Planeta

Un article de Wikipèdia, l'enciclopèdia liura.
Salta a la navegació Salta a la cerca
Tièra de 1000 articles que totas las Wikipèdias deurián aver.
Presentacion dei planetas dau Sistèma Solar : Mercuri (1), Vènus (2), la Tèrra (3), Mart (4), Jupitèr (5), Saturne (6), Uranus (7) e Neptun (8).

Una (o un) planeta es un objècte celestiau en orbita a l'entorn d'una estela de massa sufisenta per aver una forma quasi esferica (equilibri idrostatic) e per aver eliminat ò satellizat tot objècte susceptible de se desplaçar sus una orbita pròcha. Segon una definicion adoptada per l'Union Astronomica Internacionala en 2006, lo Sistèma Solar tèn uech planetas que son Mercuri, Vènus, la Tèrra, Mart, Jupitèr, Saturne, Uranus e Neptun. Dempuei 1992, de planetas, dichas exoplanetas, son tanben estadas identificadas a l'entorn d'autreis estelas.

Istòria dau concèpte[modificar | modificar la font]

De l'Antiquitat au modèl eliocentric[modificar | modificar la font]

Representacion dau sistèma de Ptolemèu onte lei planetas èran lo Soleu, la Luna, Mercuri, Vènus, Mart, Jupitèr e Saturne.

La nocion de « planeta » apareguèt durant l'Antiquitat en Mesopotamia onte foguèt mencionada dins un document babilonian dau sègle VII avC[1]. Pasmens, lei cinc planetas visiblas a uelh nus èran probable conegudas dempuei la Preïstòria en causa de son desplaçament dins lo cèu nuechenc. De mai, de teorias sus la natura dei planetas foguèron desvolopadas d'un biais independent per mai d'una civilizacion.

Lei pus importantas foguèron aquelei dei Grècs en causa de l'influéncia ellenica sus lo desvolopament dei sciéncias modèrnas. Apareguèron a partir dau sègle VI avC ambé lo corrent pitagorician. Au sègle III avC, Aristarc de Samos prepausèt un modèl eliocentric depintant lei cinc planetas visiblas a uelh nus orbitant a l'entorn dau Soleu. Dins aquò, la teoria que s'impausèt foguèt aquela de Ptolemèu.

Formalizat au sègle I apC a partir pus ancianas ja emesas per Aristòtel, plaçava la Tèrra au centre de l'Univèrs ambé lo Soleu, la Luna, Mercuri, Vènus, Mart, Jupitèr e Saturne virant a son entorn. Ansin, fins a la Renaissença, lo grop dei planetas foguèt format per aquelei sèt objèctes.

Dau modèl eliocentric a la descubèrta deis asteroïdes[modificar | modificar la font]

Fotografia de Jupitèr e dei satellits galileans amb un telescòpi de 200 mm.
Fotografia de l'asteroïde Vesta que foguèt considerat coma una planeta de 1807 a 1845.

A partir dau sègle XV, sota l'impulsion de Nicolau Copernic (1473-1543), de Galilèu (1564-1642), de Johannes Kepler (1571-1630) e de René Descartes (1596-1650), lo sistèma de Ptolemèu foguèt pauc a pauc abandonat au profiech d'un modèl eliocentric. Lei trabalhs principaus a l'origina d'aquela evolucion foguèron la publicacion de la teoria eliocentrica de Copernic (1543), la descubèrta dei satellits galileans (1610), la descubèrta dei lèis de Kepler (1609-1618) e la descubèrta de la natura estellara dau Soleu (1644). Durèt fins a la fin dau sègle XVII e la publicacion dei lèis de Newton que fondèron la mecanica classica.

Durant aqueu periòde, lo tèrme foguèt premier aplicat a totei leis objèctes orbitant a l'entorn dau Soleu. Pasmens, pauc a pauc, foguèt reservat ais objèctes principaus virant dirèctament a son entorn. La descubèrta d'Uranus, en 1781, cambièt pas aquela definicion.

Lei descubèrtes de Ceres (1801), de Pallas (1802), de Juno (1804) e de Vesta (1807) entraïnèron tanben ges de cambiament. Pasmens, aqueleis objèctes, fòrça pichons e situats dins una meteissa region dau Sistèma Solar, interoguèron leis astronòms. La descubèrta d'un cinquen objècte en 1845 entraïnèt donc la creacion d'una categoria especiala, aquela deis asteroïdes, per i gropar aqueleis objèctes. Segon aquela concepcion, una planeta èra un « gròs » objècte orbitant dirèctament a l'entorn dau Soleu.

