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Objectifs du cours

• Expliquer leurs différences

1. Introduction

• Raconter la genèse d’une planète
Les planètes
1. Introduction
1.1

Qu’est-ce qu’une planète ?

1.2

Les planètes connues

2. Les caractères fondamentaux des planètes
2.1
2.2
2.3

Masse
Surface
Champ magnétique

3. Une planète, une histoire
3.1
3.2

Accrétion
Différenciation

4. Planète active, planète morte ?
4.1
4.2

Origine du champ magnétique
Mouvements de convection
Qu’est-ce qu’une planète ?
Terme difficile à définir… redéfini en 2006 par l'Union
astronomique internationale :
- En orbite autour d’une étoile ;

1. Introduction

- 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. 4
B. 7
C. 8
D. 9
E. 16
1. Introduction

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

A. 8
B. 16
C. Environ 1000
D. Une infinité
E. Plus qu’il n’y a
d’étoiles
Des planètes en dehors du
système solaire ?

1. Introduction

> 1000!!!
Distribution des corps planétaires
dans le système solaire
Échelle logarithmique !!!

Me

V T

1. Introduction

Planètes
telluriques

Ma

J

S

Géantes
gazeuses

U

N

P

Ceinture
De
Kuiper

Géantes
de glace

1 UA =distance moyenne Terre-Soleil
=150 millions km
Étoile + proche (Proxima Centauri)= 4.2 a.l.
= 265,000 UA
Comment connaît-on la masse
d’une planète ?
A. Grâce à sa taille
B. Grâce à sa distance
à l’étoile
C. Grâce à son orbite
D. Grâce à sa couleur
E. Grâce à James Kirk
F. Grâce à Johannes
Kepler
2. Les caractères fondamentaux des planètes

Comment connaître la
masse d’une planète ?
Facile si la planète a un satellite : on utilise la 3ème
loi de Kepler
Distance
PlanèteSatellite

Masse de
la Planète

Période de
révolution du
satellite
a

ae
foyer

e = excentricité

G = 6.67x10-11 m3/s2/kg
2. Les caractères fondamentaux des planètes

Exemple de Jupiter

 

Europe tourne autour de
Jupiter :
• Période T de 3.55j
• Distance a = 670900km
Masse de Jupiter
1.899x1027 kg!!!
Masse de Jupiter calculée
A. 1.899x1025 kg
B. 1.899x1026 kg
C. 1.899x1027 kg
D. 1.899x1028 kg
E. 1.899x1029 kg
F. 1.899x1030 kg
Masse de la Terre : 5.96 1024 kg
Masse de Jupiter : 1.9 1027 kg
Masse du Soleil : 1.9 1030 kg
www.neufplanetes.org

Masse en kg

2. Les caractères fondamentaux des planètes

La masse des
planètes
2. Les caractères fondamentaux des planètes

Quand on connaît la masse, on
connaît la densité !

Densité des silicates
Densité des silicates

Densité H22O
Densité HO
2. Les caractères fondamentaux des planètes

Quand on connaît la masse, 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
Les cratères d’impact
Mimas (satellite naturel de Saturne)
2. Les caractères fondamentaux des planètes

Le volcanisme

Volcan Maat sur Venus
(8 km de haut)
Olympus Mons , Mars (plus
de 20 km de haut, plus
grand volcan du système
solaire)

Volcan actif sur Io
2. Les caractères fondamentaux des planètes

Des vallées, des lacs et des océans ?

Lacs de méthane (Titan)

Rivières
Martiennes
asséchées
(érodées par de
l’eau liquide)

Rivières de méthane
asséchées (Titan)
J
Champ magnétique/Terre

2. Les caractères fondamentaux des planètes

Avec les sondes envoyées, on peut
mesurer le champ magnétique

S

U
N

T

Me

Mars et Venus n’ont pas de champ
magnétique !
• Pourquoi a-t-on des tailles différentes ?
• Pourquoi des compositions différentes ?

