Le Soleil, une étoile plus brillante qu'environ 80 % des étoiles de la Galaxie, est de loin le membre le plus massif du système solaire. C'est une énorme boule d'environ 1,4 million de kilomètres de diamètre, avec des couches superficielles de gaz incandescent et une température intérieure de millions de degrés. Le Soleil et chacun des corps gravitant autour de lui ont suivi très tôt une évolution différente, qui explique la diversité observée actuellement. 

Facteurs évolutifs - L'intérieur des corps a pu se structurer (différentiation interne) ou pas, selon que la matière a été suffisamment meuble pour permettre au matériaux les plus lourds de se concentrer dans les régions centrales. La surface a pu également être plus ou moins transformée par des processus qui ont affectée les corps au long de leur histoire. Le grand bombardement météoritique qui terminé la phase de formation du Système solaire est le principal responsable des cratères observables à la surface des corps dépourvus d'atmosphère. Le volcanisme sous des formes diverses, qui correspond à une évacuation de l'énergie interne, a pour sa part rajeuni les surfaces, et parfois gommé presque tous les cratères.

En général, les objets qui entourent le Soleil, et en tout cas les plus massifs d'entre eux, parcourent des orbites dont les plans sont assez proches. Pour la commodité, on a choisi pour plan de référence le plan (à une époque de référence) de l'orbite de la Terre ou écliptique, par rapport auquel on pourra définir l'orientation ou inclinaison des autres plans.
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Souvent, les plus petits objets ne tournent pas directement autour du Soleil, mais autour d'un objet plus gros, dont on dit alors qu'ils sont le satellite. Par exemple, la Lune est le satellite de la Terre.

En première instance, on peut répartir les objets circumsolaires en deux familles. Les plus gros d'entre eux forment les planètes (planètes géantes, planètes telluriques et planètes naines). Les autres, qui n'ont pas de dénomination propre, et que l'on distingue souvent par leurs caractéristiques orbitales, seront qualifiés sur ce site de petits corps. Ce sont de très loin les plus nombreux.

Les planètes

Une planète est un corps céleste qui

1) a la suffisamment de masse pour que le poids qu'elle exerce sur elle-même [auto-gravitation] surmonte la rigidité de la matière qui le compose, de sorte qu'il a acquis une forme hydrostatique d'équilibre [ = il est à peu près rond]; 

2) est en orbite autour d'une étoile, et n'est ni lui-même ni une étoile, ni le satellite d'une planète. 

Cette proposition a été légèrement aménagée le 24 août 2006, lors de l'assemblée plénière de l'UAI, à Prague (République tchèque), et complétée par une définition des planètes naines. Il a ainsi été reconnu dans le Système solaire huit planètes classiques (Mercure, Vénus, La Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune), et, provisoirement, quatre planètes naines (un astéroïde, Cérès, et trois objets situés au delà de Neptune : Pluton, Charon et Eris, qui forment la nouvelle classe des plutons), soit douze planètes au lieu de neuf auparavant. 

Le critère d'auto-pesanteur conduit, en principe, à ne ranger parmi les planètes que des objets dont la masse est supérieure à 5.10²⁰ kg et le diamètre supérieur à 800 km. En fait, la situation est moins simple. La forme "à peu près ronde" à laquelle peuvent être arrivés aujourd'hui les objets considérés, peut dépendre de leur composition, de leur histoire collisionnelle, et aussi de ce qu'on entend par "à peu près ronde".  Le choix de "Douze planètes" n'a pas donc pas plus de caractère plus absolu que ne l'avait le nombre de "Neuf planètes", et sera sans doute, comme le prévoit l'UAI, appelé à évoluer dans l'avenir. 

Dans ce site, on a rangé les planètes comme suit :

1) les quatre planètes géantes, qui rassemblent l'essentiel de la masse de matière qui entoure le Soleil : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.

