En quoi les étoiles diffèrent des planètes : détails et points intéressants. Des planètes si étonnantes et si belles

Vous souvenez-vous comment, dans l'histoire de Tchekhov « Kachtanka », le propriétaire du chien lui dit : « Vous êtes contre un homme, comme un charpentier contre un menuisier » ? C’est ainsi que se présentent les étoiles par rapport aux planètes.

Étoiles

Étoile en astronomie, on appelle un corps céleste dans lequel se produisent des réactions thermonucléaires. Ce sont d’énormes boules de gaz incandescentes (plasma). Ils se forment à partir d’un environnement gazeux-poussières (principalement de l’hydrogène et de l’hélium) suite à la compression gravitationnelle. Dans les profondeurs des étoiles, il y a une température énorme - des millions de kelvins, des réactions thermonucléaires de conversion de l'hydrogène en hélium se produisent (°C = K−273,15). A leur surface se trouvent des milliers de kelvins. Les étoiles sont appelées les corps principaux de l’Univers car elles contiennent l’essentiel de la matière lumineuse dans la nature. Notre Soleil est une étoile typique de classe spectrale G avec une température de 5 000 à 6 000 K. Classes spectrales- classification des étoiles selon leur spectre de rayonnement, principalement selon la température de la photosphère. Il existe 7 classes au total : O, B, A, F, G, K, M. Au sein de la classe, les étoiles sont divisées en sous-classes de 0 (la plus chaude) à 9 (la plus froide). Le soleil a classe spectrale G2 et température équivalente de la photosphère 5780 K.
L'étoile la plus proche du Soleil est Proxima du Centaure. Il est situé à 4,2 années-lumière (3,9 1013 km) du centre système solaire.
Quand on regarde le ciel étoilé, alors par temps clair oeil nu dans le ciel, nous pouvons voir environ 6 000 étoiles, 3 000 dans chaque hémisphère. Toutes les étoiles visibles depuis la Terre (y compris celles visibles à travers les télescopes les plus puissants) sont situées dans le groupe local de galaxies.

Groupe local galaxies- un groupe de galaxies liées gravitationnellement, comprenant la Voie lactée, la galaxie d'Andromède (M31) et la galaxie du Triangle (M33) - comme le montre l'image ci-dessus.
Nous n'entrerons pas dans les caractéristiques détaillées de la classification des étoiles, nous dirons seulement que toute la variété des types d'étoiles n'est que le reflet des caractéristiques quantitatives des étoiles (telles que la masse et composition chimique) et le stade évolutif, auquel ce moment il y a une étoile.

Étoiles de la séquence principale

C'est la classe d'étoiles la plus nombreuse. Notre Soleil en fait également partie. C'est l'endroit du thème où l'étoile passe la majeure partie de sa vie. Les pertes d'énergie dues aux rayonnements sont compensées par l'énergie libérée lors des réactions nucléaires. Il existe d'autres types d'étoiles.

Naines brunes

Il s’agit d’un type d’étoile dans laquelle les réactions nucléaires ne pourraient jamais compenser l’énergie perdue par les radiations. Leur existence a été prédite au milieu du XXe siècle, sur la base d'idées sur les processus se produisant lors de la formation des étoiles, et en 2004, une naine brune a été découverte pour la première fois. À ce jour, de nombreuses étoiles de ce type ont été découvertes. Leur classe spectrale est M-T.

Naines blanches

Naines blanches sont des étoiles compactes avec des masses comparables à la masse du Soleil, mais avec des rayons d'environ 100 et, par conséquent, des luminosités d'environ 10 000 fois inférieures à celles du Soleil. Ils sont privés de leurs propres sources d’énergie thermonucléaire. Les naines blanches commencent leur évolution en tant que noyaux dégénérés exposés de géantes rouges qui ont perdu leur coquille, c'est-à-dire en tant qu'étoiles centrales de jeunes nébuleuses planétaires. Les températures des photosphères des noyaux des jeunes nébuleuses planétaires sont extrêmement élevées. Les grandes étoiles (7 à 10 fois plus lourdes que le Soleil) « brûlent » à un moment donné de l'hydrogène, de l'hélium et du carbone et se transforment en naines blanches avec un noyau riche en oxygène. La température de surface des jeunes naines blanches - les noyaux isotropes des étoiles après la perte de leur coquille - est très élevée - plus de 2 105 K, mais chute assez rapidement en raison du refroidissement des neutrinos et du rayonnement de la surface.

Géantes rouges

Géantes rouges et supergéantes- des étoiles de classes spectrales tardives à haute luminosité et à enveloppes étendues. Les étoiles en cours d'évolution peuvent atteindre des types spectraux tardifs et des luminosités élevées à deux stades de leur développement : au stade de la formation des étoiles et étapes tardivesévolution. Le stade auquel les jeunes étoiles sont observées comme géantes rouges dépend de leur masse – ce stade dure de ~103 à ~108 ans. À ce moment-là, le rayonnement de l’étoile se produit en raison de l’énergie gravitationnelle libérée lors de la compression. À mesure qu'elles se contractent, la température de surface de ces étoiles augmente, mais en raison d'une diminution de la taille et de la surface de la surface émettrice, la luminosité diminue. En fin de compte, la réaction de fusion thermonucléaire de l'hélium à partir de l'hydrogène commence dans leurs noyaux et la jeune étoile entre dans la séquence principale. Aux stades ultérieurs de l’évolution des étoiles, après la combustion de l’hydrogène dans leur noyau, les étoiles quittent la séquence principale et se déplacent vers la région des géantes rouges et des supergéantes. Les « jeunes » et les « vieilles » géantes rouges ont des caractéristiques similaires, expliquées par la similitude de leurs structure interne- ils possèdent tous un noyau chaud et dense et une coque très raréfiée et étendue.

Le soleil est comme une géante rouge

Le Soleil est actuellement une étoile d’âge moyen, estimée à environ 4,57 milliards d’années. Le Soleil restera sur la séquence principale pendant environ 5 milliards d'années supplémentaires, augmentant progressivement sa luminosité de 10 % tous les milliards d'années, après quoi l'hydrogène dans le noyau sera épuisé. Après cela, la température et la densité dans le noyau solaire augmenteront tellement que la combustion de l'hélium commencera et l'hélium commencera à se transformer en carbone. La taille du Soleil augmentera d'environ 200 fois, c'est-à-dire presque jusqu'à l'orbite terrestre moderne. Mercure et Vénus y seront absorbées et s'évaporeront complètement. La terre, si elle ne partage pas leur sort, sera tellement chauffée qu’il n’y aura aucune chance de préserver la vie. Les océans s’évaporeront bien avant que le Soleil ne passe au stade de géante rouge, dans environ 1,1 milliard d’années.
Le Soleil restera au stade de géante rouge pendant environ 100 millions d’années, après quoi il se transformera en nébuleuse planétaire, puis en naine blanche.

Étoiles variables

Étoile variable- une étoile dont la luminosité change au fil du temps en raison d'événements survenant dans sa zone processus physiques. À proprement parler, la luminosité de toute étoile change avec le temps à un degré ou à un autre. Pour classer une étoile comme variable, il suffit que sa luminosité subisse un changement au moins une fois.
Les étoiles variables sont très différentes les unes des autres. Les changements de brillance peuvent être périodiques. Les principales caractéristiques d'observation sont la période, l'amplitude des changements de lumière, la forme de la courbe de lumière et la courbe de vitesse radiale.
Remarque : ne confondez pas la variabilité des étoiles avec leur scintillement, qui se produit en raison des fluctuations de l'air de l'atmosphère terrestre. Lorsqu'elles sont observées depuis l'espace, les étoiles ne scintillent pas.

Étoiles Loup-Rayet

Étoiles Loup-Rayet- une classe d'étoiles caractérisée par une température et une luminosité très élevées ; Les étoiles Wolf-Rayet se distinguent des autres étoiles chaudes par la présence dans leur spectre de larges bandes d'émission d'hydrogène, d'hélium, ainsi que d'oxygène, de carbone et d'azote.

Étoiles T Tauri (TTS)- une classe d'étoiles variables nommée d'après leur prototype T Tauri. Ils peuvent généralement être trouvés à proximité des nuages ​​​​moléculaires et identifiés par leur variabilité. La principale source de leur énergie est la compression gravitationnelle. Le spectre des étoiles T Tauri contient du lithium, qui est absent dans le spectre du Soleil et des autres étoiles de la séquence principale, car il est détruit à des températures supérieures à 2 500 000 K.

De nouvelles étoiles

Nouveau sont appelées étoiles dont la luminosité augmente soudainement d’environ 103 à 106 fois. Toutes les nouvelles étoiles sont des systèmes binaires proches constitués d’une naine blanche et d’une étoile compagne qui se trouve sur la séquence principale ou a atteint le stade de géante rouge au cours de son évolution. Dans de tels systèmes, la matière s'écoule des couches externes de l'étoile compagne vers la naine blanche. La composition du gaz tombant sur la naine blanche est typique des couches externes des géantes rouges et des étoiles de la séquence principale - plus de 90 % d'hydrogène. À mesure que l'hydrogène s'accumule dans la couche superficielle et que la température augmente, des réactions thermonucléaires commencent à se produire dans la couche enrichie en hydrogène, ce qui est facilité par la pénétration du carbone dans la couche superficielle dégénérée à partir des couches sous-jacentes de la naine blanche. Peu de temps après l'éruption, un nouveau cycle commence et l'accumulation d'une couche d'hydrogène commence, et après un certain temps, l'éruption se répète. L'intervalle entre les explosions varie de plusieurs dizaines d'années pour les novae répétées à des milliers d'années pour les novae classiques.
De nouvelles étoiles sont utilisées comme indicateurs de distance. La détermination des distances des galaxies et des amas de galaxies à l'aide de novae donne la même précision que l'utilisation des Céphéides.

