cours 3 - les planètes (2014)

• Expliquer leurs différences Expliquer leurs différences

• Raconter la genèse dRaconter la genèse d’’une planèteune planète

Objectifs du coursObjectifs du cours

1.

Intr

od

ucti

on

Les planètesLes planètes1. Introduction

1.1 Qu’est-ce qu’une planète ?

1.2 Les planètes connues

2. Les caractères fondamentaux des planètes

2.1 Masse2.2 Surface2.3 Champ magnétique

3. Une planète, une histoire3.1 Accrétion3.2 Différenciation

4. Planète active, planète morte ?4.1 Origine du champ magnétique4.2 Mouvements de convection

QuQu’’est-ce quest-ce qu’’une planète ?une planète ?Terme difficile à définir… redéfini en 2006 par l'Union astronomique internationale :

1.

Intr

od

ucti

on

- En orbite autour d’une étoile ;

- Sans toutefois être une étoile ;

- Suffisamment massive pour que l’effet de sa propre gravité lui confère une enveloppe sphérique ;

- Dominant son environnement et ayant « dégagé le voisinage autour de son orbite »

Combien y a t’il de planètes dans le système solaire ?

A. 4B. 7C. 8D. 9E. 16

Combien de planètes dans Combien de planètes dans le système solaire ?le système solaire ?

1.

Intr

od

ucti

on

Combien y a t’il de planètes dans l’univers ?

A. 8B. 16C. Environ 1000D. Une infinitéE. Plus qu’il n’y a

d’étoiles

Des planètes en dehors du Des planètes en dehors du système solaire ?système solaire ?

> 1000!!!> 1000!!!

1.

Intr

od

ucti

on

J S U N P

1 UA =distance moyenne Terre-Soleil=150 millions km

Étoile + proche (Proxima Centauri)= 4.2 a.l. = 265,000 UA

CeintureDe

Kuiper

Échelle logarithmique !!!

Me V MaT

Géantes gazeuses

Géantesde glace

Planètes telluriques

1.

Intr

od

ucti

on

Distribution des corps Distribution des corps planétaires dans le système planétaires dans le système

solairesolaire

Comment connaît-on la masse d’une planète ?

A.A.Grâce à sa tailleGrâce à sa taille

B.B. Grâce à sa distance Grâce à sa distance à l’étoileà l’étoile

C.C. Grâce à son orbiteGrâce à son orbite

D.D.Grâce à sa couleurGrâce à sa couleur

E.E. Grâce à James KirkGrâce à James Kirk

F.F. Grâce à Johannes Grâce à Johannes KeplerKepler

Comment connaître la Comment connaître la masse dmasse d’’une planète ?une planète ?

Facile Facile si la planète a un satellitesi la planète a un satellite : on : on utilise la 3utilise la 3èmeème loi de Kepler loi de Kepler

a ae

foyer

e = excentricité

G = 6.67x10-11 m3/s2/kg

2.

Les c

ara

ctè

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on

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en

tau

x d

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lan

ète

s

Masse de la

Planète

Distance Planète-Satellite

Période de révolution du

satellite

Europe tourne autour de Jupiter :

• Période T de 3.55j

• Distance a = 670900km

Masse de Jupiter Masse de Jupiter

1.899x101.899x102727 kg!!! kg!!!

2.

Les c

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lan

ète

s Exemple de JupiterExemple de Jupiter

Masse de Jupiter calculée

A.A.1.899x101.899x102525 kg kg

B.B.1.899x101.899x102626 kg kg

C.C. 1.899x101.899x102727 kg kg

D.D.1.899x101.899x102828 kg kg

E.E. 1.899x101.899x102929 kg kg

F.F. 1.899x101.899x103030 kg kg

2.