2) les trois planètes telluriques, plus petites que les précédentes et similaires à la Terre : Vénus, La Terre, Mars. (Nous excluons ici Mercure de cette catégrorie).

3) et les planètes naines, parmi lesquelles nous placerons la Lune et Mercure, et dont on connaît plusieurs dizaines d'autres d'exemples : les plus gros des satellites de planètes géantes, mais aussi de gros astéroïdes  (un peu plus petits que Cérès ) et des objets transneptuniens (un peu plus petits que Pluton). -

La Lune	Mercure
Nous avons choisi de ranger Mercure parmi les planètes naines au même titre que La Lune et Pluton. On notera cependant, que ce n'est pas le choix qui est fait généralement : Mercure est ordinairement rangée parmi les planètes telluriques (certains auteurs rangent aussi dans cette catégorie la Lune). Des divergences qui n'ont pas beaucoup d'importance pour notre propos.

Les planètes géantes.
Circulant relativement à l'écart du Soleil, les quatre planètes géantes sont, par ordre de distance croissante au Soleil : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Jupiter est 318 fois plus massif que la Terre. Saturne a une masse de 25% de celle de Jupiter, et Uranus et Neptune sont 5% moins massifs. 

Toutes ces planètes ont des atmosphères épaisses et des nuages opaques, et toutes tournent rapidement avec des périodes de 10 à 17 heures. Les quatre sont entourées de nombreux satellites et d'anneaux. Seuls les anneaux de Saturne sont assez brillants pour être observés facilement depuis la Terre. 

Jupiter, Saturne et Neptune ont d'importantes sources de chaleur internes, obtenant autant (ou plus) d'énergie de leur intérieur que par le rayonnement du Soleil. Uranus n'a pas de chaleur interne mesurable. Jupiter est la planète qui possède le champ magnétique le plus puissant et la plus grande magnétosphère.

Chimiquement, chaque planète géante est dominée par l'hydrogène et ses nombreux composés. Presque tout l'oxygène présent est combiné avec de l'hydrogène pour former de l'eau (H2O). 

• Les chimistes qualifient de réduite une telle composition dominée par l'hydrogène. Dans tout le Système solaire externe, nous trouvons de l'eau en abondance (principalement sous forme de glace) et une chimie réductrice.

Sous la force de gravité, les éléments les plus lourds s'enfoncent vers les parties internes d'une planète liquide ou gazeuse. Jupiter et Saturne ont donc tous deux des noyaux composés de roches plus lourdes, de métal et de glace, mais les nuages et l'opacité de leur atmosphère empêchent d'observer ces régions directement. On déduit l'existence et les caractéristiques du noyau de ces planètes à partir des études de la gravité de chaqcune d'elles.

Uranus et Neptune sont des objets beaucoup plus petits que Jupiter et Saturne, mais chacun possède également un noyau de roche, de métal et de glace. Uranus et Neptune ont été moins efficaces pour attirer l'hydrogène et l'hélium gazeux, ils ont donc des atmosphères beaucoup plus petites en proportion de leurs noyaux.

Le second groupe de planètes est constitué des planètes telluriques du Système solaire. Cet ensemble rassemble la Terre, comme l'appellation le suggère (tellus = terre, en latin) et de deux autres planètes de tailles à peu près similaires, et qui partagent avec elle un grand nombre de caractéristiques : Vénus et Mars. Elles ont, en particulier, une taille et une masse assez similaires, ce qui en fait un premier point par lequel elles s'opposent aux planètes géantes. La Terre et Vénus, par exemple, sont environ mille fois plus petites que Jupiter.

Les planètes telluriques circulent sur des orbites proches, toutes situées dans la région interne du Système solaire, et sont clairement distinctes, en ceci aussi, des planètes géantes qui évoluent à des distances sensiblement plus importantes du Soleil.
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La région vénusienne de Galindo reconstituée grâce aux relevés altimétriques de la sonde
Magellan. Au premier plan une structure volcanique, la corona Nagavonyi, d'un diamètre de 200 km.
(le relief est fortement exagéré; le tracé en pointillés est un artefact).

