cours3 : le système solaire

Le système solaire

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

- 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 »

ases s

Des planètes en dehors du système solaire ?

> 1000!!!

ases s

Comment connaître la masse d’une planète ?

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

e = excentricité

G = 6.67x10-11 m3/s2/kg

Masse de la

Planète

Distance Planète-Satellite

Période de révolution du

satellite

ases s

Europe tourne autour de Jupiter :

• Période T de 3.55j

• Distance a = 670900km

Exemple de Jupiter

ases s

La masse des planètes

www.neufplanetes.org

Masse e

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

ases s

Quand on connaît la masse, on connaît la densité !

Densité des silicates

Densité H2O

ases s

Catégorie : petite étoile jaune de type G2.Masse : 2. 1030 Kg.Volume : 1 392 000 km de diamètre (109 x D Terre).Composition : Gaz = H (70%), He (28%).Réacteur thermonucléaire : au cœur de l’étoile, fusion H en He.

Structure interne :

La chromosphère du Soleil avec en haut à

droite des protubérances, SOHO. Taches solaires.

SOHO, NGM Juillet 2004.

Protubérances

Télescope solaire suédois.

Le cœur sombre d’une tache solaire (diamètre de la Terre).

SilicatesO, Si, Al, Mg, Na, Ca, K

Fer, nickel et soufre.

Roches et métaux.

80-90 mol% de H

10-20 mol% de He

et d’un peu de méthane

Composition chimique très proche de celle du Soleil.

agnéti

Mars et Venus n’ont pas de champ magnétique !

Avec les sondes envoyées, on peut mesurer le champ

magnétique

Les plaines emplies de laves sont représentées en orange pâle dans le bassin Caloris (1 million de km2)

Les flèches blanches indiquent des plaines jeunes dont la composition semble proche de celles de Caloris.

Les flèches noires indiquent les « points rouges » qui seraient formés par des explosions volcaniques.

En bleu foncé, des zones occupées par de vieilles roches contenant peut-être de l’ilménite riche en fer.

Nasa/JHUAP/Arizona State University.Image fausses couleurs.

Lancée le 3-08-2004, la sonde Messenger est passée le 14 Janvier 2008 à 200 km de Mercure.Le s

Noyau métallique :

Fer principalement

40 % de son volume

2/3 de sa M totale

d élevée = 5,4.

Atmosphère de Vénus.

Schéma de Vénus sans son atmosphère, d'après la sonde Magellan.

Atmosphère :dense (95 bars),épaisse de 50 à 70 km,96 % de CO2 ;

effet de serre (460 °C).

La surface de Vénus photographiée par la sonde Magellan.

Cartographie sonde Magellan :

- des milliers de volcans;

- des dômes (coulées de lave) ;

- des cratères d’impact.

On considère que Vénus est volcaniquement active de nos jours……bien qu'aucune éruption n'ait été vue par la mission Magellan !

Relief (eau = agent d’érosion).

Hydrosphère liquide et solide.

Atmosphère (vapeur d’eau).

Biosphère (H20)

Google EarthWorld Wind Earth

Météore Cratère , (Arizona),D = 1 km., 49000 ans.

Le Wolfe Creek (Australie),D = 875 m, 300 000 ans.

Cratère du Manicouagan, Québec ;Age = 210 Ma, D = 70 km, météorite D = 3,5 km.

D impact = 20 x D météorite.

Cratère du Chixculub, Mexique ;Age = 65 Ma,D = 200 km, météorite D = 10 km.

Cratère du Popigai, Sibérie ; Age = 40 Ma, D = 100 km, météorite D = 5 km.

Le plus gros fragment de météorite (Hoba = sidérite de 60 T) connu à ce jour a été trouvé en 1920 en Namibie.

Mars Pathfinder,USA, 1996.

Mars Global Surveyor, USA, 1996.

Plus d’activité géologique.World Wind MarsGoogle Mars

Phobos.28 x 22 x 18 km.

Deimos.

Mars au plus près de la Terre = 55 M de km.