Lo Sistèma Solar de nòu planetas e sei limits[modificar | modificar la font]

La definicion de 1845 foguèt pas trebolada per la descubèrta de Neptun en 1846. En revènge, en 1930, aquela de Pluton suscitèt tornarmai de questions. D'efiech, aquel objècte a un diamètre feble (2 300 km) e una orbita fòrça excentrica que son relativament similars ai caracteristics de certaneis asteroïdes. Pasmens, Pluton foguèt acceptat coma planeta en causa de son caractèr unic.

Lei limits d'aquela integracion apareguèron pauc a pauc dins lo corrent dau sègle XX. Tre 1936, lo Britanic Raymond Lyttleton (1911-1995) suggeriguèt que Pluton foguèsse un satellit de Neptun escapat. Tres decennis pus tard, una natura cometària foguèt prepausada per Fred Lawrence Whipple (1906-2004). Lo còp de gràcia foguèt finalament portat en 2002-2005 ambé lei descubèrtas de Quaoar, de Sedna e d'Èris qu'infirmèron l'unicitat de Pluton. D'efiech, la comunautat scientifica acceptèt pas de donar l'estatut de planeta a Èris, objècte pus gròs que Pluton.

En parallèl, leis astronòms avián començat d'identificar, tre leis ans 1990, de planetas situadas en fòra dau Sistèma Solar. Aqueleis observacions mostrèron l'existéncia de planetas gigantescas amb una massa egala a plusors massas jovianas. Òr, aquò complicava lo destriament entre lei planetas pus gròssas e lei nanas brunas pus pichonas. En 2005, foguèt donc finalament adoptada l'idèa de precisar mai la definicion dei planetas.

La definicion de l'Union Astronomica de 2006[modificar | modificar la font]

Fotografia de la conferéncia de 2006 de l'UAI.

En 2006, l'Union Astronomica Internacionala adoptèt una definicion oficiala d'una « planeta » que venguèt donc un objècte

  • en orbita a l'entorn dau Soleu.
  • amb una massa sufisenta per que sa gravitat venca lei fòrças de coesion intèrna e que l'objècte adòpte una forma (quasi redona) en equilibri idrostatic.
  • aguent eliminat lo vesinatge de son orbita.

En mai d'aquò, l'UAI creèt la categoria dei planetas nanas per i reünir leis objèctes qu'orbitan a l'entorn dau Soleu, qu'an una massa sufisenta per èsser en equilibri idrostatic e que son pas un satellit mai que capitèron pas de « netetjar » son orbita.

Ansin, a l'eissida de la conferéncia, lei planetas foguèron leis uech planetas « classicas » dau Sistèma Solar, es a dire Mercuri, Vènus, la Tèrra, Mart, Jupitèr, Saturne, Uranus e Neptun. L'asteroïde Ceres e quatre objèctes transneptunians (Pluton, Èris, Haumea, Makemake) venguèron de planetas nanas.

Lei limits actuaus[modificar | modificar la font]

Fotografia d'una exoplaneta de 3 a 10 MJ orbitant a l'entorn d'una nana bruna de 25 MJ.

La definicion adoptada en 2006 per l'UAI foguèt criticada car s'aplica unicament ai planetas dau Sistèma Solar. I a ges de critèri ò d'indicacion per l'estendre ais exoplanetas. Òr, dempuei lo començament dau sègle XXI, lei descubèrtas se multiplican ambé 3 874 exoplanetas identificadas au 1èr de novembre de 2018.

Lo problema principau demòra lo destriament entre lei planetas pus gròssas e lei nanas brunas. Segon lei teorias actualas, una nana bruna es una estela mòrt-nada, es a dire un objècte eissit de l'afondrament gravitacionau d'un nívol de gas, que foguèt capabla d'amorsar de reaccions de fusion de deutèri. Pasmens, lo procès d'alumatge s'arrestèt après agotament dei resèrvas de deutèri car lo nuclèu de l'estela agantèt pas una temperatura sufisenta per començar la fusion de l'idrogèn-1. Exteriorament, un tal objècte dèu èsser relativament similar a una planeta gasosa giganta.

