Bien qu'il fallut attendre le XVIIe siècle pour que les astronomes s'en rendent finalement compte, le Soleil n'est pas un astre particulier de l'Univers, mais simplement une étoile comme les autres. La seule chose qui le distingue des autres étoiles est sa proximité à notre planète. Le Soleil est ainsi la seule étoile suffisamment proche de la Terre pour pouvoir être étudiée en détail, la seule dont nous puissions observer la surface et l'environnement proche avec précision. En plus de son intérêt propre, l'étude du Soleil constitue donc également un pas fondamental dans notre compréhension générale des étoiles.

Le Soleil est un corps relativement simple, une gigantesque boule de gaz de 1,4 millions de kilomètres de diamètre, soit 110 fois la taille de la Terre. Sa masse est de 2000 milliards de milliards de milliards de kilogrammes, soit 330 000 fois celle de la Terre. Environ 75 pour cent de cette masse est composée d'hydrogène, 25 pour cent d'hélium et le reste (0.1 pour cent) est constitué d'éléments plus lourds.

Structure interne

L'intérieur du Soleil étant inaccessible à l'observation, il faut recourir à des constructions théoriques pour décrire les phénomènes qui s'y produisent et déterminer sa structure interne. Ces études ont mis en évidence que l'intérieur du Soleil est divisé en trois zones : le noyau, la zone radiative et la zone convective. Le noyau est la partie dans laquelle l'énergie du Soleil est créée grâce à des réactions nucléaires. La température y est extrêmement élevée, environ 15 millions de kelvins. Cette région représente environ 25 pour cent du diamètre du Soleil et, du fait de sa grande densité, contient près de 60 pour cent de la masse totale de notre étoile.

 
Autour du noyau vient ensuite la zone radiative qui représente 55 pour cent du rayon du Soleil. Dans cette région, l'énergie créée dans le noyau est transportée vers l'extérieur par les photons. Ce mode de transport est très lent car les photons sont constamment absorbés puis réémis par toutes les particules présentes. On estime ainsi que le temps mis par un photon pour sortir du Soleil est de plusieurs centaines de milliers d'années, alors qu'il suffirait de quelques secondes s'il n'y avait pas d'obstacle en chemin.

Finalement, on arrive à la couche extérieure, la zone convective, qui représente 30 pour cent du diamètre solaire et où la température descend sous le million de kelvins. Dans cette couche, le transport d'énergie se fait par convection, c'est-à-dire par des mouvements d'ensemble de la matière présente. Le gaz chaud des profondeurs remonte ainsi vers la surface, libère de l'énergie en se refroidissant, puis replonge vers l'intérieur et ainsi de suite.

La planète Saturne est entourée d'au moins 34 satellites. Le plus intéressant est Titan, avec un diamètre de 5150 kilomètres. On trouve également six satellites de diamètres intermédiaires, entre 400 et 1500 kilomètres : Mimas, Encelade, Téthys, Dioné, Rhéa et Japet, dans l'ordre des distances croissantes à Saturne. Il a aussi d'autres satellites plus petits qui sont généralement soit des astéroïdes capturés, soit des résidus d'impacts ou de collisions.

Principaux satellites de Saturne

Les satellites Mimas et Téthys sont tous deux très cratérisés. En particulier, on observe sur Mimas un énorme cratère d'impact dont le diamètre est le tiers du diamètre de la planète.

Une image de Mimas obtenue par la sonde Cassini en août 2005. Mimas possède un diamètre de 398 kilomètres et son aspect "Guerre des étoiles" vient d'un cratère extraordinaire de 130 kilomètres de diamètre appelé Herschel

 
Encelade, au contraire, présente de grandes régions recouvertes de glace très pure et pratiquement dépourvues de cratères, ce qui indique une activité géologique récente, probablement il y a moins de 100 millions d'années. Cette activité est vraisemblablement due à des forces de marée engendrées par les interactions gravitationnelles entre Encelade, Dioné et Saturne, une situation similaire à celle d'Io autour de Jupiter. 