Supernovae

Supernovae- ce sont des étoiles dont la luminosité lors d'une éruption augmente de plusieurs dizaines de magnitudes sur plusieurs jours. À sa luminosité maximale, une supernova est comparable en luminosité à la galaxie entière dans laquelle elle est entrée en éruption, et peut même la dépasser. Le terme « supernovae » était utilisé pour décrire les étoiles qui éclataient beaucoup plus puissamment que les « novae ». En fait, ni l’une ni l’autre ne sont physiquement nouvelles : des étoiles déjà existantes s’enflamment. Mais dans plusieurs cas historiques, des étoiles qui étaient auparavant pratiquement ou complètement invisibles dans le ciel ont éclaté, ce phénomène a créé l'effet de l'apparition d'une nouvelle étoile.

Autres types d'étoiles

Hypernova- C'est une très grande supernova. Variables bleu vif- des hypergéants pulsés d'un bleu très vif. Sources de rayons X ultra-lumineuses- un corps céleste avec un fort rayonnement X. Étoiles à neutrons- un objet astronomique, qui est l'un des produits finaux de l'évolution des étoiles, constitué d'un noyau de neutrons et d'une croûte relativement mince (∼1 km) de matière dégénérée contenant des noyaux atomiques lourds. La masse d'une étoile à neutrons est presque la même que celle du Soleil, mais son rayon est d'environ 10 km. Par conséquent, la densité moyenne de matière dans une telle étoile est plusieurs fois supérieure à la densité du noyau atomique. On pense que les étoiles à neutrons naissent lors d’explosions de supernova.

Systèmes stellaires

Systèmes stellaires peut être simple et multiple : double, triple, etc. Si un système comprend plus de dix étoiles, alors il est d'usage de l'appeler amas d'étoiles. Les étoiles doubles (multiples) sont très courantes. Selon certaines estimations, plus de 70 % des étoiles de la galaxie sont multiples.

Étoiles doubles

, ou système double- deux étoiles liées gravitationnellement tournant sur des orbites fermées autour d'un centre de masse commun. Avec l'aide étoiles doubles Il est possible de connaître la masse des étoiles et de construire diverses dépendances. Tous les candidats trous noirs appartiennent à des systèmes binaires.

Amas d'étoiles

amas d'étoiles- un groupe d'étoiles qui ont une origine, une position dans l'espace et une direction de mouvement communes. Les membres de ces groupes sont liés par une gravité mutuelle. La plupart des amas connus sont situés dans notre Galaxie.

Amas globulaires

Amas globulaire- un amas d'étoiles de forme sphérique ou légèrement aplatie. Leur diamètre varie de 20 à 100 parsecs. Ce sont quelques-uns des objets les plus anciens de l’Univers. L'âge typique des amas globulaires est supérieur à 10 milliards d'années. Les amas globulaires ont une forte concentration d'étoiles. Il existe plus de 150 amas globulaires dans la Voie Lactée, dont la plupart sont concentrés vers le centre de la galaxie.

Clusters ouverts

cluster ouvert- la deuxième classe d'amas d'étoiles. Il s'agit d'un système stellaire dont les composants sont situés à une assez grande distance les uns des autres. Cela le distingue des amas globulaires, où la concentration d’étoiles est relativement importante. Pour cette raison, les clusters ouverts sont très difficiles à détecter et à étudier. Si les étoiles situées à la même distance de l’observateur se déplacent dans la même direction, il y a lieu de supposer qu’elles font partie d’un amas ouvert.
Les représentants les plus célèbres de cette classe de clusters sont Pléiades et Hyades situé dans la constellation du Taureau.

Associations vedettes

Associations vedettes- un amas raréfié de jeunes étoiles de haute luminosité, différant des autres types d'amas par sa taille. Les associations, comme les clusters ouverts, sont instables. Ils se dilatent lentement et leurs composants s'éloignent les uns des autres.

Galaxies

Galaxie est une grande collection d'étoiles, de gaz et de poussières interstellaires, matière noire (une forme de matière qui n'émet pas ni n'interagit avec de rayonnement électromagnétique. Cette propriété de cette forme de matière rend impossible son observation directe. Il est cependant possible de détecter la présence de matière noire par les effets gravitationnels qu'elle crée).

Comment naissent les étoiles ?

Au début, il s'agit d'un nuage froid et raréfié de gaz interstellaire, qui se comprime sous l'influence de sa propre gravité. Dans ce cas, l’énergie gravitationnelle se transforme en chaleur. Lorsque la température dans le noyau atteint plusieurs millions de Kelvin, les réactions de nucléosynthèse commencent (le processus de formation des noyaux éléments chimiques plus lourd que l'hydrogène), et la compression s'arrête. L'étoile reste dans cet état pendant la majeure partie de sa vie, étant sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, jusqu'à ce que les réserves de carburant de son noyau s'épuisent. Lorsque tout l’hydrogène au centre de l’étoile se transforme en hélium, la combustion thermonucléaire de l’hydrogène se poursuit à la périphérie du noyau d’hélium.
Pendant cette période, la structure de l'étoile commence à changer sensiblement. Sa luminosité augmente, les couches externes se dilatent et les couches internes, au contraire, se contractent. Et pour le moment, la luminosité de l’étoile diminue également. La température de surface diminue - l'étoile devient une géante rouge. Dans cet état, la star passe nettement moins de temps que sur la séquence principale. Lorsque la masse de son noyau isotherme d’hélium devient importante, il ne peut plus supporter son propre poids et commence à se contracter ; l'augmentation de la température stimule la transformation thermonucléaire de l'hélium en éléments plus lourds.
Les étoiles les plus massives vivent relativement peu de temps – plusieurs millions d’années. L'existence de telles étoiles signifie que les processus de formation d'étoiles ne se sont pas terminés il y a des milliards d'années, mais se déroulent toujours à l'époque actuelle.
Les étoiles dont la masse est plusieurs fois supérieure à celle du Soleil passent la majeure partie de leur vie taille énorme, luminosité et température élevées. À cause de haute température elles ont une couleur bleuâtre et sont donc appelées supergéantes bleues. La plupart des supergéantes bleues sont observées dans la région de la Voie lactée, c'est-à-dire près du plan de la Galaxie, où la concentration de gaz et de poussières de matière interstellaire est particulièrement élevée.
Près du plan Galactique, les jeunes étoiles sont inégalement réparties. Ils ne se rencontrent presque jamais seuls. Le plus souvent, ces étoiles forment des amas ouverts et des groupes stellaires plus raréfiés. grandes tailles, appelées associations stellaires, qui comptent des dizaines et parfois des centaines de supergéantes bleues. Les plus jeunes amas et associations d’étoiles ont moins de 10 millions d’années. Dans presque tous les cas, ces jeunes formations sont observées dans des régions de densité accrue de gaz interstellaire. Cela indique que le processus de formation des étoiles est associé au gaz interstellaire.
Un exemple de région de formation d’étoiles est le complexe gazier géant de la constellation d’Orion. Il occupe presque toute la superficie de cette constellation dans le ciel et comprend une grande masse de gaz neutres et moléculaires, de la poussière et un certain nombre de nébuleuses de gaz légers. La formation d'étoiles s'y poursuit encore aujourd'hui.

Planètes

Planète(traduit du grec ancien par « vagabond ») est un corps céleste en orbite autour d'une étoile ou de ses restes, suffisamment massif pour s'arrondir sous l'influence de sa propre gravité, mais pas assez massif pour initier une réaction thermonucléaire, et ayant réussi à dégager l'atmosphère. proximité de son orbite par rapport aux planétésimaux (un corps céleste en orbite autour d'une protoétoile, formé à la suite de l'augmentation progressive de corps plus petits constitués de particules de poussière du disque protoplanétaire. Attirant continuellement nouveau matériel et accumulant de la masse, les planétésimaux forment un corps plus grand jusqu'à ce que, sous l'influence de la gravité, les fragments individuels qui le composent commencent à devenir plus denses). Il y a suffisamment d'articles sur notre site Web sur les planètes de notre système solaire dans la section « À propos des planètes du système solaire » : http://site/index.php/earth/glubini-vselennoy/15-o-planetah.

Mais il existe aussi des planètes en dehors du système solaire : on les appelle des exoplanètes. Exoplanète, ou planète extrasolaire- une planète en orbite autour d'une étoile extérieure au système solaire. Les planètes sont extrêmement petites et sombres par rapport aux étoiles, et les étoiles elles-mêmes sont loin du Soleil (la plus proche est à 4,22 années-lumière). C'est pourquoi pendant longtemps Le problème de la découverte de planètes proches d’autres étoiles était insurmontable : les premières exoplanètes ont été découvertes à la fin des années 1980. Aujourd’hui, de telles planètes ont commencé à être découvertes grâce à des méthodes scientifiques améliorées. Actuellement, l’existence de 843 exoplanètes dans 665 systèmes planétaires a été confirmée de manière fiable, dont 126 possèdent plus d’une planète. Total Selon de nouvelles données, il y aurait environ 100 milliards d’exoplanètes dans la Voie lactée, dont environ 5 à 20 milliards pourraient être « semblables à la Terre ». Environ 34 % des étoiles semblables au Soleil ont des planètes comparables à la Terre dans leur zone habitable.
Planémo est un corps céleste dont la masse lui permet d'entrer dans la plage de définition d'une planète, c'est-à-dire que sa masse est supérieure à celle des petits corps, mais n'est pas suffisante pour initier une réaction thermonucléaire à l'image et à la ressemblance d'une naine brune ou une étoile.