Per lei diferenciar, leis astronòms assaian de precisar la massa critica que permet d'entraïnar lei reaccions de fusion nucleara. Lo lindau seriá situat entre 12 e 14 massas jovianas mai, a l'ora d'ara, aquelei valors son pas universalament acceptadas. Per exemple, la basa de donadas deis exoplanetas de la NASA lo fixèt a 30 massas de Jupitèr[2]

Formacion e caracteristicas[modificar | modificar la font]

La formacion dei planetas[modificar | modificar la font]

Imatge dau disc protoplanetari a l'entorn de HL Tauri. Lei bendas sornas correspondon probablement ais orbitas de planetas en formacion.

Lo procès de formacion dei planetas es pas conegut d'un biais segur. Pasmens, totei lei modèls actuaus començan ambé l'afondrament d'un nívol de gas e de poussa. Un tal afondrament es a l'origina de la formacion d'estelas quand la temperatura e la pression, dins lei regions pus densas de la nebulosa, agantan un nivèu sufisent per amorsar de reaccions durablas de fusion nucleara d'idrogèn.

La durada d'aqueu periòde d'afondrament es desconeguda. Dins lo cas dau Soleu, es estimat a 50 milions d'ans mai i a ges de certitud. A sa naissença, l'estela novèla es enviroutada per lei rèstas dau nívol de gas que prènon pauc a pauc una forma de disc sota l'influéncia de la gravitacion. Au sen d'aqueu disc, lei tuerts entre particulas causan, per acrecion, l'aparicion de còrs de quauquei quilomètres. Puei, de collisions entre aquelei còrs favorizan la formacion d'objèctes pus importants.

Durant aquela fasa, lei còrs protoplanetaris coneisson de perturbacions orbitalas importantas. Certanei son susceptiblas d'entraïnar l'expulsion de l'objècte en defòra dau sistèma planetari. Pasmens, pòdon tanben favorizar la creissença dei protoplanetas desplaçadas vèrs de regions onte pòdon trobar d'importantei quantitats de gas e de poussa. La dispersion dei rèstas dau nívol protoestellar per lo vent solar emés per l'estela centrala marca l'acabament dau procès de formacion dei planetas e l'estabilizacion progressiva deis orbitas.

Segon lei simulacions numericas, un tal mecanisme permet d'explicar la formacion d'una planeta tellurica coma la Tèrra en 10 a 100 milions d'ans. De mai, se la massa de la protoplaneta passa un lindau estimat entre 3 e 5 massas terrèstras, es tanben capable d'explicar la formacion de gigantas gasosas dau tipe Jupitèr que son probable formadas d'un nuclèu rocassósmetallic) cubèrts de jaç d'idrogèn. En revènge, a encara de dificultats per explicar totei lei cambiaments d'orbita dei planetas ò per precisar mai la durada de formacion d'un objècte.

Caracteristicas dei planetas[modificar | modificar la font]

Caracteristicas dinamicas[modificar | modificar la font]

Orbita[modificar | modificar la font]

Segon lei donadas disponiblas regardant lo Sistèma Solar e leis exoplanetas, la màger part dei planetas viran a l'entorn d'una estela ò d'un sistèma d'estelas segon una orbita prograda, quasi circulara e pauc clinada. Es per exemple lo cas de la Tèrra. Pasmens, existisson d'excepcions coma Vènus e WASP-17 b qu'an probablament una orbita retrograda ò coma HD 20782 b qu'a una trajectòria fòrça elliptica amb una excentricitat de 0,97.

La distància entre una planeta e son estèla – ò son grop d'estelas – presenta una gròssa diversitat ambé de variacions fòrça importantas segon lei sistèmas. La pus alunchada es 2MASS J2126-8140 qu'orbita a 6 900 UA de son estela e la pus pròcha es WD 1202-024 B que se tròba a solament 0,0021 UA (315 000 km). La distància entre doas planetas consecutivas presenta tanben de fenomèns susprenents coma Kepler-70b e Kepler-70c qu'an d'orbitas separadas per solament 0,0016 UA (240 000 km).

Enclinason de l'aisse de rotacion[modificar | modificar la font]
Esquèma de l'aisse de rotacion de Mart.
Article detalhat : Aisse de rotacion.