Vénus, la Terre et mars sont une composition chimique très similaire. Ce sont des corps composés principalement de roches et de métaux. Ceux-ci, à leur tour, sont constitués d'éléments peu courants dans l'univers dans son ensemble - en tout cas bien moins abondants que l'hydrogène et l'hélium. Les roches les plus abondantes (deux-tiers de la masse des planètes telluriques), appelées silicates, sont constituées de silicium et d'oxygène, et le métal le plus courant est le fer. Les combinaisons fer-nickel ou fer-soufre représentent environ le tiers de la masse de ces planètes.

• Parce que les planètes telluriques sont en grande partie constituées de composés oxygénés (tels que les minéraux de silicate de leurs croûtes), leur chimie possède un caractère oxydant.

On appelle différenciation le processus par lequel la gravitation aide à séparer l'intérieur d'une planète en couches de compositions et de densités différentes. Les métaux les plus lourds s'enfoncent pour former un noyau, tandis que les minéraux les plus légers flottent à la surface pour former une croûte. Plus tard, lorsque la planète se refroidit, cette structure en couches est préservée. Pour qu'une planète rocheuse se différencie, elle doit être chauffée jusqu'au point de fusion des roches, qui est généralement supérieur à 1300 K.

Le troisième groupe de planètes rassemble quant à lui une bonne trentaine d'objets, que l'on trouvera désignées ici sous le nom de planètes naines. Elles ont des dimensions plus petites que les planètes telluriques - en général du même ordre que celles de la Lune. On compte dans cette famille des objets qui gravitent directement autour du Soleil. C'est le cas de Mercure, des plus gros des astéroïdes (Pallas, Cérès, Vesta) ou encore des plus gros des objets de la ceinture de Kuiper, appelés naines de glace (et dont Pluton est le plus connu). La plupart des planètes naines, cependant sont des satellites de planètes plus grosses : cela concerne la Lune, les satellites galiléens de Jupiter, les gros satellites de Saturne et d'Uranus, ou encore Triton, le principal satellite de Neptune.

Les planètes naines affectent une forme sensiblement sphérique, et ont été dans le passé le siège d'une activité géologique suffisamment importante pour assurer une structuration interne. Dans certains cas l'activité géologique se poursuit de façon intense, comme sur Io.

Les deux planètes naines évoluuant dans le Sysstème solaire intérieur peuvent être rapprochées des planètes telluriques. Ce sont des objets faits de roches et de métaux. Mercure a une plus grande proportion de métaux, similaire en cela à celle des noyaux des planètes telluriques, et la Lune une proportion plus faible,  comparable celle-ci à celle du manteau terrestre. Les autres satellites rangés parmi les planètes naines se trouvent dans le Système solaire externe, et ils ont des compositions similaires aux noyaux des planètes géantes autour desquelles ils orbitent. Les trois plus gros satellites des planètes géantes (Ganymède et Callisto, autour de Jupiter, et Titan, autour de Saturne) sont composés pour moitié d'eau gelée et pour moitié de roches et de métaux. La plupart de ces satellites se sont différenciés au cours de la formation, et ils possèdent aujourd'hui des noyaux de roche et de métal; les couches supérieures et les croûtes de ces astres sont formées de glace très froide et donc très dure.

Les petits corps

Les petits astéroïdes.
Ce groupe rassemble des corps rocheux, qui forment l'immense majorité des astéroïdes, et qui se regroupent surtout dans une région appelée la ceinture principale, entre Mars et Jupiter. On rencontre aussi ces objets dans des régions plus internes. Ceux qui s'approchent de la Terre prennent le nom de géocroiseurs, et ceux qui croisent l'orbite de notre planète de géocroiseurs. Quelques astéroïdes circulent aussi sur la même orbite que plusieurs planètes, tout en en restant séparés d'une soixantaine de degrés. Ce sont les astéroïdes troyens. Jupiter et Mars possèdent chacun une collection de troyens qui les suit eu autre qui les précède. Certains petits astéroïdes, enfin, sont satellisés autour de planètes, tels Phobos et Deimos, les deux satellites de Mars, ou encore les petits satellites de Jupiter, et les petits satellites de Saturne,  ainsi que ceux d'Uranus et de Neptune. 

