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Cours 3 : Le système solaire

Cours L1 Géosciences Université Clade Bernard Lyon 1

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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 ;
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  • 3. Des planètes en dehors du système solaire ? > 1000!!! Quelquesbasessurlesplanètes
  • 7. Comment connaître la masse d’une planète ? Facile si la planète a un satellite : on utilise la 3ème loi de Kepler a ae foyer e = excentricité G = 6.67x10-11 m3/s2/kg Masse de la Planète Distance Planète- Satellite Période de révolution du satellite Quelquesbasessurlesplanètes
  • 8. Europe tourne autour de Jupiter : • Période T de 3.55j • Distance a = 670900km Exemple de Jupiter Quelquesbasessurlesplanètes
  • 10. Quand on connaît la masse, on connaît la densité ! Densité des silicates Densité H2O Quelquesbasessurlesplanètes
  • 12. 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 : Lesoleiletlesplanètes
  • 13. La chromosphère du Soleil avec en haut à droite des protubérances, SOHO.Taches solaires. SOHO, NGM Juillet 2004. Protubérances Protubérances Télescope solaire suédois. Le cœur sombre d’une tache solaire (diamètre de la Terre). Lesoleiletlesplanètes
  • 14. Silicates O, Si, Al, Mg, Na, Ca, K Fer, nickel et soufre. Roches et métaux. Lesoleiletlesplanètes
  • 15. 80-90 mol% de H 10-20 mol% de He et d’un peu de méthane d < 2 Composition chimique très proche de celle du Soleil. Gaz. Lesoleiletlesplanètes
  • 16. Me T J S U N Champmagnétique/Terre Mars et Venus n’ont pas de champ magnétique ! Avec les sondes envoyées, on peut mesurer le champ magnétique Lesoleiletlesplanètes
  • 17. 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. Lesoleiletlesplanètes
  • 18. Noyau métallique : Fer principalement 40 % de son volume 2/3 de sa M totale  d élevée = 5,4. Lesoleiletlesplanètes
  • 19. 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). Lesoleiletlesplanètes
  • 21. 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 ! Lesoleiletlesplanètes
  • 22. Relief (eau = agent d’érosion).Hydrosphère liquide et solide. Atmosphère (vapeur d’eau). Biosphère (H20) Google Earth World Wind Earth Lesoleiletlesplanètes
  • 23. 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. Lesoleiletlesplanètes
  • 24. Mars Pathfinder, USA, 1996. Mars Global Surveyor, USA, 1996. Plus d’activité géologique. World Wind Mars Google Mars Phobos. 28 x 22 x 18 km. Deimos. Mars au plus près de la Terre = 55 M de km. Lesoleiletlesplanètes
  • 26. 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. © Hubble, NASA. Lesoleiletlesplanètes
  • 27. Etagement bien visible qui résulterait d'un dépôt de sédiments dans un ancien lac maintenant asséché. Viking I. Lesoleiletlesplanètes
  • 28. 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 Lesoleiletlesplanètes
  • 29. Multi-impact de Shoemaker-Levy 9, Image UV, NASA, juillet 1994. Io Impacts S-L. Lesoleiletlesplanètes
  • 30. 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. Lesoleiletlesplanètes
  • 31. 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. Lesoleiletlesplanètes
  • 34. 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 ! Lesoleiletlesplanètes
  • 35. Comète de Halley photographiée le 13 Mai 1910, source NASA. Noyau de Halley, sonde Giotto, Mars 1986, ESA. Venus 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. Lesoleiletlesplanètes
  • 37. 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 telluriques et leur atmosphère ? Lesoleiletlesplanètes
  • 39. Observations dans la nébuleuse de l’Aigle: Grains de < 5mm à proximité du centre Intensitélumineuse Distance au centre de la nébuleuse 3.Uneplanète,unehistoire
  • 40. La séquence de condensation générale… à partir de la nébuleuse solaire (gaz enrichi en éléments lourds). 1600 K 1300 K 800 K 1000 K 500 K 175K 150 à 120 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 des glaces : 175 à 120 K 3.Uneplanète,unehistoire
  • 41. • 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.Uneplanète,unehistoire Accrétion Des poussières aux planètes Des poussières aux embryons de planètes…
  • 43. Planètes gazeuses : 1- Noyau de glaces 2- Capture des gaz Croissance rapide ! Planètes rocheuses : Impacts Croissance lente 3.Uneplanète,unehistoire A partir d’1km de diamètre… Accrétion Des poussières aux planètes
  • 44. • Les gros corps croissent plus vite que les petits (gravité + section efficace) 3.Uneplanète,unehistoire Accrétion Des poussières aux planètesCroissance des embryons (<1000km)
  • 46. 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 ? 3.Uneplanète,unehistoire Les impacts géants Accrétion Des poussières aux planètes E cinétique = 1/2 M v^2 E cinétique = MT*Cp*DT E cinétique = 3,5x10^31 J DT ~ 6000K R GM ev 2  = 11 km/s G = 6.67x10-11 m3/s2/kg
  • 47. 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