L'enclinason de l'aisse de rotacion d'una planeta es una caracteristica majora qu'influencia la quantitat de lutz recebuda per cada emisfèri. D'efiech, d'un biais generau, lei zònas esclairadas tendon a se rescaufar mentre que lei mens expausadas se refrejan. En lei planetas qu'an una atmosfèra, aqueu fenomèn es a l'origina dau clima e influencia lo ritme e l'intensitat dei sasons. Dins lei planetas sensa atmosfèra, entraïna de fenomèns de sublimacion de materiaus de la superficia que pòdon engendrar la formacion d'una atmosfèra tèuna.

Segon lei modèls actuaus, l'enclinason de l'aisse de rotacion resulta sovent dei condicions de formacion de la planeta (collisions, migracions orbitalas...) e de l'influéncia orbitala deis objèctes vesins (estela, satellits e autrei planetas). Leis observacions mòstran de resultats fòrça variats. Per exemple, dins lo Sistèma Solar, Mercuri (0,03°) a una enclinason quasi inexistenta mentre qu'Uranus (82,2°) es quasi « cochada » sus son orbita.

Periòde de rotacion[modificar | modificar la font]
Fotografia de Jupitèr mòstrant l'aplatiment de la planeta.
Article detalhat : Periòde de rotacion.

Lo periòde de rotacion correspond a la durada necessària a la planeta per realizar un torn complèt a l'entorn de son aisse de rotacion. Lei donadas disponiblas regardan unicament lo Sistèma Solar car es pas encara possible de realizar de mesuras sus d'exoplanetas. Dos cas principaus s'observan :

  • lo periòde de rotacion de Mercuri (58,6 j) e de Vènus) (243 j) es fòrça lòng car foguèt alentit per l'influéncia gravitacionala dau Soleu.
  • leis autrei planetas an un periòde de rotacion de quauqueis oras (de 9,83 h per Jupitèr a 24,6 h per Mart).

Lei planetas aguent un periòde de rotacion cort an sovent una velocitat de rotacion auta que causa un aplatiment pus important. L'exemple pus conegut es lo cas dei gigantas gasosas que sa superficia es malleabla. Lo rai eqüatoriau de Jupitèr (71 492 km) es ansin sensiblament pus estendut que son rai polar (66 482 km). Dins aquò, dins una proporcion mendra, lo meteis efiech se retròba en lei planetas telluricas.

Caracteristicas fisicas[modificar | modificar la font]

Massa[modificar | modificar la font]

La massa d'una planeta se situa entre dos limits mai ò mens definits. Lo premier es la massa necessària per li donar una forma en equilibri idrostatic, es a dire esferica. Es la massa critica permetent a la fòrça gravitacionala d'un objècte de dominar lei fòrças electromagneticas que lian la matèria que lo compausa. I a ges de valor fixa car despend de sei constituents. Ansin, Mimas, pichon satellit de 387 km de diamètre en orbita a l'entorn de Saturne, es en equilibri idrostatic car es principalament fach de glaç. En revènge, Pallas, asteroïde compausat de ròcas, a una forma irregulara (550 × 516 × 476 km).

Lo lindau superior correspond au limit de massa permetent d'entraïnar de reaccions de fusion nucleara de deutèri. Sembla se situar entre 12 e 14 massas jovianas. En delà, l'objècte seriá una nana bruna, valent a dire una estela mòrt-nada.

Diferenciacion intèrna[modificar | modificar la font]
Estructura intèrna diferenciada de la Tèrra.

Lei planetas an una estructura intèrna diferenciada, es a dire que son formadas de jaç diferents, generalament eissits de la migracion vèrs lo centre de la planeta en formacion deis elements quimics pus pesucs. En lei planetas telluricas, se destrian generalament tres jaç ben definits que son dichs nuclèu, mantèu e crosta. Dins lei planetas gigantas, se trobariá tanben un nuclèu centrau mai la distinction entre lei jaç extèrnes, fachs de gas, seriá mens clara. En particular, es pas aisat d'establir un limit entre lo mantèu e lei jaç bas de l'atmosfèra.

Atmosfèra[modificar | modificar la font]
Article detalhat : Atmosfèra.