3. Une planète, une histoire

 

• Pourquoi certaines ont-elles un champ
magnétique ?
• Pourquoi certaines semblent-elles « mortes » ?

Parce qu'elles ont des histoires
différentes
Accrétion

Des poussières aux planètes

Intensité lumineuse

3. Une planète, une histoire

Au départ, tout n’est que poussières

Distance au centre de la nébuleuse

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

Des poussières aux planètes

Composition des premiers grains qui vont
former les planètes
2000.

Température (K)

3. Une planète, une histoire

Tungsten
1500.

1000.

Oxides d’Aluminium
Fer

Mercure

Silicates
500.
0.

Silicates riches en Carbone
Glaces

Jupiter

Condensation + température dans la nébuleuse
= distribution des premiers grains
Accrétion

Des poussières aux planètes

3. Une planète, une histoire

Des poussières
aux embryons de planètes…
• 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
Accrétion

Des poussières aux planètes

3. Une planète, une histoire

A partir d’1km de diamètre…

Planètes rocheuses :
Impacts
Croissance lente

Planètes gazeuses :
1- Noyau de glaces
2- Capture des gaz
Croissance rapide !
Croissance des embryons
(<1000km)

3. Une planète, une histoire

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

Accrétion

Des poussières aux planètes
3. Une planète, une histoire

Les impacts géants

moonkam.ucsd.edu
Accrétion

Des poussières aux planètes

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

3. Une planète, une histoire

 Fusion ?

ve =

2 GM
= 11 km/s
R

G = 6.67x10-11 m3/s2/kg

Énergie libérée
(M’Mars’=7x10^23kg)
E cinétique = 1/2 M v^2
E cinétique = 3,5x10^31 J
Augmentation de T (Cp
=1000 J/kg/K)?
E cinétique = MT*Cp*∆T
∆T ~ 6000K
Accrétion

Des poussières aux planètes
Chimie initiale
Poussières

Formation
du soleil

3. Une planète, une histoire

Condensation
Premiers
petits corps

1-? Ma

Formation
des embryons planétaires

<10 Ma
Impacts géants,
Fin de l’accrétion
Chimie finale
Taille finale

<100 Ma
La différenciation

3. Une planète, une histoire

Pour 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 !
Comment faire fondre une roche, à part la
chauffer
A. La comprimer
B. La décomprimer
C. Augmenter sa
composition en Mg
D. Augmenter sa
composition en H2O
E. Modifier la taille de ses
grains
La différenciation
Pour qu’il y ait fusion
Temperature

Sources de chaleur

Baisse de
pression

• Chaleur de marée

solidus

initial

• Mouvements internes

Augmentation
de T
liquidus

• Chaleur interne

Porfondeur

(océan magmatique)
T
Profil de

3. Une planète, une histoire

• Énergie apportée par les
impacts géants

Baisse du solidus
La différenciation

3. Une planète, une histoire

Ségrégation du noyau

Silicates
fondu
Goutelettes de
métal
La différenciation
Ségrégation du noyau

3. Une planète, une histoire

Océan de magma riche
en lithophiles

Noyau riche en sidérophiles
4. Planète active, planète morte ?

L’origine du champ magnétique

Augmente en s’éloignant ~ origine externe
Augmente en se rapprochant ~ origine interne
Comment générer un champ
magnétique ?
• L’intérieur de la planète = aimant ?
4. Planète active, planète morte ?