Le second groupe est représenté par les noyaux des comètes. Il n'existe pas de différence essentielle avec les précédents, sinon qu'ici le constituant principal est la glace et non la roche - ce sont, selon l'expression consacrée des "boules de neige sale. Cette glace ou cette neige est présente, parce que contrairement aux petits astéroïdes, les noyaux cométaires passent l'essentiel de leur temps, sinon toute leur existence, à la périphérie froide du Système solaire. Lorsque, pour diverses raisons, les noyaux cométaires pénètrent dans les régions intérieures du Système solaire, cette glace et les éléments volatiles qu'ils contiennent sont vaporisés dans l'espace et donnent naissance à la queue des comètes proprement dites. A terme, le noyau cométaire peut perdre tous ces éléments volatiles, et ne plus manifester d'activité cométaire. On parle alors de comète éteinte, mais la différence avec un petit astéroïde n'est plus vraiment qu'une affaire de convention.

• La plupart des astéroïdes et des comètes, ainsi que les plus petits satellites, n'ont probablement jamais été chauffés au point de fusion. Cependant, certains des plus gros astéroïdes, tels que Vesta (que nous avons rangée parmi les planètes naines), semblent être différenciés; d'autres sont des fragments de corps différenciés. Parce que la plupart des astéroïdes et des comètes conservent leur composition d'origine, ils représentent un matériau relativement non modifié remontant à l'époque de la formation du système solaire. En un sens, ils font figure des fossiles chimiques, nous aidant à découvrir une époque lointaine dont les traces ont été depuis longtemps effacées sur les planètes.

On peut définir un météoroïde de façon un peu vague comme un corps rocheux plus petit qu'un astéroïde. Lorsqu'ils s'abattent sur une planète, on les désigne comme des météorites. La plupart du temps, les météoroïdes peuvent se comprendre comme des fragments arrachés à des astéroïdes lors de collisions. Parfois, ils sont aussi tout ce qui reste de débris d'un astéroïde détruit. Les plus petits d'entre eux peuvent avoir la taille de poussières, et l'on parle alors de micro-météoroïdes et de micrométéorites. Les poussières proviennent cependant la plupart du temps de la désagrégation des noyaux cométaires lors de leur passage dans les régions internes du Système solaire. Dispersées le long de l'orbite de ces comètes, ils donnent lieu aux phénomènes d'étoiles filantes et d'essaims d'étoiles filantes, lorsque la Terre croise leur route, et qu'ils se consument dans son atmosphère. Dans une proportion plus faible, mais sans doute non négligeable, les poussières peuvent aussi provenir du milieu interstellaire. Notez enfin, que les anneaux des planètes géantes sont constitués de météoroïdes et de poussières.

L'histoire du système solaire

En s'effondrant sur elle-même, la nébuleuse se mit à tourner plus vite en vertu de la conservation du moment cinétique. La matière s'aplatit progressivement en un disque tournoyant, le disque protoplanétaire, tandis que la concentration centrale de matière s'échauffait sous l'effet des pressions croissantes  jusqu'à atteindre les conditions nécessaires à l'amorçage des réactions de fusion nucléaire, donnant naissance au proto-Soleil, appelé à devenir l'étoile qui allait dominer le système par sa masse et son influence gravitationnelle. Ce disque, épais de quelques millions de kilomètres à peine mais s'étendant sur plusieurs centaines d'unités astronomiques, contenait tous les ingrédients nécessaires à la construction des futurs mondes.