La màger part dei planetas conegudas an – ò semblan aver – una atmosfèra substanciala. Aqueu fenomèn s'explica per sa gravitat relativament importanta que permet de mantenir de gas a l'entorn de sa superficia. La composicion iniciala d'aquelei gas es probable la meteissa d'aquela de la nebulosa estellara a l'origina de la formacion dau sistèma planetari. Puei, evoluciona en foncion :

  • de la quimia d'aquelei gas que pòdon reagir entre elei.
  • dau raionament solar que son intensitat pòu favorizar la fugida dei gas. Per exemple, Mercuri, fòrça pròcha dau Soleu, a ges d'atmosfèra mentre que de satellits luechencs coma Titan an gardat una atmosfèra gràcias a sa temperatura freja.
  • de la gravitat de la planeta que permet de gardar de gas pus leugiers. Ansin, la gravitat intensa de Jupitèr li permetèt de gardar de gas leugiers coma lo diidrogèn ò l'èli que fòrman respectivament 86% e 13% de son atmosfèra. En revènge, l'atmosfèra dei planetas telluricas es principalament facha de moleculas pus pesucas (dioxid de carbòni, diazòt...).
  • deis apòrts dau volcanisme.
  • de la preséncia de vida qu'explica l'importanta proporcion de dioxigèn en l'atmosfèra terrèstra.
Magnetosfèra[modificar | modificar la font]
Article detalhat : Magnetosfèra.

Segon leis observacions realizadas dins lo Sistèma Solar[3], la màger part dei planetas tènon una magnetosfèra creada per l'interaccion entre un camp magnetic permanent emés per la planeta e lo vent solar. Aqueu camp es engendrat per de corrents de materiaus conductors dins lei jaç intèrnes de la planeta, generalament dins lo nuclèu extèrne. L'unica excepcion coneguda es Vènus que sa magnetosfèra es formada per l'interaccion entre sa ionosfèra e lo vent solar. Mart a ges de magnetosfèra.

Autrei caracteristicas[modificar | modificar la font]

Satellits naturaus[modificar | modificar la font]
Montatge fotografic de Saturne e de sei satellits naturaus principaus.

Coma objèctes massís, lei planetas an generalament de satellits qu'orbitan a son entorn. Lo nombre de satellits sembla aumentar ambé la massa e la distància entre la planeta e son estela. Ansin, dins lo Sistèma Solar, Mercuri e Vènus an ges de satellit mentre que Jupitèr n'an au mens 72. Certanei satellits, coma Ganimèdes, pòdon aver una talha superiora a una planeta.

Sistèma d'anèus[modificar | modificar la font]
Sistèma d'anèus de Saturne.

Lei sistèmas d'anèus semblan una caracteristica frequenta dei planetas. Lei quatre gigantas dau Sistèma Solar ne'n tènon un e de sistèmas foguèron detectats a l'entorn deis exoplanetas gigantas J1407 b e PDS 110 b. De mai, dins quauquei milions d'ans, la desintegracion de Fòbos devriá tanben entraïnar la formacion d'un anèu a l'entorn de Mart.

L'origina d'aquelei sistèmas es encara mau coneguda e es possible que de causas multiplas sieguen possiblas. Ansin, certaneis anèus podrián èsser formats per de rèstas de nebulosa estellara blocats a l'entorn de la planeta. Pasmens, d'autrei podrián èsser constituits de rèstas de satellits destruchs per lei fòrças de marèia.

Asteroïdes troians[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Troian (astronomia).

Leis asteroïdes troians son d'asteroïdes aguent una orbita eliocentrica en resonància 1:1 amb una planeta que se situan a proximitat dei ponchs de Lagrange L4 e L5. Dins lo Sistèma Solar, la màger part dei troians identificats coorbitan amb Jupitèr mai se tròban tanben de troians lòng deis orbitas de Vènus, de la Tèrra, de Mart, d'Uranus e de Neptun. Saturne sembla aver ges de troian en causa de l'influéncia gravitacionala de Jupitèr.

Tipes de planetas conegudas[modificar | modificar la font]

Planeta tellurica[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Planeta tellurica.

Una planeta tellurica es una planeta principalament compausada de ròcas e de metaus. Son estructura intèrna es organizada a l'entorn de tres jaç concentrics (nuclèu, mantèu e crosta) e sa superficia es cubèrta de materiaus non volatils (ròcas, liquids). Sa densitat es generalament auta, compresa entre 4 e 5,7. Sa massa maximala podrián passar 5 massas terrèstras.