Donc, toutes les planètes tournent autour des étoiles. Dans le système solaire, toutes les planètes tournent sur leurs orbites dans le sens dans lequel le soleil tourne (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, vu de côté). pôle Nord Soleil).
En plus du fait que les planètes tournent sur leur orbite autour d’une étoile, elles tournent également autour de leur propre axe. La période de rotation d’une planète autour de son axe est appelée jour. La plupart des planètes du système solaire tournent sur leur axe dans la même direction qu'elles tournent autour du soleil, dans le sens inverse des aiguilles d'une montre lorsqu'elles sont vues depuis le pôle nord du soleil, à l'exception de Vénus, qui tourne dans le sens des aiguilles d'une montre, et d'Uranus, dont l'inclinaison axiale extrême donne lieu à une controverse. quel pôle est considéré comme le sud et lequel est le nord, et s'il tourne dans le sens inverse des aiguilles d'une montre ou dans le sens des aiguilles d'une montre. Cependant, quoi qu’en pensent les parties, la rotation d’Uranus est rétrograde par rapport à son orbite.
L'un des critères qui permet de définir un corps céleste comme une planète classique est son environnement orbital dégagé de tout autre objet. Une planète qui a dégagé son environnement a accumulé une masse suffisante pour rassembler ou, à l'inverse, disperser tous les planétésimaux sur son orbite. Autrement dit, la planète orbite autour de son étoile de manière isolée (à l’exception de ses satellites et chevaux de Troie), au lieu de partager son orbite avec de nombreux objets de taille similaire. Ce critère de statut planétaire a été proposé par l'AIU en août 2006. Ce critère prive les corps du système solaire comme Pluton, Éris et Cérès du statut de planète classique, les classant comme planètes naines. Malgré le fait que ce critère ne s'applique jusqu'à présent qu'aux planètes du système solaire, un certain nombre de jeunes systèmes stellaires qui sont au stade d'un disque protoplanétaire présentent des signes d'« orbites propres » de protoplanètes.

Le physicien autrichien Christian Doppler (1803-1853) aurait été surpris s'il avait appris que, grâce à l'effet physique qu'il a décrit en 1842 et qui porte plus tard son nom, la chose la plus inattendue se produirait au début du XXe siècle. découverte astronomique, et à la fin du XXe siècle aura lieu la découverte la plus attendue de l'histoire de l'astronomie.

De nombreuses autorités anciennes étaient convaincues qu'il était en principe impossible de faire une telle découverte. Par exemple, le grand Aristote croyait que la Terre était unique et qu’il n’y en avait pas d’autre comme elle. Mais certains penseurs ont exprimé l’espoir de l’existence de planètes « extrasolaires » – rappelez-vous Giordano Bruno ! Cependant, ceux qui croyaient aux « mondes multiples » comprenaient que détecter des planètes à proximité d’étoiles proches était techniquement extrêmement difficile, voire impossible. Avant l'invention du télescope, une telle tâche n'était même pas posée et la possibilité de l'existence d'autres systèmes planétaires n'était discutée que de manière spéculative. Mais il y a encore un demi-siècle, les astronomes, déjà armés de télescopes très avancés, considéraient la recherche d'exoplanètes - des planètes autour d'autres étoiles - comme une activité hors de propos, comme une tâche incombant à des descendants lointains.

En effet, d’un point de vue technique, la situation semblait désespérée. Ainsi, au début des années 1960, astronomes et physiciens discutaient de la possibilité de détecter trois types d'objets hypothétiques : les trous noirs, les étoiles à neutrons et les exoplanètes. Certes, parmi ces trois termes, deux n'avaient même pas encore été inventés - il s'agissait de trous noirs et d'exoplanètes, mais beaucoup croyaient eux-mêmes à l'existence d'objets de ce type. Quant aux trous noirs, la possibilité de leur détection semblait au-delà des limites de la raison - après tout, ils sont, par définition, invisibles. En 1967, il a été découvert accidentellement que des étoiles à neutrons en rotation rapide dotées d'un champ magnétique puissant étaient des pulsars radio. Mais il s’agissait d’un « cadeau » inattendu de la radioastronomie, auquel personne ne s’attendait au début des années 1960. Quelques années plus tard, des pulsars à rayons X à accrétion ont été découverts - des étoiles à neutrons qui captent la matière d'une étoile voisine normale. Et seulement 30 ans après que le problème ait été reconnu comme « désespéré », presque simultanément (1995-1996), des étoiles à neutrons uniques en refroidissement et des planètes autour d’autres étoiles ont été découvertes ! Dans un sens, les prévisions se sont avérées exactes : les découvertes des deux objets se sont révélées tout aussi difficiles, mais elles ont eu lieu beaucoup plus tôt que prévu.

Variété de planètes

Il est curieux qu'au même moment, en 1996, un autre type d'objet hypothétique ait été découvert, occupant une position intermédiaire entre les étoiles et les planètes - les naines brunes, qui ne diffèrent des planètes géantes comme Jupiter que par le fait qu'à un stade précoce de l'évolution, un réaction thermonucléaire impliquant un isotope lourd rare de l'hydrogène - le deutérium, qui n'apporte cependant pas une contribution significative à la luminosité de la naine. Et au cours de ces mêmes années, de nombreuses petites planètes ont été découvertes à la périphérie du système solaire, dans la ceinture de Kuiper. En 1995, il est devenu clair que cette zone est habitée par de nombreux corps d'une taille caractéristique de centaines et de milliers de kilomètres, dont certains sont plus grands que Pluton et possèdent leurs propres satellites. En termes de masses, les objets de la ceinture de Kuiper comblaient le fossé entre les planètes et les astéroïdes, et les naines brunes comblaient le fossé entre les planètes et les étoiles. À cet égard, il était nécessaire de définir précisément le terme « planète ».

La limite supérieure des masses planétaires, les séparant des naines brunes et des étoiles en général, a été déterminée en fonction de leur source interneénergie. Il est généralement admis qu'une planète est un objet dans lequel aucune réaction de fusion nucléaire ne s'est produite au cours de son histoire. Comme le montrent les calculs effectués pour des corps de composition chimique normale (c'est-à-dire solaire), lors de la formation d'objets spatiaux d'une masse supérieure à 13 masses de Jupiter ( M Yu) à la fin de l'étape de leur compression gravitationnelle, la température au centre atteint plusieurs millions de kelvins, ce qui conduit au développement d'une réaction thermonucléaire impliquant le deutérium. Avec des masses d'objets plus faibles, les réactions nucléaires ne se produisent pas dans leurs profondeurs. La masse est donc 13 M Yu est considérée comme la masse maximale de la planète. Objets avec des masses de 13 à 70 M Vous êtes appelées naines brunes. Et les étoiles encore plus massives sont les étoiles dans lesquelles se produit la combustion thermonucléaire de l'isotope léger commun de l'hydrogène. (Pour référence : 1 M Yu = 318 masses terrestres ( M Z) = 0,001 masse solaire ( M C) =2,10 27 kg.)

Dans leurs manifestations extérieures, les naines brunes sont plus proches des planètes que des étoiles. Au cours du processus de formation, du fait de la compression gravitationnelle, tous ces corps s'échauffent d'abord et leur luminosité augmente rapidement. Puis, après avoir atteint l’équilibre hydrostatique et arrêté la compression, leur surface commence à se refroidir et la luminosité diminue. Dans les étoiles, le refroidissement s'arrête longtemps après le début des réactions thermonucléaires et l'atteinte d'un régime stationnaire. Chez les naines brunes, le refroidissement ne ralentit que légèrement lors de la combustion du deutérium. Et la surface des planètes se refroidit de façon monotone. En conséquence, les planètes et les naines brunes se refroidissent essentiellement pendant des centaines de millions d’années, tandis que les étoiles de faible masse restent chaudes des milliers de fois plus longtemps. Cependant, selon un critère formel - la présence ou l'absence de réactions thermonucléaires - les planètes et les naines brunes sont séparées les unes des autres.

La limite inférieure des masses planétaires, qui les sépare des astéroïdes, a également une base physique. La masse minimale d'une planète est considérée comme celle à laquelle, dans les entrailles de la planète, la pression de gravité dépasse encore la résistance de son matériau. Ainsi, au plus près vue générale Une « planète » est définie comme un corps céleste suffisamment massif pour que sa propre gravité lui donne une forme sphéroïdale, mais pas suffisamment massif pour que des réactions thermonucléaires se produisent dans ses profondeurs. Cette gamme de masse s'étend d'environ 1 % de la masse de la Lune à 13 masses de Jupiter, soit de 7,10,20 kg à 2,10,28 kg.

Cependant, les astronomes ont divisé le concept même de « planète » en plusieurs sous-types en raison de la nature du mouvement orbital. Premièrement, si un corps de masse planétaire orbite autour d’un corps similaire plus grand, on l’appelle alors un satellite (un exemple est notre Lune). Une planète proprement dite (parfois appelée « planète classique ») est définie comme un objet du système solaire suffisamment massif pour prendre une forme d'équilibre hydrostatique (sphéroïdale) sous l'influence de sa propre gravité, et en même temps ne le fait pas. avoir des corps de masse comparable à proximité de son orbite. Seuls Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune satisfont à ces conditions. Enfin, une nouvelle classe d'objets du système solaire a été introduite : les « planètes naines » ou « planètes naines ». Ces corps doivent satisfaire aux conditions suivantes : tourner autour du Soleil ; ne pas être un satellite de la planète ; avoir une masse suffisante pour que la force de gravité dépasse la résistance de la matière et que le corps de la planète ait une forme sphéroïdale ; ne pas avoir une masse si importante pour pouvoir dégager les environs de son orbite des autres corps. Le prototype des planètes naines était Pluton (diamètre 2310 km), et il y en a jusqu'à présent cinq : outre Pluton, il s'agit d'Eris (2330 km), Haumea (1200 km), Makemake (1400 km) et Cérès (975 km). × 909 km), auparavant considéré comme le plus gros astéroïde.