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 mouvement

4. Planète active, planète morte ?

• Silicates = ISOLANT !
• Métaux = CONDUCTEUR !
Ce qu’il faut retenir
•Ce qu’est une planète

Conclusions

•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 et différenciation
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Cours 3 - Les Planètes (2014)

  • 1.
  • 2. Objectifs du cours • Expliquer leurs différences 1. Introduction • Raconter la genèse d’une planète
  • 3. Les planètes 1. Introduction 1.1 Qu’est-ce qu’une planète ? 1.2 Les planètes connues 2. Les caractères fondamentaux des planètes 2.1 2.2 2.3 Masse Surface Champ magnétique 3. Une planète, une histoire 3.1 3.2 Accrétion Différenciation 4. Planète active, planète morte ? 4.1 4.2 Origine du champ magnétique Mouvements de convection
  • 4. Qu’est-ce qu’une planète ? Terme difficile à définir… redéfini en 2006 par l'Union astronomique internationale : - En orbite autour d’une étoile ; 1. Introduction - 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 »
  • 5. Combien y a t’il de planètes dans le système solaire ? A. 4 B. 7 C. 8 D. 9 E. 16
  • 6. 1. Introduction Combien de planètes dans le système solaire ?
  • 7. Combien y a t’il de planètes dans l’univers ? A. 8 B. 16 C. Environ 1000 D. Une infinité E. Plus qu’il n’y a d’étoiles
  • 8. Des planètes en dehors du système solaire ? 1. Introduction > 1000!!!
  • 9. Distribution des corps planétaires dans le système solaire Échelle logarithmique !!! Me V T 1. Introduction Planètes telluriques Ma J S Géantes gazeuses U N P Ceinture De Kuiper Géantes de glace 1 UA =distance moyenne Terre-Soleil =150 millions km Étoile + proche (Proxima Centauri)= 4.2 a.l. = 265,000 UA
  • 10. Comment connaît-on la masse d’une planète ? A. Grâce à sa taille B. Grâce à sa distance à l’étoile C. Grâce à son orbite D. Grâce à sa couleur E. Grâce à James Kirk F. Grâce à Johannes Kepler
  • 11. 2. Les caractères fondamentaux des planètes Comment connaître la masse d’une planète ? Facile si la planète a un satellite : on utilise la 3ème loi de Kepler Distance PlanèteSatellite Masse de la Planète Période de révolution du satellite a ae foyer e = excentricité G = 6.67x10-11 m3/s2/kg
  • 12. 2. Les caractères fondamentaux des planètes Exemple de Jupiter   Europe tourne autour de Jupiter : • Période T de 3.55j • Distance a = 670900km Masse de Jupiter 1.899x1027 kg!!!
  • 13. Masse de Jupiter calculée A. 1.899x1025 kg B. 1.899x1026 kg C. 1.899x1027 kg D. 1.899x1028 kg E. 1.899x1029 kg F. 1.899x1030 kg
  • 14. Masse de la Terre : 5.96 1024 kg Masse de Jupiter : 1.9 1027 kg Masse du Soleil : 1.9 1030 kg www.neufplanetes.org Masse en kg 2. Les caractères fondamentaux des planètes La masse des planètes
  • 15. 2. Les caractères fondamentaux des planètes Quand on connaît la masse, on connaît la densité ! Densité des silicates Densité des silicates Densité H22O Densité HO
  • 16. 2. Les caractères fondamentaux des planètes Quand on connaît la masse, 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
  • 17. Les cratères d’impact Mimas (satellite naturel de Saturne)
  • 18. 2. Les caractères fondamentaux des planètes Le volcanisme Volcan Maat sur Venus (8 km de haut) Olympus Mons , Mars (plus de 20 km de haut, plus grand volcan du système solaire) Volcan actif sur Io
  • 19. 2. Les caractères fondamentaux des planètes Des vallées, des lacs et des océans ? Lacs de méthane (Titan) Rivières Martiennes asséchées (érodées par de l’eau liquide) Rivières de méthane asséchées (Titan)
  • 20. J Champ magnétique/Terre 2. Les caractères fondamentaux des planètes Avec les sondes envoyées, on peut mesurer le champ magnétique S U N T Me Mars et Venus n’ont pas de champ magnétique !