Leis exemples pus coneguts de planeta tellurica son lei quatre planetas intèrnas dau Sistèma Solar. Pasmens, quauquei satellits coma la Luna ò Io presentan una estructura similara. Dins lo rèsta de l'Univèrs, quauqueis exoplanetas son de planetas telluricas confiermadas coma Gliese 581 c mai sei caracteristicas son mau conegudas en causa dei dificultats de deteccion.

Planeta giganta gasosa[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Giganta gasosa.

Lei gigantas gasosas son de planetas principalament constituida de gas leugiers (idrogèn e èli). Son centre seriá ocupat per un nuclèu fach d'elements pesucs (ròcas, metaus) enviroutat per un jaç d'idrogèn metallic. Puei, a l'entorn d'aquela estructura centrala, se trobariá de jaç concentrics de gas. Aquelei planetas an de massas fòrça importantas (fins a 12-14 massas jovianas), de diamètres importants e de densitats fòrça feblas (0,687 per Saturne).

En lo Sistèma Solar, Jupitèr e Saturne son d'exemples d'aquela classa d'objècte. En 2018, la màger part deis exoplanetas identificadas èran tanben d'aqueu tipe car son pus aisadas de detectar. Aquò a permés de descubrir plusors sostipes de giganta gasosa coma lei Jupitèr cauds qu'orbitan a proximitat immediata de son estela.

Planeta giganta de glaç[modificar | modificar la font]

Neptun, exemple de planeta giganta de glaç.
Article detalhat : Giganta de glaç.

Una giganta de glaç es una planeta giganta principalament constituida d'elements leugiers (idrogèn, èli) mai que tèn una proporcion significativa de compausats volatils, coma l'aiga, lo metan ò l'amoniac, que son dichs « glaç » en astrofisica. Seriá formada d'un nuclèu centrau rocassós e metallic, d'un mantèu relativament omogenèu de glaç e d'una atmosfèra facha d'idrogèn e d'èli (ambé de traças de glaç). Sa massa se situariá entre 10 e 50 massas terrèstras e sa densitat es febla.

Leis observacions an permés de descubrir dos sostipes de gigantas de glaç que son dichs Neptun freg e Neptun caud. Lo premier gropa lei gigantas de glaç que son alunchadas de son estela, coma Uranus e Neptun. Lo segond designa lei gigantas de glaç qu'orbitan a proximitat de son estela.

Planetas dau Sistèma Solar e exoplanetas[modificar | modificar la font]

Planetas dau Sistèma Solar[modificar | modificar la font]

Uech planetas son conegudas dins lo Sistèma Solar. Dins l'òrdre, a partir dau Soleu, son dichas Mercuri, Vènus, la Tèrra, Mart, Jupitèr, Saturne, Uranus e Neptun. Lei quatre pus intèrnas son dau tipe telluric. Lei doas seguentas son de gigantas gasosas e lei doas darrierei son de gigantas de glaç.

L'existéncia d'una novena planeta es predicha per certanei teorias. Permetriá d'explicar certanei particularitats dins leis orbitas deis objèctes de la cencha de Kuiper.

Caracteristicas dei planetas dau Sistèma Solar
Nom Diamètre
eqüatoriau
Massa Grand aisse
(UA)
Periòde de revolucion
(ans)
Enclinason
sus lo plan orbitau dau Soleu (°)
Excentricitat
de l'orbita
Periòde de rotacion
(jorns)
Satellits naturaus Anèus Atmosfèra
Planetas telluricas Mercuri 0,382 0,06 0,387 0,24 3,38 0,206 58,64 Non Negligibla
Vènus 0,949 0,82 0,723 0,62 3,86 0,007 -243,02 Non CO2, N2
Tèrra 1,00 1,00 1,00 1,00 7,25 0,017 1,00 1 Non N2, O2
Mart 0,532 0,11 1,523 1,88 5,65 0,093 1,03 2 Non CO2, N2
Planetas gigantas Jupitèr 11,209 317,8 5,203 11,86 6,09 0,048 0,41 79 Òc H2, He
Saturne 9,449 95,2 9,537 29,46 5,51 0,054 0,43 62 Òc H2, He
Uranus 4,007 14,6 19,229 84,01 6,48 0,047 -0,72 27 Òc H2, He
Neptun 3,883 17,2 30,069 164,8 6,43 0,009 0,67 14 Òc H2, He

Exoplanetas[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Exoplaneta.