À l'intérieur de ce disque régnaient de forts gradients de température. Près du proto-Soleil, les températures dépassaient le millier de degrés, empêchant la condensation de tout matériau volatil, comme l'eau ou le méthane. Seuls les matériaux réfractaires (silicates, oxydes métalliques, fer, nickel) ont pu rester à l'état solide.  Plus loin, au-delà d'une frontière critique appelée la ligne des glaces (située approximativement là où se trouve aujourd'hui la ceinture d'astéroïdes, entre Mars et Jupiter), la température chutait suffisamment pour que l'eau, l'ammoniac, le méthane et d'autres composés volatils se solidifient en grains de glace. Cette ligne des glaces allait jouer un rôle déterminant dans la différenciation entre planètes rocheuses et planètes géantes.

La formation des planètes est passée par plusieurs étapes successives. D'abord, les grains de poussière et de glace en suspension dans le disque entrèrent en collision à des vitesses faibles, s'agglomérant peu à peu en corps de plus en plus grands : les planétésimaux. Ces objets, d'abord millimétriques puis centimétriques, atteignirent progressivement des tailles de l'ordre du kilomètre, et même de plusieurs centaines de kilomètres pour les plus favorisés. Ce processus fut extrêmement violent et chaotique : la plupart des collisions étaient destructrices, mais les impacts à faible vitesse relative permettaient la croissance. Une fois qu'un corps atteignait une taille suffisante, sa gravité propre commençait à attirer la matière environnante de façon beaucoup plus efficace, dans ce qu'on appelle l'accrétion runaway, ou emballement gravitationnel. Les corps les plus massifs croissaient alors de plus en plus vite, au détriment des plus petits, et devinrent des protoplanètes.

Dans la région interne du disque, quatre protoplanètes rocheuses prirent le dessus : les embryons de Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Leur croissance s'effectua en dizaines de millions d'années, au cours d'une phase particulièrement brutale marquée par des collisions colossales entre protoplanètes. La Terre actuelle est elle-même le résultat de plusieurs impacts géants. Le plus décisif survint il y a environ 4,5 milliards d'années, lorsqu'un corps de la taille de Mars (que les scientifiques ont baptisé Théia) percuta la proto-Terre sous un angle oblique. L'énergie libérée fut phénoménale : une partie du manteau des deux corps fut vaporisée et éjectée en orbite, formant un anneau de débris qui se ré-accrétèrent rapidement pour donner naissance à la Lune. Cet impact géant explique à la fois la taille inhabituelle de la Lune par rapport à la Terre, l'inclinaison axiale de notre planète et la faible densité du satellite, composé essentiellement de matériaux du manteau terrestre pauvres en fer.

Au cours de cette même période, les planètes internes ont subi un phénomène de différenciation interne : suffisamment chauffées par les impacts, par la désintégration des isotopes radioactifs à courte durée de vie comme l'aluminium-26, et par la compression gravitationnelle, leurs intérieurs ont fondu partiellement. Le fer et le nickel, plus denses, ont coulé vers le centre pour former des noyaux métalliques, tandis que les silicates moins denses ont remontés vers la surface pour constituer le manteau et la croûte. Mercure a été si violemment frappée (peut-être par un impact géant qui arracha une grande partie de son manteau) que son noyau ferreux représente aujourd'hui près de 85 % de son rayon total, une anomalie unique dans le Système solaire.

