E6 Système solaire

Topique

Le Système solaire s'est formé il y a environ 4,6 milliards d'années suite à l'effondrement d'un nuage de gaz et de poussière. Ses huit planètes se répartissent en planètes rocheuses, plus proches du Soleil, et en géantes gazeuses ou planètes de glace, plus éloignées.

La température d'équilibre de chaque planète – la température résultant de l'équilibre entre l'énergie solaire reçue et l'énergie émise dans l'espace – diminue avec la distance au Soleil et augmente à mesure que la surface de la planète devient moins réfléchissante (moins d'albédo).

L'effet de serre peut toutefois élever la température réelle d'une planète bien au-delà de cette température d'équilibre, comme c'est le cas pour Vénus. Sa température réelle dépasse de plusieurs centaines de degrés celle calculée par un simple bilan radiatif. Cette différence illustre comment l'atmosphère d'une planète peut piéger l'énergie bien au-delà des prédictions d'un simple bilan radiatif.

Les petits corps du Système solaire, tels que les astéroïdes de la ceinture principale et les comètes de la ceinture de Kuiper et du nuage d'Oort, sont des vestiges ayant survécu à la formation originelle du système.

L'exploration de ce même Système solaire repose, en pratique, sur le principe qui régit la propulsion spatiale : la variation de vitesse qu'une fusée peut atteindre augmente avec la vitesse à laquelle elle expulse ses gaz, mais seulement de façon logarithmique avec le rapport de sa masse initiale à sa masse finale. Par conséquent, chaque gain de vitesse supplémentaire requiert une fraction de carburant toujours plus importante, pour un rendement toujours plus faible. Ainsi, de la formation du Système solaire, point de départ de ce document, à ces rendements décroissants de la propulsion spatiale, point de conclusion, en tenant compte de la température d'équilibre de chaque planète, de l'effet de serre et des petits corps, la compréhension complète du Système solaire implique à la fois l'étude des planètes qui le composent et la résolution du problème de la manière de les atteindre.

ID:3910