thumb|right|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
De l'Antiquitat au modèl eliocentric
thumb|right|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 avCPasmens, lei trajectòrias dei planetas foguèron enregistradas tre lo milleni precedent coma o mòstra la tauleta d'Ammisaduqa.. 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
thumb|right|Fotografia de Jupitèr e dei satellits galileans amb un telescòpi de 200 mm.
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
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 ( 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
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
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 exoplanetas identificadas au 1 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 JupitèrNASA Exoplanet Archive, Exoplanet Criteria for Inclusion in the Archive, consultat lo 24 de novembre de 2018,
Formacion e caracteristicas
La formacion dei planetas
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 rocassós (ò metallic) 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
Caracteristicas dinamicas
Orbita
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 UA de son estela e la pus pròcha es WD 1202-024 B que se tròba a solament 0,0021 UA ( 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 ( km).
Enclinason de l'aisse de rotacion
thumb|right|Esquèma de l'aisse de rotacion de Mart.
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
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.