Au-delà de la ligne des glaces, la situation a été radicalement différente. Les planétésimaux y étaient non seulement plus abondants, car la glace ajoutait une masse considérable de matériaux solides, mais ils s'e sont assemblés aussi plus rapidement. Jupiter constitue l'exemple le plus frappant : son noyau rocheux et glacé a atteint une masse critique d'environ dix à quinze fois celle de la Terre en quelques millions d'années seulement, peut-être aussi peu que trois millions d'années après la formation du Soleil. À partir de ce seuil, la gravité du noyau est devenue suffisamment puissante pour capturer directement le gaz du disque protoplanétaire. Ce processus d'accrétion gazeuse s'est emballé, et Jupiter a gonflé rapidement pour atteindre sa masse actuelle, plus de 318 fois celle de la Terre. Elle est aujourd'hui de loin la planète la plus massive du Système solaire, contenant à elle seule plus de deux fois la masse de toutes les autres planètes réunies. Saturne a suivi un chemin similaire, mais sa formation a été légèrement plus lente, en partie parce que la matière disponible dans sa région du disque était moins dense. Elle a accumulé tout de même assez de gaz pour devenir une géante gazeuse massive, bien que moins grande que Jupiter. Ses anneaux, si caractéristiques, ne sont pas un vestige primordial de la formation : ils sont probablement beaucoup plus jeunes, formés il y a quelques centaines de millions d'années seulement par la désintégration d'une lune ou la capture et la disruption d'un corps glacé qui s'était approché trop près.

Uranus et Neptune ont eu une histoire plus laborieuse. Plus éloignées du Soleil, elles évoluaient dans une région où la densité du disque était plus faible et les orbites plus longues, rendant les collisions et l'accrétion beaucoup plus lentes. Elles n'ont pu pas accumuler autant de gaz que Jupiter et Saturne avant que le vent solaire, lors de la phase T Tauri du jeune Soleil, ne dissipe le disque protoplanétaire, n'en laissant survivre, dans les confins glacés du système, que les corps (inchangés depuis) de la ceinture de Kuiper et du lointain nuage d'Oort, réservoirs de comètes. Le résultat est que ces deux planètes sont des géantes de glace plutôt que des géantes gazeuses : leurs intérieurs sont dominés par de l'eau, de l'ammoniac et du méthane sous haute pression, avec une enveloppe gazeuse relativement mince. La composition exacte de leurs intérieurs reste mal connue, et elles demeurent les planètes les moins explorées du Système solaire.

L'une des grandes révolutions de la planétologie moderne a été la reconnaissance que le Système solaire n'a pas toujours ressemblé à ce qu'il est aujourd'hui. Les orbites des planètes géantes ont beaucoup migré au cours des premiers centaines de millions d'années. Selon le modèle de Nice (du nom de la ville où il a été développé) Jupiter et Saturne ont atteint à un moment donné un rapport orbital de 1:2 (résonance de moyen mouvement), ce qui a destabilisé profondément le Système solaire externe. Neptune et Uranus ont été projetées vers des orbites beaucoup plus éloignées et ont échangé probablement leurs positions. Ce bouleversement a envoyé des torrents de planétésimaux glacés vers l'intérieur du Système solaire, provoquant ce qu'on appelle le Grand Bombardement Tardif (approximativement entre 4,1 et 3,8 milliards d'années), un épisode pendant lequel la Lune, Mercure et probablement la Terre ont été criblées de cratères géants. Des traces de cet épisode sont encore lisibles sur la surface de la Lune sous forme de vastes bassins d'impact. Cependant, des découvertes récentes nuancent cette vision d'un cataclysme soudain et généralisé, suggérant plutôt que cette intensification des impacts a pu être un phénomène plus étalé dans le temps ou localement concentré, certains cratères lunaires majeurs résultant d'événements isolés plutôt que d'une tempête systémique unique. Malgré ces débats scientifiques, il est admis que cette phase a joué un rôle crucial en apportant sur Terre une part significative de l'eau et des molécules organiques nécessaires à l'émergence future des organismes vivants.