Les c

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s

La masse La masse des planètesdes planètes

www.neufplanetes.org

Masse e

n k

g

Masse de la Terre : 5.96 1024 kgMasse de Jupiter : 1.9 1027 kgMasse du Soleil : 1.9 1030 kg

Quand on connaît la masse, Quand on connaît la masse, on connaît la densité !on connaît la densité !

2.

Les c

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ctè

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on

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tau

x d

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lan

ète

s

Densité des silicatesDensité des silicates

Densité H2O Densité H2O

Quand on connaît la masse, Quand on connaît la masse, on connaît la densité !on connaît la densité !

•Densité ~ composition moyenne

•Compression gravitaire : + la Planète est grosse, + la pression est forte, + la densité est élevée

•Porosité des corps à faible champ de gravité : « vides » -> faible densité

2.

Les c

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on

dam

en

tau

x d

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ète

s

Les cratères d’impactLes cratères d’impactMimas (satellite naturel de Saturne)

Volcan actif sur Io

Olympus Mons , Mars (plus de 20 km de haut, plus grand volcan du système

solaire)

Volcan Maat sur Venus(8 km de haut)

2.

Les c

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ctè

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on

dam

en

tau

x d

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s Le volcanismeLe volcanisme

Des vallées, des lacs et des océans ?

Des vallées, des lacs et des océans ?

Lacs de méthane (Titan)Rivières de méthane asséchées (Titan)

2.

Les c

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s

Rivières Martiennes asséchées

(érodées par de l’eau liquide)

Me

T

J

S U

N

Cham

p m

agnéti

que/T

err

e

Mars et Venus n’ont pas de champ magnétique !

Avec les sondes envoyées, on Avec les sondes envoyées, on peut mesurer le champ peut mesurer le champ

magnétiquemagnétique

2.

Les c

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ctè

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tau

x d

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ète

s

Parce qu'elles ont des Parce qu'elles ont des histoires différenteshistoires différentes

• Pourquoi a-t-on des tailles différentes ?

• Pourquoi des compositions différentes ?

• Pourquoi certaines ont-elles un champ magnétique ?

• Pourquoi certaines semblent-elles « mortes » ?

3.

Un

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, u

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isto

ire

3.

Un

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, u

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isto

ire

AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètes

Observations dans la nébuleuse de lObservations dans la nébuleuse de l’’Aigle:Aigle:Grains de < 5Grains de < 5m à proximité du centrem à proximité du centre

Au départ, tout nAu départ, tout n’’est que poussièresest que poussières

Inte

nsi

té lum

ineuse

Distance au centre de la nébuleuse

SilicatesSilicates

Silicates riches en CarboneSilicates riches en CarboneTem

péra

ture

(K

)

0.

2000.

1500.

1000.

500.

GlacesGlaces

TungstenTungsten

Oxides dOxides d’’AluminiumAluminium

Condensation + température dans la nébuleuseCondensation + température dans la nébuleuse

= distribution des premiers grains= distribution des premiers grains

Mercure

Jupiter

3.

Un

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AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètes

Composition des premiers grains qui Composition des premiers grains qui vont former les planètes vont former les planètes

FerFer

• Les poussières s’attirent de manière électrostatique

• Lorsqu’elles deviennent plus grosse : attraction gravitaire

• Problème : petits corps (< 1km) détruits facilement par les collisions

Comment passer d’une poussière à un corps d ’1km ~ comment passer d’acides aminés à la

cellule

3.

Un

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, u

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isto

ire

AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètes

Des poussières Des poussières aux embryons de planètes…aux embryons de planètes…

Planètes gazeuses :Planètes gazeuses :

1- Noyau de glaces1- Noyau de glaces

2- 2- CaptureCapture des gaz des gaz

Croissance rapide !Croissance rapide !

Planètes rocheuses :Planètes rocheuses :

Impacts Impacts

Croissance lenteCroissance lente

3.

Un

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ire

A partir dA partir d’’1km de diamètre…1km de diamètre…

AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètes

• Les gros corps croissent plus vite que les petits (gravité + section efficace)

3.