Mais y a t-il eu de l’eau liquide à la surface de Mars ?

De par sa position dans le Système Solaire, Mars aurait dû accumuler autant d'eau que la Terre au cours de sa formation.

Mais son atmosphère = 0,03% de vapeur d'eau.

Les calottes polaires.

L'eau liquide n'existe plus à la surface de Mars.

Etagement bien visible qui résulterait d'un dépôt de sédiments dans un ancien lac maintenant asséché.

Viking I.

Atmosphère = 95 % CO2.

Pression : 0,01 bar ; faible gravitation et pas de champ magnétique pour se protéger du vent solaire.

Un cyclone de 300 km de diamètre

Multi-impact de Shoemaker-Levy 9, Image UV, NASA, juillet 1994.

Impacts S-L.

4 gros satellites et 36 petits satellites

La glace domine (noyau rocheux ?).

Activité géologique décroissante de façon centrifuge.

Couche de glace fissurée.

Io. Europe.

Callisto.Ganymède.

Haemus Mons est une montagne localisée près du pole sud d'Io, 100 sur 200 km à la base.

Io, La caldeira du volcan Tupan d'après des photos de la sonde Galilèo en aout 2001.

Io, Volcan Pelé, Galileo.

Io, éruption Masubi, Galileo.

Io et ses volcans de soufre.Le s

Nasa.Le s

Triton et ses volcans/geysers d'azote.

L’évolution orbitale de Triton fait qu'il se rapproche de Neptune.Dans 100 Ma, il sera si proche de Neptune qu'il se disloquera, et Neptune héritera d'un superbe anneau supplémentaire !

Comète de Halley photographiée le 13 Mai 1910, source NASA.

Noyau de Halley, sonde Giotto, Mars 1986, ESA.

Halley, 1886, Giotto,ESA.

Halley…tous les 76 ans.

- De la ceinture de Kuiper, à peine au-delà de l'orbite de Neptune.

- Du nuage d'Oort.

Corps de forme irrégulière.

1 km < D noyau < 10 km.

Noyau = glace et de poussière.

En se rapprochant du Soleil, la glace de leur noyau s'évapore nuage de poussière tout autour = chevelure(peut atteindre plusieurs dizaines de milliers de km de D.

Comment expliquer la zonation chimique du Système Solaire et les différents états de la matière (roche, gaz et glace) ?

Comment expliquer la petite taille des planètes telluriqueset leur atmosphère ?

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

té lum

ineuse

Distance au centre de la nébuleuse

La séquence de condensation générale… à partir de la nébuleuse solaire(gaz enrichi en éléments lourds).

1600 K

1300 K

1000 K

175K150 à120 K

et hydrates solides NH3 H20, CH4 H20.H et He ne condensent pas(les 20 K ne sont pas atteints).

JP Bourseau, UCBL1

Des expériences de condensation de mélanges gazeux et surtout des calculs thermodynamiques montrent :

Champ du Fer :1600 à 1300 K

Champ des Silicates :1200 à 400 K

Champ desglaces :175 à 120 K

• 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 cellule3.

AccrétionDes poussières aux planètes

Des poussières aux embryons de planètes…

Planètes gazeuses :

1- Noyau de glaces

2- Capture des gaz

Croissance rapide !

Planètes rocheuses :

Impacts

Croissance lente

A partir d’1km de diamètre…

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

AccrétionDes poussières aux planètesCroissance des embryons

(<1000km)

moonkam.ucsd.edu

Les impacts géants 3.

Énergie libérée (M’Mars’=7x10^23kg)

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

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

Fusion ?

Les impacts géants

E cinétique = 1/2 M v^2

E cinétique = MT*Cp*DT

E cinétique = 3,5x10^31 J

DT ~ 6000K

ev2 = 11 km/s

G = 6.67x10-11 m3/s2/kg

Ce qu’il faut retenir•Ce qu’est une planète

•Les types de planètes

•Comment connaître la masse et la composition de la planète

•Les causes des différences entre les planètes

•Histoire de l’accrétion

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