Ainsi, dans le système solaire, il y a : 1) des planètes classiques ; 2) planètes naines ; 3) des satellites ayant la masse des planètes (il y en a une douzaine environ), que l'on peut appeler « planètes satellites ». Un objet ayant la masse d’une planète située en dehors du système solaire est appelé « exoplanète » ou « planète extrasolaire ». Bien que ces termes soient égaux tant en fréquence d'utilisation qu'en signification (rappelez-vous que le préfixe grec exo- signifie « dehors », « dehors »). Or, ces deux termes, presque sans exception, font référence à des planètes liées gravitationnellement à une étoile autre que le Soleil. Cependant, des planètes indépendantes vivant dans l’espace interstellaire ont déjà été découvertes et existent peut-être en nombre considérable. Le terme « planètes flottantes » est généralement utilisé pour les désigner.

Au 14 mars 2012, la découverte de 760 exoplanètes dans 609 systèmes planétaires a été confirmée. De plus, cent systèmes contiennent au moins deux planètes et deux - au moins six. L'exoplanète la plus proche a été découverte près de l'étoile ε Eridani, à une distance de 10 années-lumière du Soleil. La grande majorité des exoplanètes sont découvertes grâce à diverses méthodes de détection indirecte, mais certaines ont déjà été observées directement. La plupart des exoplanètes observées sont des géantes gazeuses comme Jupiter et Saturne en orbite près de l’étoile. Cela s'explique évidemment par les capacités limitées des méthodes d'enregistrement : une planète massive sur une orbite à courte période est plus facile à détecter. Mais chaque année, il est possible de découvrir des planètes moins massives et plus éloignées de l'étoile. On a maintenant découvert des objets qui ne diffèrent presque pas de la Terre en termes de masse et de paramètres orbitaux.

Méthodes de recherche d'exoplanètes

Beaucoup de choses proposées diverses méthodes recherche d'exoplanètes, mais nous ne noterons que celles (tableau 1) qui ont déjà fait leurs preuves et les évoquerons brièvement. D'autres méthodes sont en cours de développement ou n'ont pas encore donné de résultats.

Observation directe des exoplanètes. Les planètes sont des corps froids ; elles n’émettent pas de lumière, mais réfléchissent seulement les rayons de leur soleil. Par conséquent, une planète située loin d’une étoile est presque impossible à détecter dans le domaine optique. Mais même si la planète se rapproche de l’étoile et est bien éclairée par ses rayons, il nous est difficile de la distinguer en raison de l’éclat beaucoup plus brillant de l’étoile elle-même.

Essayons de regarder notre système solaire de l'extérieur, par exemple depuis l'étoile la plus proche α Centauri. La distance jusqu'à lui est de 4,34 années-lumière, soit 275 000 unités astronomiques (rappelez-vous : 1 unité astronomique = 1 UA = 150 millions de km - c'est la distance entre la Terre et le Soleil). Pour un observateur là-bas, le Soleil brillera aussi brillamment que l'étoile Vega dans le ciel terrestre. Et la luminosité de nos planètes s’avérera très faible et, de plus, fortement dépendante de l’orientation de l’hémisphère diurne de la planète dans sa direction. Le tableau 2 présente les valeurs les plus « favorables » de la distance angulaire des planètes au Soleil et de leur luminosité optique. Il est clair qu'ils ne peuvent pas être réalisés simultanément : à la distance angulaire maximale de la planète au Soleil, sa luminosité sera environ la moitié du maximum. Comme vous pouvez le constater, le leader en matière de détectabilité est Jupiter, suivi de Vénus, Saturne et la Terre. D’une manière générale, les plus grands télescopes modernes seraient capables de repérer des objets aussi faibles sans trop de difficultés, à moins qu’il n’y ait une étoile extrêmement brillante dans le ciel à côté d’eux. Mais pour un observateur lointain, la distance angulaire des planètes au Soleil est très petite, ce qui rend leur détection extrêmement difficile.

Cependant, les astronomes créent actuellement des instruments qui résoudront ce problème. Par exemple, l'image d'une étoile brillante peut être recouverte d'un écran afin que sa lumière ne gêne pas la recherche d'une planète proche. Un tel appareil est appelé coronographe stellaire. Une autre méthode consiste à « éteindre » la lumière d’une étoile en raison de l’effet d’interférence de ses rayons lumineux collectés par deux ou plusieurs télescopes proches – ce qu’on appelle l’interféromètre stellaire. Puisque l'étoile et la planète située à côté sont observées dans des directions légèrement différentes, à l'aide d'un interféromètre stellaire (en modifiant la distance entre les télescopes ou en choisissant le bon moment d'observation), il est possible d'éteindre presque complètement la lumière de l'étoile et à en même temps rehausser la lumière de la planète. Les deux appareils décrits - le coronographe et l'interféromètre - sont très sensibles à l'influence de l'atmosphère terrestre, donc pour travail réussi, apparemment, ils devront être livrés en orbite terrestre basse.

Mesurer la luminosité d'une étoile. Une méthode indirecte de détection des exoplanètes, la méthode du transit, est basée sur l'observation de la luminosité de l'étoile sur le fond du disque de laquelle la planète se déplace. Ce n'est que pour un observateur situé dans le plan de l'orbite de l'exoplanète que celle-ci éclipsera son étoile de temps en temps. S'il s'agit d'une étoile comme le Soleil et d'une exoplanète comme Jupiter, dont le diamètre est 10 fois plus petit que celui du Soleil, alors à la suite d'une telle éclipse, la luminosité de l'étoile diminuera de 1 %. Cela peut être observé à l’aide d’un télescope au sol. Mais une exoplanète de la taille de la Terre ne couvrira que 0,01 % de la surface de l'étoile, et une si petite diminution de luminosité est difficile à mesurer à travers les turbulences. l'atmosphère terrestre; Pour cela, vous avez besoin d'un télescope spatial.

Le deuxième problème de cette méthode est que la fraction d’exoplanètes dont le plan orbital est exactement aligné avec la Terre est très petite. De plus, une éclipse dure plusieurs heures et l'intervalle entre les éclipses est de plusieurs années. Pourtant, des passages d’exoplanètes devant des étoiles ont déjà été observés à de nombreuses reprises.

Il existe également une méthode très exotique de recherche de planètes individuelles « à la dérive » librement dans l’espace interstellaire. Un tel corps peut être détecté par l'effet de lentille gravitationnelle qui se produit lorsqu'une planète invisible passe sur le fond d'une étoile lointaine. Avec son champ gravitationnel, la planète déforme le trajet des rayons lumineux provenant de l'étoile vers la Terre ; comme une lentille ordinaire, elle concentre la lumière et augmente la luminosité d'une étoile pour un observateur sur terre. Il s'agit d'une méthode de recherche d'exoplanètes très laborieuse, nécessitant une surveillance à long terme de la luminosité de milliers, voire de millions d'étoiles. Mais l’automatisation des observations astronomiques permet déjà de l’utiliser.

Pour ces raisons, le rôle principal dans la recherche d’exoplanètes comme la Terre est attribué aux instruments spatiaux. Depuis 2007, le satellite européen COROT observe, son télescope d'un diamètre de 27 cm est équipé d'un photomètre sensible. La recherche de planètes s'effectue selon la méthode du transit. Plusieurs planètes géantes ont déjà été découvertes, et même une planète dont la taille est à peine plus grande que celle de la Terre. En 2009, le satellite Kepler (NASA) a été lancé sur une orbite héliocentrique avec un télescope d'un diamètre de 95 cm, capable de mesurer en continu la luminosité de plus de 100 000 étoiles. Des centaines d'exoplanètes ont déjà été découvertes grâce à ce télescope.

Mesurer la position d'une étoile. Les méthodes permettant de mesurer le mouvement d’une étoile provoqué par l’orbite d’une planète autour d’elle sont considérées comme très prometteuses. À titre d’exemple, considérons à nouveau le système solaire. Le Soleil est le plus fortement influencé par le massif Jupiter : en première approximation, notre système planétaire peut généralement être considéré comme un système binaire du Soleil et de Jupiter, séparés par une distance de 5,2 UA. et en orbite avec une période d'environ 12 ans autour d'un centre de masse commun. Puisque le Soleil est environ 1 000 fois plus massif que Jupiter, il est autant de fois plus proche du centre de masse. Cela signifie que le Soleil, sur une période d'environ 12 ans, tourne dans un cercle d'un rayon de 5,2 UA/1000 = 0,0052 UA, ce qui n'est que légèrement plus grand que le rayon du Soleil lui-même. Depuis l'étoile α Centaure, le rayon de ce cercle est visible sous un angle de 0,004 "" . (C'est un très petit angle : sous cet angle, on voit l'épaisseur d'un crayon à une distance de près de 360 ​​km.) Mais les astronomes sont capables de mesurer des angles si petits, et donc depuis plusieurs décennies ils observent des étoiles proches dans l'espoir de constater leurs « agitations » périodiques provoquées par la présence de planètes. Au tout moment Dernièrement cela a été fait depuis la surface de la Terre, mais les perspectives de recherche astrométrique d'exoplanètes sont certainement liées au lancement de satellites spécialisés capables de mesurer la position des étoiles avec une précision de quelques millisecondes d'arc.

Mesurer la vitesse d'une étoile. Avis oscillations périodiques Une étoile peut être identifiée non seulement en changeant sa position apparente dans le ciel, mais aussi en changeant la distance qui la sépare. Considérons à nouveau le système Jupiter-Soleil, qui a un rapport de masse de 1 : 1000. Puisque Jupiter orbite à 13 km/s, la vitesse du Soleil sur sa propre petite orbite autour du centre de masse du système est de 13 m/s. Pour un observateur distant situé dans le plan de l’orbite de Jupiter, le Soleil change de vitesse sur une période d’environ 12 ans avec une amplitude de 13 m/s.