Un

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isto

ire

AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètesCroissance des embryons Croissance des embryons

(<1000km)(<1000km)

moonkam.ucsd.edu

Les impacts géants Les impacts géants 3.

Un

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isto

ire

Énergie libérée Énergie libérée (M(M’’MarsMars’’=7x10^23kg)=7x10^23kg)

Augmentation de Augmentation de T T (Cp =1000 J/kg/K)(Cp =1000 J/kg/K)??

• Formation de la Lune- impact d’un corps de la taille de Mars

Fusion ?

3.

Un

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, u

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isto

ire

Les impacts géants Les impacts géants

AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètes

E cinétique = 1/2 M v^2

E cinétique = MT*Cp*T

E cinétique = 3,5x10^31 J

T ~ 6000K

RGM

ev2 = 11 km/s

G = 6.67x10-11 m3/s2/kg

3.

Un

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AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètes

CondensationPremiers

petits corps

Formation des embryons planétaires

Impacts géants, Fin de l’accrétion

<100 Ma

Formation du soleil

1-? Ma

<10 Ma

Chimie initialePoussières

Chimie finaleTaille finale

Pour séparer les matériauxPour séparer les matériaux

• Densités différentes : les matériaux lourds tombent,

les légers montent

• MAIS résistance des matériaux

• Pour séparer un noyau métallique des silicates, il faut fondre

• Pour faire une croûte et une atmosphère, il faut fondre le manteau !

La différenciationLa différenciation3.

Un

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ire

Comment faire fondre une roche, à part la chauffer

A. La comprimerB. La décomprimerC. Augmenter sa

composition en MgD. Augmenter sa

composition en H2OE. Modifier la taille de ses

grains

Pour quPour qu’’il y ait fusionil y ait fusion

Temperature

Porf

ondeur

solid

us

liquid

us

Baisse de pression

Augmentation de T

Pro

fil d

e T

initia

l

Baisse du solidus

• Énergie apportée par les impacts géants

(océan magmatique)

• Chaleur de marée

• Chaleur interne

• Mouvements internes

3.

Un

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La différenciationLa différenciation

Sources de chaleurSources de chaleur

Silicates fondu

Goutelettes de métal

Ségrégation du noyauSégrégation du noyau

3.

Un

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, u

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La différenciationLa différenciation

Noyau riche en sidérophiles

Océan de magma riche Océan de magma riche en lithophilesen lithophiles

Ségrégation du noyauSégrégation du noyau

3.

Un

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La différenciationLa différenciation

LL ’’origine du champ origine du champ magnétiquemagnétique

Augmente en s’éloignant ~ origine externe

Augmente en se rapprochant ~ origine interne4.

Pla

nète

acti

ve,

pla

nète

mort

e ?

Comment générer un Comment générer un champ magnétique ?champ magnétique ?

• L ’intérieur de la planète = aimant ?

4.

Pla

nète

acti

ve,

pla

nète

mort

e ? 1. Les matériaux perdent leur aimantation au dessus

de 600-1000°C

2. La température interne des planète dépasse 1000°C à partir de ~100km de profondeur

Alors comment fait-on ?

Un conducteur en Un conducteur en mouvementmouvement

• Silicates = ISOLANT !• Métaux = CONDUCTEUR !

4.

Pla

nète

acti

ve,

pla

nète

mort

e ?

Ce quCe qu’’il faut reteniril faut retenir•Ce quCe qu’’est une planèteest une planète

•Les types de planètesLes types de planètes

•Comment connaître la masse et la Comment connaître la masse et la composition de la planètecomposition de la planète

•Les causes des différences entre Les causes des différences entre les planètesles planètes

•Histoire de lHistoire de l’’accrétion et accrétion et différenciationdifférenciation

•Origine de lOrigine de l’’activité interneactivité interne

Con

clu

sio

ns