plusieurs comètes, les astronomes ont détectés dans les gaz certains composants de base à la vie et certaines théories laissent présager que les comètes seraient des porteurs de vie. Certaines en s'écrasant sur des planètes peuvent l'enrichir d'éléments de base à la vie qui, si les conditions le permettent, peut finir par évoluer. Grâce à la sonde SOHO, plusieurs comètes s'approchent dangereusement du Soleil au point de s'y écraser. Vous pouvez vous-mêmes suivre ces événements lorsqu'ils se produisent via Internet sur le site web de SOHO.

Les récentes découvertes du télescope spatial HUBBLE ont permis de découvrir d'autres planètes géantes gravitant autour de d'autres étoiles. Ces superplanètes semblent prouver qu'il y a d'autres systèmes planétaires autour de d'autres étoiles plus loin que notre Soleil. Notre galaxie compte plus de 150 milliards d'étoiles de toutes âges, grosseurs, luminosité et il y a plusieurs milliards de galaxies dans notre univers.

La question de la vie ailleurs dans l'univers est toujours d'actualité. Il y a plein d'indices présents dans l'univers (molécules organiques, micro-organismes fossilisés dans les météorites, composantes de base à la vie retrouvées dans les gaz des comètes, etc) MAIS nous n'avons pas encore la preuve HORS DE TOUT DOUTE et la science contitue ses recherches à ce niveau.

Espérons que nous aurons cette preuve de notre vivant. En attendant, lorsque vous regarderez un beau ciel étoilé, dites-vous que les milliers d'étoiles que vous verrez sont d'autres soleils qui peuvent avoir des planètes dont certaines peuvent être habitées. Peut-être que sur ces planètes, il y a des êtres qui regardent le ciel eux aussi et qui se posent les mêmes questions que vous.

Pour en apprendre plus sur les planètes, je vous invite à consulter les nombreux sites sur Internet dont ceux-ci:

WILLIAM FONDEVILLA

PLANETS

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