  • 21. • Pourquoi a-t-on des tailles différentes ? • Pourquoi des compositions différentes ? 3. Une planète, une histoire   • Pourquoi certaines ont-elles un champ magnétique ? • Pourquoi certaines semblent-elles « mortes » ? Parce qu'elles ont des histoires différentes
  • 22. Accrétion Des poussières aux planètes Intensité lumineuse 3. Une planète, une histoire Au départ, tout n’est que poussières Distance au centre de la nébuleuse Observations dans la nébuleuse de l’Aigle: Grains de < 5µ m à proximité du centre
  • 23. Accrétion Des poussières aux planètes Composition des premiers grains qui vont former les planètes 2000. Température (K) 3. Une planète, une histoire Tungsten 1500. 1000. Oxides d’Aluminium Fer Mercure Silicates 500. 0. Silicates riches en Carbone Glaces Jupiter Condensation + température dans la nébuleuse = distribution des premiers grains
  • 24. Accrétion Des poussières aux planètes 3. Une planète, une histoire Des poussières aux embryons de planètes… • 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
  • 25. Accrétion Des poussières aux planètes 3. Une planète, une histoire A partir d’1km de diamètre… Planètes rocheuses : Impacts Croissance lente Planètes gazeuses : 1- Noyau de glaces 2- Capture des gaz Croissance rapide !
  • 26. Croissance des embryons (<1000km) 3. Une planète, une histoire • Les gros corps croissent plus vite que les petits (gravité + section efficace) Accrétion Des poussières aux planètes
  • 27. 3. Une planète, une histoire Les impacts géants moonkam.ucsd.edu
  • 28. Accrétion Des poussières aux planètes Les impacts géants • Formation de la Lune - impact d’un corps de la taille de Mars 3. Une planète, une histoire  Fusion ? ve = 2 GM = 11 km/s R G = 6.67x10-11 m3/s2/kg Énergie libérée (M’Mars’=7x10^23kg) E cinétique = 1/2 M v^2 E cinétique = 3,5x10^31 J Augmentation de T (Cp =1000 J/kg/K)? E cinétique = MT*Cp*∆T ∆T ~ 6000K
  • 29. Accrétion Des poussières aux planètes Chimie initiale Poussières Formation du soleil 3. Une planète, une histoire Condensation Premiers petits corps 1-? Ma Formation des embryons planétaires <10 Ma Impacts géants, Fin de l’accrétion Chimie finale Taille finale <100 Ma
  • 30. La différenciation 3. Une planète, une histoire Pour 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 !
  • 31. Comment faire fondre une roche, à part la chauffer A. La comprimer B. La décomprimer C. Augmenter sa composition en Mg D. Augmenter sa composition en H2O E. Modifier la taille de ses grains
  • 32. La différenciation Pour qu’il y ait fusion Temperature Sources de chaleur Baisse de pression • Chaleur de marée solidus initial • Mouvements internes Augmentation de T liquidus • Chaleur interne Porfondeur (océan magmatique) T Profil de 3. Une planète, une histoire • Énergie apportée par les impacts géants Baisse du solidus
  • 33. La différenciation 3. Une planète, une histoire Ségrégation du noyau Silicates fondu Goutelettes de métal
  • 34. La différenciation Ségrégation du noyau 3. Une planète, une histoire Océan de magma riche en lithophiles Noyau riche en sidérophiles
  • 35. 4. Planète active, planète morte ? L’origine du champ magnétique Augmente en s’éloignant ~ origine externe Augmente en se rapprochant ~ origine interne
  • 36. Comment générer un champ magnétique ? • L’intérieur de la planète = aimant ? 4. Planète active, planète morte ? 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 ?
  • 37.
  • 38.
  • 39. Un conducteur en mouvement 4. Planète active, planète morte ? • Silicates = ISOLANT ! • Métaux = CONDUCTEUR !
  • 40. Ce qu’il faut retenir •Ce qu’est une planète Conclusions •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 et différenciation •Origine de l’activité interne

Notes de l'éditeur

  1. Energie cinétique lors d’un impact avec un objet de la taille de mars (~7x10^23kg) = 3.5x10^31J Delta T = 3.5x10^31/( 6x10^24 * 1000) = 6000K!!!!