Encelade

Dioné, Rhéa et Japet ont en commun d'avoir des hémisphères très dissimilaires. Les satellites Dioné et Rhéa ont tous les deux un hémisphère semé de cratères et un hémisphère plus lisse recouvert de traînées brillantes d'origine encore inconnue. La différence est encore plus marquée pour Japet qui possède un hémisphère très sombre et un hémisphère très réfléchissant. Dans ce dernier cas, les planétologues pensent que l'hémisphère sombre est du à la proximité d'un autre satellite, Phoebé. Cet ancien astéroïde capturé par Saturne est composé de matière très sombre qui s'échappe peu à peu vers l'extérieur et vient en particulier recouvrir l'un des hémisphères de Japet.

La planète Neptune parcourt une orbite à 4,495 milliards de kilomètres, soit 30 unités astronomiques du Soleil, ce qui en fait la plus lointaine des planètes classiques du système solaire (Pluton n'est plus en compétition depuis qu'elle a été rétrogradée au rang de planète naine). Du fait de cette distance, la planète a une très longue période de révolution : 165 années terrestres.

Le diamètre de Neptune est d'environ 49 500 kilomètres, légèrement inférieur à celui d'Uranus, mais tout de même quatre fois celui de la Terre. Neptune a par contre une masse supérieure à Uranus, environ 17 fois la masse de la Terre. La planète est essentiellement constituée d'hydrogène et d'hélium. Elle contient un énorme noyau de roche liquide, d'eau, d'ammoniac et de méthane qui représente les deux tiers du diamètre. Le tiers externe est composé d'hydrogène, d'hélium, d'eau et de méthane.

 
La surface externe de Neptune est constituée d'épaisses couches nuageuses et apparaît bleue du fait de la présence de méthane. Ces nuages se déplacent à des vitesses qui peuvent aller jusqu'à 2000 kilomètres à l'heure, des vitesses record pour le système solaire. Rompant la monotonie, on trouve aussi de longs nuages blancs composés de cristaux de glace de méthane, ainsi que de grandes taches bleues dues à des ouragans similaires à ceux Jupiter.

 
Satellites et anneaux

Neptune possède au moins 13 satellites. Le plus intéressant de ces satellites est Triton, le seul à être suffisamment massif pour avoir atteint une forme sphérique. Il possède un diamètre de 2700 kilomètres et est entouré d'une atmosphère ténue riche en azote avec des traces de méthane. La sonde Voyager 2 y a mesuré en 1989 la plus basse température jamais observée sur un corps du système solaire : -236 degrés Celsius. Sa surface recouverte de glace d'azote est très complexe, avec quelques formations qui ressemblent à des geysers et qui peuvent rejeter de l'azote jusqu'à une altitude de 8 kilomètres.

Triton se déplace sur une orbite rétrograde, c'est-à-dire en direction opposée à la rotation de Neptune, ce qui est très inhabituel. L'explication la plus plausible consiste à dire que Triton ne s'est pas formé au même endroit que Neptune, mais a probablement été capturé par l'attraction gravitationnelle de la planète dans un passé lointain. Les observations montrent également que le satellite se rapproche inexorablement de Neptune sous l'effet des forces de marées. Il devrait un jour exploser et donner naissance à un magnifique anneau autour de la planète. 

Notons encore que Neptune est entourée d'une série d'anneaux très fins probablement composés de poussières. Ces anneaux sont irréguliers et présentent des parties plus denses qui leur donnent l'aspect d'arcs. Les premiers furent décelés depuis la Terre lors d'occultations stellaires dans les années 1980, d'autres furent découverts par la sonde Voyager 2 en 1989.
  