Les astronomes utilisent l'effet Doppler pour mesurer avec précision la vitesse des étoiles. Cela se manifeste par le fait que dans le spectre d'une étoile en mouvement par rapport à un observateur sur Terre, la longueur d'onde de toutes les raies change : si l'étoile s'approche de la Terre, les raies se déplacent vers l'extrémité bleue du spectre, si elle s'éloigne , au rouge. Aux vitesses de mouvement non relativistes, l'effet Doppler n'est sensible qu'à la vitesse radiale de l'étoile, c'est-à-dire à la projection vecteur complet sa vitesse sur la ligne de mire de l’observateur (c’est une ligne droite reliant l’observateur à l’étoile). Par conséquent, la vitesse de déplacement de l’étoile, et donc la masse de la planète, est déterminée avec précision au facteur cos β, où β est l’angle entre le plan de l’orbite de la planète et la ligne de mire de l’observateur. Au lieu de la valeur exacte de la masse de la planète ( M) la méthode Doppler ne donne qu'une limite inférieure de sa masse ( M cosβ).

Habituellement, l'angle β est inconnu. Ce n'est que dans les cas où l'on observe des passages d'une planète à travers le disque d'une étoile que l'on peut être sûr que l'angle β est proche de zéro. Le tableau 3 montre les valeurs caractéristiques de la vitesse Doppler et du déplacement angulaire du Soleil sous l'influence de chacune des planètes lorsqu'elles sont observées depuis les étoiles voisines. Pluton et Éris sont présents ici en tant que représentants des planètes naines.

Comme on peut le constater, l’influence de la planète fait que l’étoile se déplace à une vitesse de plusieurs mètres par seconde, au mieux. Est-il possible de remarquer le mouvement d’une étoile à la vitesse du marche ? Jusqu'à la fin des années 1980, l'erreur lors de la mesure de la vitesse d'une étoile optique par la méthode Doppler était d'au moins 500 m/s. Mais ensuite, des instruments spectraux fondamentalement nouveaux ont été développés, ce qui a permis d'augmenter la précision jusqu'à 10 m/s. Cette technique a permis la découverte des premières exoplanètes de masse supérieure à Jupiter.

L'avancement vers des planètes ayant des masses inférieures à Jupiter nécessite une augmentation de 10 à 100 fois de la précision de la mesure de la vitesse de l'étoile. Les progrès dans cette direction sont tout à fait notables. Aujourd'hui, l'un des spectromètres stellaires les plus précis fonctionne sur le télescope de 3,6 mètres de l'Observatoire européen austral de La Silla (Chili). Il compare le spectre de l'étoile avec celui d'une lampe au thorium-argon. Pour éliminer l'influence des fluctuations de température et de pression atmosphérique, l'ensemble de l'appareil est placé dans un récipient sous vide et la lumière de l'étoile et de la lampe de comparaison lui est fournie depuis le télescope via un câble en fibre de verre. La précision de mesure de la vitesse des étoiles est de 1 m/s. Christian Doppler pourrait-il imaginer cela ?!

Découvertes d'exoplanètes

Recherche astrométrique. Historiquement, les premières tentatives de détection d’exoplanètes ont été associées à l’observation de la position des étoiles proches. En 1916, l'astronome américain Edward Barnard (1857-1923) découvrit qu'une étoile rouge pâle de la constellation d'Ophiuchus se déplaçait rapidement dans le ciel par rapport aux autres étoiles - de 10 "" dans l'année. Les astronomes l'ont ensuite baptisé « l'étoile volante de Barnard ». Bien que toutes les étoiles se déplacent de manière chaotique dans l’espace à des vitesses de 20 à 50 km/s, ces mouvements restent presque imperceptibles lorsqu’ils sont observés à grande distance. L'étoile de Barnard est un luminaire très ordinaire, c'est pourquoi on soupçonne que la raison de son « vol » observé n'est pas une vitesse particulièrement élevée, mais simplement une proximité inhabituelle avec nous. En effet, l'étoile de Barnard s'est avérée être en deuxième position du Soleil après le système α Centaur.

La masse de l'étoile de Barnard est presque 7 fois inférieure à la masse du Soleil, ce qui signifie que l'influence de ses planètes voisines (le cas échéant) sur elle devrait être très perceptible. Pendant plus d’un demi-siècle, à partir de 1938, l’astronome américain Peter van de Kamp (1901-1995) étudia le mouvement de cette étoile. Il a mesuré sa position sur des milliers de plaques photographiques et a déclaré que l'étoile présentait une trajectoire ondulatoire avec une amplitude d'oscillation d'environ 0,02. "" , ce qui signifie qu’un satellite invisible tourne autour de lui. Il ressort des calculs que la masse du satellite est légèrement supérieure à la masse de Jupiter et que le rayon de son orbite est de 4,4 UA. Au début des années 1960, ce message s’est répandu dans le monde entier et a trouvé un large écho. Après tout, c’était la première décennie de l’astronautique pratique et de la recherche de civilisations extraterrestres, c’est pourquoi l’enthousiasme des gens pour les nouvelles découvertes dans l’espace était extrêmement grand.

D'autres astronomes se sont également joints à l'étude de l'étoile de Barnard. En 1973, ils ont découvert que cette étoile se déplace doucement, sans oscillations, ce qui signifie qu'elle n'a pas de planètes massives comme satellites. Ainsi, la première tentative de recherche d’une exoplanète s’est soldée par un échec. Et la première détection astrométrique fiable d'une exoplanète n'a eu lieu qu'en 2009. Après 12 ans d'observation de trente étoiles à l'aide du télescope Palomar de 5 mètres, les astronomes américains Steven Pravdo et Stuart Shacklan ont découvert une planète autour de la minuscule étoile variable « van Biesbrouck 10 » dans le système binaire Gliese 752. Cette étoile est l'une des plus petites du monde. la Galaxie : c'est une naine rouge de classe spectrale M8, inférieure au Soleil de 12 fois en masse et de 10 fois en diamètre. Et la luminosité de cette étoile est si faible que si nous remplacions notre Soleil par elle, alors pendant la journée, la Terre serait éclairée comme elle l'est maintenant par une nuit de pleine lune. C'est grâce à la faible masse de l'étoile que la planète découverte a pu la « faire basculer » à une amplitude notable : sur une période d'environ 272 jours, la position de l'étoile dans le ciel change de 0,006 "" (le fait que cela ait été mesuré est un véritable triomphe de l’astrométrie au sol). La planète géante elle-même orbite avec un demi-grand axe de 0,36 UA. (comme Mercure) et a une masse de 6,4 M Yu, c'est-à-dire qu'il n'est que 14 fois plus léger que son étoile et ne lui est même pas inférieur en taille.

Succès de la méthode Doppler. La première exoplanète a été découverte en 1995 par les astronomes de l'Observatoire de Genève Michel Mayor et Didier Queloz, qui ont construit un spectromètre optique permettant de déterminer le décalage Doppler des raies avec une précision de 13 m/s. Il est curieux que les astronomes américains sous la direction de Geoffrey Marcy aient créé un appareil similaire plus tôt et, dès 1987, aient commencé à mesurer systématiquement la vitesse de plusieurs centaines d'étoiles, mais ils n'ont pas eu la chance d'être les premiers à faire cette découverte. En 1994, Mayor et Queloz ont commencé à mesurer la vitesse de 142 des étoiles les plus proches de nous, présentant des caractéristiques similaires à celles du Soleil. Assez rapidement, ils découvrent le « tremblement » de l’étoile 51 de la constellation de Pégase, à 49 années-lumière du Soleil. Les oscillations de cette étoile se produisent avec une période de 4,23 jours et, comme l'ont conclu les astronomes, sont causées par l'influence d'une planète d'une masse de 0,47. M YU.

Cette étonnante proximité a intrigué les scientifiques : très proche de l'étoile, comme deux petits pois dans une cosse semblable au Soleil, une planète géante se précipite, faisant le tour d'elle en seulement quatre jours ; la distance qui les sépare est 20 fois inférieure à celle de la Terre au Soleil. Les astronomes n’ont pas immédiatement cru à cette découverte. Après tout, la planète géante découverte, en raison de sa proximité avec l'étoile, devrait être chauffée à 1000 K. « Hot Jupiter » ? Personne ne s’attendait à une telle combinaison. Cependant, d'autres observations ont confirmé la découverte de cette planète. Un nom a même été proposé pour elle - Epicure, mais il n'a pas encore été reconnu. Puis d’autres systèmes ont été découverts dans lesquels la planète géante orbite très près de son étoile.

"Éclipses" d'étoiles par planètes. La méthode pas à pas s’est également révélée efficace. Désormais, les observations photométriques des étoiles sont effectuées à la fois depuis des observatoires spatiaux et depuis la Terre. Tous les instruments photométriques modernes ont un large champ de vision. En mesurant simultanément la luminosité de millions d'étoiles, les astronomes augmentent considérablement leurs chances de détecter le passage d'une planète sur le disque d'une étoile. Dans ce cas, en règle générale, on découvre des planètes qui présentent souvent une «éclipse» de l'étoile, c'est-à-dire ayant une période orbitale courte, et donc une orbite compacte.

Le terme « Jupiter chaud » est devenu si familier que personne n'a été particulièrement surpris par la découverte en 2009 d'une planète (WASP-18b) d'une masse de 10 M Yu et tournant sur une orbite presque circulaire à une distance de 0,02 UA. c'est-à-dire de son étoile. La période orbitale de cette planète n’est que de 23 heures ! Considérant que l'étoile a une plus grande luminosité que le Soleil, la température de surface de la planète devrait atteindre 3 800 K - il ne s'agit pas seulement d'un Jupiter chaud, mais d'un « Jupiter chaud ». En raison de sa proximité avec l'étoile et de sa grande masse, la planète provoque de fortes perturbations de marée à la surface de l'étoile, qui, à leur tour, ralentissent la planète et conduiront à l'avenir à sa chute sur l'étoile.