Jupiter elle-même aurait pu, selon certains modèles, migrer bien plus près du Soleil dans sa jeunesse (comme on l'observe pour des Jupiter chauds dans d'autres systèmes planétaires) avant d'être repoussée vers l'extérieur par les interactions gravitationnelles avec Saturne. Cette migration vers l'intérieur puis vers l'extérieur est parfois appelée le Grand Tack. Elle aurait tronqué la distribution de matière dans la région de Mars, expliquant pourquoi Mars est si petite par rapport à la Terre et à Vénus, et pourrait également expliquer la ceinture d'astéroïdes actuelle, dont la masse totale est infime comparée à celle d'une planète normale, Jupiter ayant perturbé et dispersé la majorité des corps qui auraient pu s'y accréter, et maintenant , par résonnance gravtiationnelle, l'état de fragmentation encore observé de cette région. 

Mercure, la plus intérieure des planètes, reste une énigme partielle. Sa densité extrême, bien supérieure à ce qu'on attendrait pour sa position, suggère qu'elle a perdu une grande partie de son manteau primitif. Deux hypothèses principales s'affrontent : soit un impact géant a arraché son manteau comme évoqué précédemment, soit des vaporisations répétées par la chaleur intense du jeune Soleil ont sublimé et emporté les couches silicatées superficielles. La mission Messenger, qui a orbité autour de Mercure entre 2011 et 2015, a révélé des abondances en éléments volatils étonnamment élevées en surface, ce qui complique l'hypothèse d'un chauffage intense. La question n'est toujours pas définitivement tranchée.

Mars, de son côté, est souvent considérée comme un embryon planétaire resté dans un état de croissance inachevée. Sa petite taille (un dixième de la masse terrestre) est précisément ce qu'on attend d'une planète dont la croissance a été interrompue très tôt par les perturbations gravitationnelles de Jupiter. Elle possède néanmoins un passé géologique riche : des volcans colossaux comme Olympus Mons, le plus grand volcan du Système solaire, des vallées de rift comme Valles Marineris, et des traces très nettes d'eau liquide ayant coulé à sa surface il y a plus de trois milliards d'années, à une époque où son atmosphère était probablement plus épaisse et son climat plus clément.

Vénus présente l'une des énigmes les plus profondes du Système solaire. Planète soeur de la Terre en termes de taille et de masse, elle aurait dû suivre une évolution similaire, et pourtant elle est aujourd'hui un enfer : une surface à 465 degrés Celsius sous une pression atmosphérique équivalente à celle à 900 mètres de profondeur dans nos océans, avec des nuages d'acide sulfurique. Sa rotation est rétrograde et extrêmement lente. Ces anomalies pourraient résulter d'un impact géant primitif, d'une dynamique atmosphérique particulière, ou d'un emballement de l'effet de serre provoqué par une évaporation totale des océans qu'elle a peut-être possédés dans sa jeunesse. La mission EnVision de l'Agence spatiale européenne, prévue pour la prochaine décennie, devrait apporter des éléments de réponse essentiels.

La Terre, quant à elle, a bénéficié d'une combinaison de circonstances exceptionnelles : une position dans la zone habitable du Soleil, une masse suffisante pour retenir une atmosphère et maintenir une tectonique des plaques, une Lune géante qui stabilise son axe d'inclinaison) évitant des variations climatiques catastrophiques (et la présence d'eau liquide en surface. L'eau terrestre proviendrait en partie de planétésimaux hydratés de la région externe de la ceinture d'astéroïdes, livrés lors du Grand Bombardement Tardif, et peut-être en partie de comètes, même si les proportions respectives font encore débat.

L'avenir du Système solaire est d'ores et déjà tracé par les lois de l'évolution stellaire. D'ici environ 1 milliard d'années l'augmentation séculaire de la température du Soleil rendra probablement la Terre inhabitable. Dans environ cinq milliards d'années, le Soleil aura épuisé les réserves d'hydrogène de son coeur. Il commencera alors à se dilater de manière spectaculaire pour devenir une géante rouge, englobant très probablement les orbites de Mercure et de Vénus, et vaporisera peut-être en partie la Terre. Après cette phase, l'étoile éjectera ses couches externes dans l'espace, formant une nébuleuse planétaire éphémère mais lumineuse, tandis que son noyau résiduel se contractera pour devenir une naine blanche dense et chaude. Dépouillé de son étoile nourricière, le Système solaire deviendra un ensemble de mondes froids et sombres, continuant à orbiter pendant des éons autour d'un vestige stellaire.