Découverte

Neptune fut le premier objet astronomique découvert par le calcul plutôt que par le hasard des observations. De longues études du mouvement d'Uranus avaient montré que cette planète devait être soumise à des perturbations gravitationnelles provoquées par un corps non identifié. Les astronomes français Urbain Le Verrier et anglais John Couch Adams utilisèrent indépendamment les lois de la mécanique céleste pour estimer la position de ce corps. L'astronome allemand Johann Gottfried Galle entama des observations à la position indiquée par Le Verrier et fut la première personne à observer Neptune, à l'endroit prévu, le 23 septembre 1846 . Non seulement la découverte d'une nouvelle planète, mais un triomphe pour la mécanique céleste.

De façon assez étonnante, le problème de l'origine de la Lune n'a pas encore été résolu de façon définitive. Trois différents scénarios ont longtemps dominé le débat. Le premier scénario était celui de la fission. Juste après sa formation, la Terre était une masse liquide en rotation relativement rapide. Du fait de la force centrifuge, notre planète aurait éjecté une fraction de sa masse qui se serait finalement agglomérée pour donner naissance à la Lune. Le deuxième scénario était celui de la création simultanée : la Terre et la Lune se seraient formées simultanément à partir de la même source de poussières. Enfin, le troisième scénario était celui de la capture, selon lequel la Lune se serait formée dans une région différente du système solaire mais aurait été capturée à un certain moment par le champ de gravité de la Terre.

 
En fait, aucune de ces anciennes théories n'est véritablement satisfaisante. L'analyse des roches lunaires a montré que leur composition chimique est différente de celle des roches terrestres, en particulier en ce qui concerne la proportion de fer. La Lune ne peut donc pas être uniquement formée de matière arrachée à la Terre et elle n'a pas non plus pu tout simplement naître dans la même région que la Terre. De plus, le premier scénario exige une vitesse de rotation excessivement grande et le deuxième est incapable d'expliquer pourquoi la Lune possède un noyau beaucoup plus petit que la Terre. Enfin, le troisième scénario n'est pas satisfaisant car il est extrêmement difficile d'imaginer comment la Terre aurait pu capturer un objet aussi massif que la Lune et l'amener dans une orbite stable. De plus, l'analyse de la proportion de différents noyaux atomiques montre une très forte similarité entre la Terre et la Lune, ce qui est très difficile à s'expliquer si les deux corps ont été crées de façon indépendante.

Plusieurs planétologues proposèrent ainsi en 1975 un quatrième scénario plus compliqué de l'origine de la Lune. Selon eux, très tôt dans l'histoire du système solaire, une collision se serait produite entre la Terre et un autre objet de la taille de Mars. Cette collision aurait entraîné l'éjection d'une énorme quantité de matière qui se serait agglomérée pour donner naissance à la Lune.

Cette dernière théorie peut expliquer toutes les différences ou similarités entre la Terre et la Lune, et c'est donc la théorie la mieux acceptée aujourd'hui. A l'époque de l'impact, la plus grande partie du fer de la Terre s'était déjà rassemblée dans le noyau. La matière éjectée provenait principalement du manteau, plus pauvre en fer, ce qui explique que la Lune contient une faible proportion de cet élément. La similarité dans la proportion de différents noyaux atomiques est due au fait que les deux corps ont une origine commune. Enfin, la nature très aléatoire d'un impact explique pourquoi la Terre est la seule planète interne du système solaire à posséder un satellite de si grande taille.

L'observation des tremblements de terre et des ondes sismiques qu'ils produisent nous permet d'étudier la structure interne de notre planète. En observant en différents points du globe les vibrations créées par un tremblement de terre, il est possible de reconstruire la trajectoire que les ondes sismiques ont parcouru dans le globe. Comme cette trajectoire dépend de la nature des matériaux rencontrés, elle nous permet de remonter à la structure interne de notre planète. Un autre moyen d'étude est l'analyse des roches éjectées par les volcans, qui nous révèle quant à elle la composition chimique des couches profondes.