Una exoplaneta es una planeta situada en fòra dau Sistèma Solar. La premiera foguèt descubèrta en 1992 e 3 903 èran estadas identificadas lo 1èr de decembre de 2018. Observar aquelei planetas dempuei la Tèrra es fòrça malaisat car son d'objèctes pichons e pauc luminós. Ansin, lei detalhs sus leis exoplanetas son sovent limitats. Pasmens, aquò a permés d'observar d'autrei sistèmas planetaris (certanei encara en formacion) e de descubrir de tipes novèus de planeta coma lei Jupitèr cauds. De mai, a permés d'estimar lo nombre de planetas dins la Via Lactèa (1,6 planetas per estela[4]).

Objèctes similars ai planetas[modificar | modificar la font]

Planeta nana[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Planeta nana.
Fotografia de la planeta nana Pluton.

Una planeta nana es un objècte intermediari entre una planeta e un asteroïde. Presenta ansin de caracteristicas de planeta (equilibri idrostatic e estructura intèrna diferenciada) mai sa fòrça gravitacionala foguèt pas pron poderosa per li permetre de « netetjar » son orbita. L'exemple caracteristic es Pluton qu'orbita dins la cencha de Kuiper ambé d'autreis objèctes comparables coma la planeta nana Haumea.

Asteroïde[modificar | modificar la font]

Article detalhat : Asteroïde.

Leis asteroïdes son d'objèctes generalament irregulars, de massa febla a respèct d'una planeta. Dins lo Sistèma Solar, son probable de rèstas dau disc protoplanetari. Presentan donc una gròssa diversitat d'aspèct e certanei pòdon, de còps, aver una forma mai ò mens esferica e una estructura intèrna diferenciada. En causa de sa massa limitada, son pas capables de contraròtlar lo movement deis objèctes presents lòng de son orbita. Au contrari, son sovent trebolats per d'objèctes pus massís e mai d'un asteroïde seguís una trajectòria fòrça elliptica e clinada.

Nana bruna[modificar | modificar la font]

Fotografia d'una nana bruna a l'entorn de l'estela Gliese 229.
Article detalhat : Nana bruna.

Una nana bruna es una mena d'estela mòrt-nada, es a dire un objècte celestiau que sa massa es inferiora a la massa minimala necessària a la fusion termonucleara de l'idrogèn-1, carburant de basa deis estelas, mai superiora a aquela permetent la fusion dau deutèri. Segon lei modèls astronomics, aquò correspondriá a una massa situada entre 13 e 75 massas jovianas.

Un tal astre es pas considerat coma una planeta car es d'origina diferenta. D'efiech, sa formacion a luòc, coma leis estelas vertadieras, a partir de l'afondrament gravitacionau d'un nívol de gas. Son estructura es donc probable fòrça diferenta amb un nuclèu de matèria degenarada (eissida de gas somés a de pressions fòrça importantas) enviroutat de jaç de gas. Pasmens, exteriorament, dèu semblar a una giganta gasosa de tipe jovian.

Lei nanas brunas son fòrça malaisadas d'observar car emèton un raionament feble. Certanei metòdes son identics ai tecnicas de deteccion dei planetas (mesura de variacions de l'esclat d'una estela) e i a donc un risc important de confondre gròssa planeta e pichona nana bruna.

Liames intèrnes[modificar | modificar la font]

Bibliografia[modificar | modificar la font]

Nòtas e referéncias[modificar | modificar la font]

  1. Pasmens, lei trajectòrias dei planetas foguèron enregistradas tre lo milleni precedent coma o mòstra la tauleta d'Ammisaduqa.
  2. NASA Exoplanet Archive, Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive, consultat lo 24 de novembre de 2018, [1]
  3. En 2004, una magnetosfèra foguèt observada a l'entorn de l'exoplaneta HD 179949 b.
  4. Cassan, Arnaud; D. Kubas ; J.-P. Beaulieu ; M. Dominik ; et al., "One or more bound planets per Milky Way star from microlensing observations", Nature, 481 (7380): 167–169.