Charles Frankel, Dernières nouvelles des planètes, Seuil , 2009. - En ces premières années d'un nouveau siècle, l'exploration du système solaire se poursuit au gré des mises en service de nouveaux télescopes et, surtout, du lancement de sondes spatiales de plus en plus sophistiquées. Tandis que des robots autonomes roulent sur Mars, que des comètes sont analysées in situ, que la sonde Huygens s'est posée en douceur sur Titan, satellite de Saturne, et que l'homme s'apprête à remettre le pied sur la Lune, ces Dernières Nouvelles des planètes soulignent autant l'infinie diversité des mondes qui nous entourent que l'ingéniosité, la patience et l'enthousiasme nécessaires pour en saisir et en comprendre les subtilités à des milliards de kilomètres de distance. Le passionnant récit - scrupuleusement documenté, illustré et actualisé - d'une aventure unique. (couv.). Tim Haines, Christopher Riley, Voyage autour du Soleil, Flammarion, 2005. - Qui n'a pas rêvé de parcourir l'espace comme on parcourt le monde, d'aller de planète en planète comme de pays en pays, de découvrir les paysages fabuleux de Saturne, puis de faire un détour du côté du Soleil avant de mettre le cap sur Mars? Qui n'a pas rêvé de percer les mystères aussi incommensurables qu'inaccessibles de l'espace? Certains ont même réservé leur place dans les premières navettes touristiques censées, un beau jour, concrétiser ce fantasme. Mais aucun livre n'avait encore offert la possibilité de vivre ce fabuleux voyage au jour le jour, de partager les émotions et l'expérience des astronautes, de découvrir les images inédites des planètes les plus lointaines, des fusées les plus secrètes, et surtout de recueillir le fruit des connaissances accumulées au cours des siècles par les penseurs, scientifiques et philosophes ayant chacun contribué à la conquête de l'espace. Illustré par des centaines d'images époustouflantes - des photos scientifiques et de fidèles reconstitutions permettant de visualiser pour la première fois les phénomènes dont nous n'avions jusqu'alors qu'une connaissance théorique -, complété par d'innombrables documents retraçant toutes les étapes, des origines à nos jours, de la fabuleuse histoire de l'homme et de l'espace, ce carnet de voyage intergalactique qui relate 40 années d'exploration et de recherche spatiale représente une source d'information inégalable. Un livre de référence assez fiable pour avoir été accrédité par l'Agence spatiale européenne, assez ludique pour avoir inspiré une fiction TV et assez somptueux pour transcender le rêve d'infini incarné par l'espace. (Couv.). Thérèse Encrenaz, Système solaire, EDP Sciences, 2003. - De la même, Les atmosphères planétaires, origine et évolution, Belin, 2000. - Yves-Marc Ajchenbaum, Voyage dans le Système solaire, J'ai Lu, 2003. - Gianluca Ranzini, Le Système solaire, Proxima, 2003. - A. Braccesi, G. Caprara, M. Hack, Le Système solaire, Gründ, 2001. - Serge Brunier, Voyage dans le Système solaire, Bordas, 2000. - Antoine Broquet, Le Système solaire (carte), Broquet, 1990. Pour les plus jeunes : Guillaume Cannat, Cap sur le Système solaire (9-12 ans), Nathan, 2002. - Christina Coster-Longman, Le Système solaire, Père Castor, 2001. - Collectif, Carte du système solaire pour les enfants, Könemann, 2001. - Jacques Lindecker, Cap sur le système solaire, Nathan, 1999. - Jane Walker, Le Système solaire (apprentissages fondamentaux), Gamma, 1998.