Ce type d'étude a révélé que notre planète est constituée de trois couches qui diffèrent essentiellement par leur composition chimique. La première couche en s'enfonçant dans le globe est l'écorce. Son épaisseur est d'une dizaine de kilomètres sous les océans et d'une quarantaine sous les continents. Cette couche est composée de roches sédimentaires, de granite et de basalte, ces constituants ayant été plus ou moins mélangés sous l'effet de l'activité géologique intense de la Terre. En dessous se trouve le manteau, une couche solide d'environ 3000 kilomètres de profondeur, formée de silicates riches en fer et en magnésium. Enfin, au centre se trouve au noyau essentiellement composé de fer et d'un peu de nickel. Ce noyau est en fait composé de deux couches : le noyau externe, liquide, et le noyau interne, solide. Au centre, la température est d'environ 5000 degrés Celsius et la pression plusieurs millions de fois celle de la surface.

La tectonique des plaques

L'une des caractéristiques qui fait de la Terre une planète très spéciale est la présence d'une tectonique des plaques. La croûte et la partie externe du manteau forment une couche de quelques dizaines de kilomètres, appelée la lithosphère, qui se distingue par sa rigidité. En dessous se trouve l'asthénosphère, une couche moins rigide sur laquelle la lithosphère peut lentement se déplacer. La lithosphère n'est pas faite d'un seul bloc, mais divisée en plusieurs plaques qui peuvent légèrement se déplacer les unes par rapport aux autres en glissant sur l'asthénosphère.

Les monts Everest et Makalu

 
Ces plaques se déplacent sous l'effet de la convection dans le manteau. En effet, l'énergie produite par la désintégration de noyaux radioactifs au centre de la Terre est transportée vers l'extérieur par un phénomène de convection, les roches chaudes remontant vers la surface, les roches refroidies plongeant vers les profondeurs. Ces mouvements de matière dans l'asthénosphère provoquent le déplacement des plaques de la lithosphère, que l'on désigne sous le nom de tectonique des plaques. Ainsi par exemple, la plaque qui porte l'Amérique de sud se sépare de celle qui porte l'Afrique à une vitesse d'environ trois centimètres par an.

La tectonique des plaques est responsable de la plupart des formations géologiques présentes sur Terre. Ainsi, lors de la collision de deux plaques, une chaîne de montagnes peut naître. C'est par exemple la collision des plaques portant l'Inde et la Chine qui a donné naissance à l'Himalaya. Il arrive également qu'une plaque plonge sous une autre - on parle de subduction - en menant au même résultat, comme dans le cas des Andes.

L'une des conséquences les plus importantes de la tectonique des plaques est le renouvellement de la surface terrestre. Au milieu de l'océan atlantique se trouve une énorme crête appelée le rift océanique. A cet endroit, deux plaques se séparent et permettent à des roches fondues du manteau de remonter à la surface. Le phénomène opposé se produit dans les zones de subduction où une plaque redescend vers les profondeurs. Ainsi par le jeu de ces deux phénomènes, de la matière du manteau remonte en permanence à la surface avant de replonger après des centaines de millions d'années. La conséquence est un renouvellement permanent de la surface de la Terre, sans équivalent dans le système solaire. Ceci explique en particulier que même si la Terre a été soumise à un intense bombardement météoritique dans sa jeunesse, toute trace a été effacée et les cratères météoritiques sont maintenant très rares à la surface de notre planète. 

Une conséquence de l'activité de notre planète est l'injection de gaz carbonique dans l'atmosphère. En effet, le gaz carbonique atmosphérique se dissout facilement dans les eaux de pluie et est rapidement injecté dans le sol sous forme de carbonates ou bien dissout dans les océans. S'il restait emprisonné dans les roches ou les océans, l'effet de serre sur notre planète diminuerait et la température se mettrait à chuter, comme ce fut le cas sur Mars. L'injection dans l'atmosphère du gaz emprisonné dans les laves volcaniques permet au niveau de gaz carbonique d'être stable et assure une température modérée de l'atmosphère.