Photos d'exoplanètes

Malgré d’énormes difficultés, les astronomes ont quand même réussi à photographier des exoplanètes avec les moyens disponibles ! Il est vrai que ces outils étaient les meilleurs des meilleurs : le télescope spatial Hubble et les plus grands télescopes au sol. Parmi les astuces techniques figurent un obturateur qui coupe la lumière de l'étoile et des filtres de lumière qui transmettent principalement rayonnement infrarouge planètes dans la gamme de longueurs d'onde de 2 à 4 μm, ce qui correspond à une température d'environ 1 000 K (dans cette gamme, la planète apparaît plus contrastée par rapport à l'étoile).

Planète 2M1207b ( gauche) est la toute première image d’une exoplanète. Il a une masse de 3 à 10 M Yu et orbite autour d'une naine brune de masse 25 M Yu. La distance angulaire entre eux est de 0,781, ce qui, à une distance de 173 années-lumière de ce système, correspond à une distance linéaire de 41 UA. (à peu près la même chose que du Soleil à Pluton). L'image a été prise dans le proche infrarouge par le télescope de 8,2 mètres de l'Observatoire européen austral (Chili) en 2004.

De début 2004 à mars 2012, 31 images d'exoplanètes ont été obtenues dans 27 systèmes planétaires. Par exemple, dans le disque protoplanétaire entourant la jeune étoile β Pictoris, a été photographiée une planète très similaire à Jupiter, mais en plus massive. La situation n’est pas sans rappeler celle du jeune système solaire, dans lequel le nouveau-né Jupiter a activement influencé la formation des planètes restantes du disque circumsolaire. Les astronomes rêvent depuis longtemps d’observer ce processus « en direct ».

La première image de la planète ( en haut à gauche) près d'une étoile normale de type solaire. Cette étoile est à 490 années-lumière de nous et a une masse de 0,85 M s et une température de surface de 4060 K. Et la planète est 8 fois plus massive que Jupiter, et sa température de surface est de 1800 K (c'est pourquoi elle brille d'elle-même). L'âge de l'étoile et de la planète est probablement d'environ 5 millions d'années. La distance qui les sépare en projection est d'environ 3h30 du matin. e. Photo prise en 2008 dans le proche infrarouge par le télescope Gemini North (Observatoire de Mauna Kea, Îles Hawaï)

Fin 2008, grâce au télescope Hubble, il a été possible de photographier la planète dans un disque poussiéreux entourant l'étoile brillante Fomalhaut (α Pisces Southernes). Bien que cette étoile brille près de 20 fois plus puissamment que le Soleil, elle ne pouvait pas éclairer sa planète suffisamment fort pour la rendre visible depuis la Terre. Après tout, la planète découverte est 115 fois plus éloignée de Fomalhaut que la Terre ne l'est du Soleil. Par conséquent, les astronomes suggèrent que la planète est entourée d'un anneau géant réfléchissant la lumière, beaucoup plus grand que l'anneau de Saturne. Apparemment, les satellites de cette planète s'y sont formés, tout comme les satellites des planètes géantes se sont formés dans la jeunesse du système solaire.

Non moins intéressante est une photographie de trois planètes à la fois près de l'étoile HR 8799 dans la constellation de Pégase, obtenue à l'aide des télescopes au sol Keck et Gemini. Ce système se trouve à environ 130 années-lumière de nous. Chacune de ses planètes est presque un ordre de grandeur plus massive que Jupiter, mais elles se déplacent à peu près aux mêmes distances de leur étoile que nos planètes géantes. Lorsqu'elles sont projetées sur le ciel, ces distances sont de 24, 38 et 68 UA. Il est très probable qu’à la place de Vénus, de la Terre et de Mars, on trouvera dans ce système des planètes semblables à la Terre. Mais pour l’instant, cela dépasse les capacités techniques.

L'obtention d'images directes d'exoplanètes est l'étape la plus importante de leur étude. Premièrement, cela confirme définitivement leur existence. Deuxièmement, la voie a été ouverte pour étudier les propriétés de ces planètes : leur taille, leur température, leur densité, leurs caractéristiques de surface. Et le plus excitant, c’est que le déchiffrement des spectres de ces planètes approche à grands pas, et donc l’élucidation de la composition gazeuse de leur atmosphère. Les exobiologistes rêvent depuis longtemps d’une telle possibilité.

Les choses les plus intéressantes sont à venir !

La découverte des premiers systèmes planétaires extrasolaires constitue l’une des plus grandes réalisations scientifiques du XXe siècle. Le problème le plus important a été résolu : nous savons désormais avec certitude que le système solaire n'est pas unique, que la formation de planètes à proximité des étoiles est une étape naturelle de l'évolution. Depuis plusieurs siècles, les astronomes se débattent avec le mystère de l’origine du système solaire. le problème principal c'est que notre système planétaire n'a jusqu'à présent rien de comparable. Aujourd'hui, la situation a changé : récemment, les astronomes ont découvert en moyenne 2 à 3 systèmes planétaires par semaine. Tout d'abord, bien sûr, des planètes géantes y sont visibles, mais des planètes telluriques sont déjà découvertes. La classification et l'étude comparative des systèmes planétaires deviennent possibles. Cela facilitera grandement la sélection d'hypothèses viables et la construction d'une théorie correcte de la formation et de l'évolution précoce des systèmes planétaires, y compris notre système solaire.

Dans le même temps, il est devenu clair que notre système planétaire est atypique : ses planètes géantes, se déplaçant sur des orbites circulaires en dehors de la « zone de vie » (la région des températures modérées autour du Soleil), permettent aux planètes telluriques d'exister longtemps à l'intérieur. cette zone, dont l'une est La Terre possède même une biosphère. Parmi les systèmes exoplanétaires découverts, la plupart ne possèdent pas cette qualité. Nous comprenons bien entendu que la détection massive de « Jupiters chauds » est un phénomène temporaire en raison des capacités limitées de notre technologie. Mais le fait même de l’existence de tels systèmes est étonnant : il est évident qu’une géante gazeuse ne peut pas se former à côté d’une étoile, mais alors comment en est-elle arrivée là ?

À la recherche d’une réponse à cette question, les théoriciens simulent la formation de planètes dans des disques circumstellaires de gaz et de poussière et apprennent beaucoup ce faisant. Il s'avère qu'une planète, pendant sa période de croissance, peut voyager (migrer) à travers le disque, s'approchant ou s'éloignant de l'étoile, en fonction de la structure du disque, de la masse de la planète et de son interaction avec d'autres planètes. Ces recherche théorique sont extrêmement intéressants, car les résultats de la modélisation peuvent être immédiatement vérifiés à l’aide de nouveaux matériaux d’observation. Le calcul de l'évolution d'un disque protoplanétaire prend bon ordinateur environ une semaine, et pendant ce temps, les observateurs parviennent à découvrir quelques nouveaux systèmes planétaires.

Sans exagération, on peut dire que la découverte de planètes extrasolaires est un grand événement dans l’histoire des sciences. Réalisé à la fin du XXe siècle, il deviendra à l'avenir l'un des événements majeurs du siècle dernier, avec la maîtrise de l'énergie nucléaire, les voyages dans l'espace et la découverte des mécanismes de l'hérédité. Il est déjà clair que le XXIe siècle qui vient de commencer sera l'apogée de la planétologie, une branche de l'astronomie qui étudie la nature et l'évolution des planètes. Pendant plusieurs siècles, le laboratoire des planétologues s'est limité à une douzaine d'objets du système solaire, et tout à coup, en quelques années seulement, le nombre d'objets disponibles a augmenté des centaines de fois et l'éventail des conditions dans lesquelles ils existent s'est avéré être d’une ampleur déconcertante. Un planétologue moderne peut être comparé à un biologiste qui, pendant de nombreuses années, a étudié uniquement la flore et la faune du désert et s'est soudainement retrouvé dans une forêt tropicale. Les planétologues sont actuellement dans un état de choc léger, mais ils vont bientôt se rétablir et s'orienter dans la gigantesque variété de planètes nouvellement découvertes.

La deuxième science, ou plutôt protoscience, qui ressent l'effet puissant de la découverte de planètes autour d'autres étoiles, est la biologie de la vie extraterrestre, l'exobiologie. Compte tenu du rythme de la découverte et de la recherche des exoplanètes, on peut s'attendre à ce que le 21ème siècle nous apporte la découverte de biosphères sur certaines d'entre elles et marque la naissance tant attendue et définitive de l'exobiologie, qui jusqu'à présent s'est développée à l'état latent. en raison de l'absence d'un véritable objet d'étude.

Bien visible par nuit claire.

Planètes

Parmi les innombrables étoiles, on les distingue facilement par leur éclat brillant les planètes, qui est traduit du grec ancien - étoiles errantes. Ces corps célestes étaient ainsi nommés par les anciens Grecs parce que, de jour en jour, ils se déplaçaient par rapport aux étoiles apparemment immobiles et apparaissaient comme des luminaires brillants dans le ciel nocturne.

Planètes de l'Univers

Comme vous le savez, les planètes ne le sont pas du tout : elles reçoivent de la lumière et se déplacent autour d'elle sur des orbites dont la forme est proche d'un cercle.

Comètes

Sur des orbites très allongées, sur une période de temps, des invités lointains de notre système solaire volent depuis les espaces interplanétaires - comètes, ou étoiles à queue(traduit du grec). L’apparition soudaine d’une comète a toujours effrayé l’ignorant.

Ils disaient que des guerres sanglantes et dévastatrices commenceraient, que des troubles, des famines et des épidémies se produiraient partout et que même la fin du monde viendrait.

On peut l'observer beaucoup plus souvent, notamment à la fin de l'été, Douche d'étoiles d'août. Autrefois, on croyait que chaque personne avait sa propre étoile dans le ciel et que lorsqu'elle mourait, son étoile s'estompait et tombait également.
Les étoiles, bien sûr, ne tombent pas. Il s’agit de fragments de corps célestes et de comètes désintégrées : ils s’échauffent jusqu’à plusieurs milliers de degrés et commencent à briller lorsqu’ils entrent dans l’atmosphère terrestre.

Météorites

L'air chaud autour des corps qui tombent brille également. Dans le cas où ils ne brûlent pas complètement et se transforment en gaz chaud, ils tombent au sol. pierres du ciel, comme on les appelait autrefois, ou météorites. Parfois, ils atteignent des tailles énormes.

La météorite, tombée en février 1947 dans la région de la crête Sikhote-Alin avec une pluie de fragments, pèserait jusqu'à cent tonnes. Sur le site de sa chute, j'ai découvert de nombreux cratères profonds pouvant atteindre 30 mètres de diamètre. En deux ans, environ 23 tonnes de fragments de météorites ont été collectées dans cette zone.

La célèbre météorite Toungouska, tombée à l'été 1908 dans la taïga isolée, près du petit village de Vinovara, près de la rivière. Podkamennaya Toungouska ( Région de Krasnoïarsk), n'a pas encore été découvert, malgré de nombreuses années de recherches. Les scientifiques pensent qu’il a explosé en tombant et s’est complètement désintégré en minuscules particules. poussière de métal.

Il a en fait été découvert lors de l'analyse du sol dans la zone de l'explosion, entendue à 1000 kilomètres. La colonne d'explosion s'élevait à une hauteur d'au moins 20 kilomètres et était visible sur 750 kilomètres de circonférence. Sur une vaste zone - jusqu'à 60 kilomètres de diamètre - des arbres ont été abattus, avec leurs cimes dans toutes les directions depuis le lieu de l'explosion.

Les scientifiques estiment qu’environ 10 tonnes de météorites tombent sur Terre chaque jour.

Habituellement, parmi les étoiles faiblement scintillantes, on peut en distinguer les plus brillantes - blanc bleuâtre, jaune, rougeâtre. La plupart des étoiles sont dans la large bande argentée - voie Lactée, qui, tel un cerceau géant, encercle la voûte céleste.

Avec son regard pénétrant, l’homme a pénétré dans les profondeurs cachées de l’univers et a finalement vu des mondes lointains comme la Voie Lactée grâce à de puissants télescopes. Il n'est pas difficile d'en conclure quelle place modeste la nôtre occupe dans l'univers - infinie dans le temps et dans l'espace, n'ayant ni début ni fin.

Une étoile est une boule auto-lumineuse chauffée au rouge

Selon une comptabilité astronomique stricte, des millions. Les étoiles et les planètes de l'Univers, comme on dit, sont comptées individuellement, incluses dans des listes spéciales, dans un catalogue et marquées sur des cartes spéciales.
Chaque étoile - une boule auto-lumineuse chauffée au rouge semblable à notre Soleil.

Les étoiles sont très loin de nous. À l'étoile la plus proche - c'est comme ça que ça s'appelle Proxima, c'est-à-dire en latin, le plus proche, - il aurait fallu très, très longtemps pour y arriver, même avec l'aide d'une fusée. La lumière de cette étoile jusqu'à la Terre prend quatre ans, comme l'ont déterminé les astronomes.

La vitesse de la lumière est très élevée : 300 000 kilomètres par seconde ! Nous pouvons en tirer la conclusion suivante : si, par exemple, Proxima s'assombrit aujourd'hui, les gens observeront son dernier rayon dans le ciel pendant quatre années entières.

Cent cinquante millions de kilomètres séparant , la lumière parcourt 8 minutes 18 secondes. Comme le Soleil est proche de nous par rapport à son plus proche voisin !

La taille des étoiles varie considérablement. Étoile géante (de la constellation de Céphée) 2300 fois plus grand que le soleil, et les petites étoiles (étoile de Kuiper) font presque la moitié de la taille de la Terre.

Température des étoiles

Divers et température des étoiles. Les étoiles blanc bleuté sont les plus chaudes : leur température de surface est de 30 000° ; sur les étoiles jaunes, il fait déjà plus frais - 6 000°, et sur les étoiles rouges 3 000° et moins. Notre Soleil est une étoile plutôt faible, naine jaune, comme l'appellent les astronomes.

La naissance des étoiles

En étudiant les corps célestes, les scientifiques ont tiré de nombreuses conclusions intéressantes sur naissance des étoiles, sur leur développement et leur composition chimique. La composition chimique des corps célestes est étudiée à l'aide d'un appareil spécial - un spectroscope. Il vous permet de détecter même des quantités négligeables d'une substance à l'aide des raies de couleur caractéristiques du spectre.

Gamme

Gamme(du latin « spectre ») - visible, vision.
Vous pouvez avoir une idée du spectre d'un arc-en-ciel après la pluie. Il attire par des transitions subtiles d'une couleur à l'autre : du rouge - en passant par l'orange, le jaune, le vert, le bleu et l'indigo - jusqu'au violet.

Vous n’oublierez jamais la place de chaque couleur dans le spectre si vous vous souvenez de cette petite fable :

Chaque chasseur veut savoir où est assis le faisan.

Ici, la lettre initiale du mot désigne la couleur.

Lorsqu'un rayon de lumière, traversant un prisme triangulaire en verre, tombe sur une feuille de papier ou un mur blanc, une belle bande arc-en-ciel est également obtenue. Vous verrez la même bande colorée au plafond ou au mur si un rayon de soleil tombe sur le bord du miroir ou si la lumière scintille de teintes colorées sur les boules à facettes et les pampilles d'un lustre de théâtre.

Les solides et liquides chauds, ainsi que les gaz sous haute pression, forment des spectres continus sous la forme de rayures arc-en-ciel, tandis que les gaz raréfiés, lorsqu'ils sont chauffés, produisent non pas un spectre continu, mais linéaire ; il se compose de lignes colorées individuelles caractéristiques de chaque substance, séparées par des espaces sombres.

L'adaptation du spectroscope au télescope a permis d'obtenir des photographies des spectres de corps célestes très lointains et d'en tirer la conclusion qu'aucun élément chimique inconnu sur Terre n'a encore été découvert sur ceux-ci. L'analyse chimique des météorites a donné les mêmes résultats. L'analyse spectrale de mondes stellaires lointains et l'analyse chimique des météorites indiquent de manière convaincante unité de matière de l'Univers.

Le contenu de l'article :

Les corps célestes sont des objets situés dans l'Univers observable. De tels objets peuvent être naturels corps physiques ou leurs associations. Tous sont caractérisés par l'isolement et représentent également une structure unique reliée par gravité ou électromagnétisme. L'astronomie étudie cette catégorie. Cet article porte à votre connaissance la classification des corps célestes du système solaire, ainsi qu'une description de leurs principales caractéristiques.

Classification des corps célestes du système solaire

Chaque corps céleste possède des caractéristiques particulières, par exemple le mode de génération, la composition chimique, la taille, etc. Cela permet de classer les objets en les regroupant en groupes. Nous décrirons quels corps célestes existent dans le système solaire : étoiles, planètes, satellites, astéroïdes, comètes, etc.

Classification des corps célestes du système solaire par composition :

• Corps célestes silicatés. Ce groupe les corps célestes sont appelés silicate, car le composant principal de tous ses représentants sont les roches pierre-métal (environ 99% de la masse corporelle totale). Le composant silicate est représenté par des substances réfractaires telles que le silicium, le calcium, le fer, l'aluminium, le magnésium, le soufre, etc. Des composants de glace et de gaz (eau, glace, azote, dioxyde de carbone, oxygène, hydrogène hélium) sont également présents, mais leur teneur est négligeable. Cette catégorie comprend 4 planètes (Vénus, Mercure, Terre et Mars), des satellites (Lune, Io, Europe, Triton, Phobos, Deimos, Amalthée, etc.), plus d'un million d'astéroïdes en orbite entre les orbites de deux planètes - Jupiter et Mars (Pallada, Hygiea, Vesta, Cérès, etc.). L'indicateur de densité est de 3 grammes par centimètre cube ou plus.
• Corps célestes glacés. Ce groupe est le plus grand du système solaire. Le composant principal est le composant glace (dioxyde de carbone, azote, glace d'eau, oxygène, ammoniac, méthane, etc.). Le composant silicate est présent en plus petites quantités et le volume de gaz est extrêmement insignifiant. Ce groupe comprend une planète Pluton, de grands satellites (Ganymède, Titan, Callisto, Charon, etc.), ainsi que toutes les comètes.
• Corps célestes combinés. La composition des représentants de ce groupe est caractérisée par la présence des trois composants en grande quantité, c'est-à-dire silicate, gaz et glace. Les corps célestes de composition combinée comprennent le Soleil et les planètes géantes (Neptune, Saturne, Jupiter et Uranus). Ces objets se caractérisent par une rotation rapide.

Caractéristiques de l'étoile Soleil

Le soleil possède un noyau autour duquel se forme une zone de rayonnement, où s'effectue le transfert d'énergie. Vient ensuite une zone de convection dans laquelle champs magnétiques et les mouvements de la matière solaire. La partie visible du Soleil ne peut être appelée la surface de cette étoile que sous certaines conditions. Une formulation plus correcte est la photosphère ou sphère de lumière.

La gravité à l’intérieur du Soleil est si forte qu’il faut des centaines de milliers d’années à un photon provenant de son noyau pour atteindre la surface de l’étoile. De plus, son trajet de la surface du Soleil à la Terre ne dure que 8 minutes. La densité et la taille du Soleil permettent d'attirer d'autres objets du système solaire. L'accélération de la gravité (gravité) dans la zone de surface est de près de 28 m/s 2 .

Les caractéristiques du corps céleste de l’étoile Soleil ont la forme suivante :

1. Composition chimique. Les principaux composants du Soleil sont l'hélium et l'hydrogène. Naturellement, l'étoile comprend d'autres éléments, mais ils densité spécifique très minuscule.
2. Température. La température varie considérablement selon les zones, par exemple, dans le noyau, elle atteint 15 000 000 degrés Celsius et dans la partie visible - 5 500 degrés Celsius.
3. Densité. Elle est de 1,409 g/cm3. La densité la plus élevée est notée au cœur, la plus faible à la surface.
4. Poids. Si nous décrivons la masse du Soleil sans abréviations mathématiques, le nombre ressemblera à 1.988.920.000.000.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Volume. La valeur totale est de 1.412.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kilogrammes cubes.
6. Diamètre. Ce chiffre est de 1 391 000 km.
7. Rayon. Le rayon de l'étoile Soleil est de 695 500 km.
8. Orbite d'un corps céleste. Le soleil a sa propre orbite, qui tourne autour du centre voie Lactée. Une révolution complète prend 226 millions d'années. Les calculs des scientifiques ont montré que la vitesse est incroyablement élevée – près de 782 000 kilomètres par heure.

Caractéristiques des planètes du système solaire

Mars occupe la deuxième place en termes d'étude parmi les planètes. C'est la 4ème plus éloignée du Soleil. Ses dimensions lui permettent de prendre la 7ème place du classement des corps célestes les plus volumineux du système solaire. Mars possède un noyau interne entouré d'un noyau liquide externe. Vient ensuite le manteau silicaté de la planète. Et après la couche intermédiaire vient la croûte, qui a des épaisseurs différentes dans différentes parties du corps céleste.

Examinons de plus près les caractéristiques de Mars :

• Composition chimique d'un corps céleste. Les principaux éléments qui composent Mars sont le fer, le soufre, les silicates, le basalte et l'oxyde de fer.
• Température. La moyenne est de -50°C.
• Densité - 3,94 g/cm3.
• Poids - 641.850.000.000.000.000.000.000 kg.
• Volume - 163.180.000.000km3.
• Diamètre - 6780 km.
• Rayon - 3390 km.
• L'accélération gravitationnelle est de 3,711 m/s 2 .
• Orbite. Il tourne autour du Soleil. Sa trajectoire est arrondie, ce qui est loin d'être idéal, car V temps différent La distance du corps céleste au centre du système solaire a différents indicateurs - 206 et 249 millions de km.

Pluton a les caractéristiques suivantes :

1. Composé. Les principaux composants sont la pierre et la glace.
2. Température. La température moyenne sur Pluton est de -229 degrés Celsius.
3. Densité - environ 2 g pour 1 cm3.
4. La masse du corps céleste est de 13.105.000.000.000.000.000.000 kg.
5. Volume - 7 150 000 000 km3 .
6. Diamètre - 2374 km.
7. Rayon - 1187 km.
8. L'accélération gravitationnelle est de 0,62 m/s 2 .
9. Orbite. La planète tourne autour du Soleil, mais son orbite est caractérisée par une excentricité, c'est-à-dire dans une période, il s'éloigne de 7,4 milliards de km, dans une autre, il s'approche de 4,4 milliards de km. La vitesse orbitale du corps céleste atteint 4,6691 km/s.

Principales caractéristiques d’Uranus :

• Composition chimique. Cette planète est constituée d’une combinaison d’éléments chimiques. En grande quantité, il comprend du silicium, des métaux, de l'eau, du méthane, de l'ammoniac, de l'hydrogène, etc.
• Température d'un corps céleste. température moyenne- -224°C.
• Densité - 1,3 g/cm3.
• Poids - 86.832.000.000.000.000.000.000 kg.
• Volume - 68 340 000 000 km3 .
• Diamètre - 50724 km.
• Rayon - 25362 km.
• L'accélération gravitationnelle est de 8,69 m/s2.
• Orbite. Le centre autour duquel tourne Uranus est également le Soleil. L'orbite est légèrement allongée. La vitesse orbitale est de 6,81 km/s.

Caractéristiques des satellites des corps célestes

Deimos, le satellite de Mars, considéré comme l'un des plus petits, est décrit ainsi :

1. Forme - semblable à un ellipsoïde triaxial.
2. Dimensions - 15x12,2x10,4 km.
3. Poids - 1.480.000.000.000.000 kg.
4. Densité - 1,47 g/cm3.
5. Composé. La composition du satellite comprend principalement des roches rocheuses et du régolithe. Il n'y a pas d'ambiance.
6. L'accélération gravitationnelle est de 0,004 m/s 2 .
7. Température - -40°C.

Caractéristiques de Callisto :

• La forme est ronde.
• Diamètre - 4820 km.
• Poids - 107.600.000.000.000.000.000.000 kg.
• Densité - 1,834 g/cm3.
• Composition - dioxyde de carbone, oxygène moléculaire.
• L'accélération gravitationnelle est de 1,24 m/s 2 .
• Température - -139,2°C.

Considérez les caractéristiques d'Obéron :

1. La forme est ronde.
2. Diamètre - 1523 km.
3. Poids - 3.014.000.000.000.000.000.000 kg.
4. Densité - 1,63 g/cm3.
5. Composition : pierre, glace, matière organique.
6. L'accélération gravitationnelle est de 0,35 m/s 2 .
7. Température - -198°C.

Caractéristiques des astéroïdes du système solaire

Un représentant frappant de cette classe est Hygiea, l'un des plus gros astéroïdes. Ce corps céleste est situé dans la ceinture principale d’astéroïdes. On peut même le voir avec des jumelles, mais pas toujours. Il est clairement visible pendant la période du périhélie, c'est-à-dire au moment où l'astéroïde se trouve au point de son orbite le plus proche du Soleil. A une surface sombre et terne.

Principales caractéristiques d’Hygie :

• Diamètre - 4 07 km.
• Densité - 2,56 g/cm3.
• Poids - 90.300.000.000.000.000.000 kg.
• L'accélération gravitationnelle est de 0,15 m/s 2 .
• Vitesse orbitale. La valeur moyenne est de 16,75 km/s.

Les principales caractéristiques de Mathilde sont :

1. Le diamètre est de près de 53 km.
2. Densité - 1,3 g/cm3.
3. Poids - 103.300.000.000.000.000 kg.
4. L'accélération gravitationnelle est de 0,01 m/s 2 .
5. Orbite. Mathilde termine son orbite en 1 572 jours terrestres.

Cet astéroïde possède un noyau de fer-nickel recouvert d'un manteau rocheux. Le plus grand cratère de Vesta mesure 460 km de long et 13 km de profondeur.

Listons les principales caractéristiques physiques de Vesta :

• Diamètre - 525 km.
• Poids. La valeur est de l'ordre de 260 000 000 000 000 000 000 kg.
• La densité est d'environ 3,46 g/cm 3 .
• Accélération gravitationnelle - 0,22 m/s 2 .
• Vitesse orbitale. La vitesse orbitale moyenne est de 19,35 km/s. Une révolution autour de l'axe Vesta prend 5,3 heures.

Caractéristiques des comètes du système solaire

Halley est un corps céleste d'un groupe de comètes, connu de l'humanité depuis l'Antiquité, car cela peut être vu à l’œil nu.

Caractéristiques de Halley :

1. Poids. Environ égal à 220 000 000 000 000 kg.
2. Densité - 600 kg/m3.
3. La période de révolution autour du Soleil est inférieure à 200 ans. L'approche de l'étoile se produit dans environ 75 à 76 ans.
4. Composition : eau gelée, métal et silicates.

Composition de la comète : deutérium (eau lourde), composés organiques(acide formique, acétique, etc.), argon, crypto, etc. La période de révolution autour du Soleil est de 2534 ans. Des données fiables sur caractéristiques physiques cette comète n'existe pas.

La comète Tempel est célèbre pour être la première comète à avoir une sonde amenée à sa surface depuis la Terre.

Caractéristiques de la comète Tempel :

• Poids - dans les 79 000 000 000 000 kg.
• Dimensions. Longueur - 7,6 km, largeur - 4,9 km.
• Composé. Eau, gaz carbonique, composés organiques, etc.
• Orbite. Cela change à mesure que la comète passe près de Jupiter, diminuant progressivement. Dernières données : une révolution autour du Soleil dure 5,52 ans.

• Le plus grand corps céleste en termes de masse et de diamètre est le Soleil, Jupiter occupe la deuxième place et Saturne la troisième.
• La plus grande gravité est inhérente au Soleil, la deuxième place est occupée par Jupiter et la troisième place par Neptune.
• La gravité de Jupiter attire activement les débris spatiaux. Son niveau est si élevé que la planète est capable d'arracher les débris de l'orbite terrestre.
• Le corps céleste le plus chaud du système solaire est le Soleil - ce n'est un secret pour personne. Mais le prochain indicateur de 480 degrés Celsius a été enregistré sur Vénus, la deuxième planète la plus éloignée du centre. Il serait logique de supposer que la deuxième place revient à Mercure, dont l'orbite est plus proche du Soleil, mais en fait la température y est plus basse - 430°C. Cela est dû à la présence de Vénus et à l’absence d’atmosphère sur Mercure capable de retenir la chaleur.
• Uranus est considérée comme la planète la plus froide.
• À la question de savoir quel corps céleste a la plus grande densité au sein du système solaire, la réponse est simple : la densité de la Terre. En deuxième position se trouve Mercure et en troisième, Vénus.
• La trajectoire de l'orbite de Mercure garantit que la durée d'un jour sur la planète est égale à 58 jours terrestres. La durée d'un jour sur Vénus est égale à 243 jours terrestres, alors qu'une année ne dure que 225.