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• 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
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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
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QuQu’’est-ce quest-ce qu’’une planète ?une planète ?Terme difficile à définir… redéfini en 2006 par l'Union astronomique internationale :
1.
Intr
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ucti
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- 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 »
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Combien y a t’il de planètes dans le système solaire ?
A. 4B. 7C. 8D. 9E. 16
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Combien de planètes dans Combien de planètes dans le système solaire ?le système solaire ?
1.
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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
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Des planètes en dehors du Des planètes en dehors du système solaire ?système solaire ?
> 1000!!!> 1000!!!
1.
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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.
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on
Distribution des corps Distribution des corps planétaires dans le système planétaires dans le système
solairesolaire
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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
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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.
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Masse de la
Planète
Distance Planète-Satellite
Période de révolution du
satellite
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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.
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s Exemple de JupiterExemple de Jupiter
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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
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2.
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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
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Quand on connaît la masse, Quand on connaît la masse, on connaît la densité !on connaît la densité !
2.
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Densité des silicatesDensité des silicates
Densité H2O Densité H2O
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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.
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Les cratères d’impactLes cratères d’impactMimas (satellite naturel de Saturne)
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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.
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s Le volcanismeLe volcanisme
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Des vallées, des lacs et des océans ?
Des vallées, des lacs et des océans ?
Lacs de méthane (Titan)Rivières de méthane asséchées (Titan)
2.
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Rivières Martiennes asséchées
(érodées par de l’eau liquide)
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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.
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![Page 21: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/21.jpg)
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.
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isto
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![Page 22: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/22.jpg)
3.
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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
![Page 23: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/23.jpg)
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.
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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
![Page 24: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/24.jpg)
• 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.
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AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètes
Des poussières Des poussières aux embryons de planètes…aux embryons de planètes…
![Page 25: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/25.jpg)
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.
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A partir dA partir d’’1km de diamètre…1km de diamètre…
AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètes
![Page 26: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/26.jpg)
• Les gros corps croissent plus vite que les petits (gravité + section efficace)
3.
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AccrétionAccrétionDes poussières aux planètesDes poussières aux planètesCroissance des embryons Croissance des embryons
(<1000km)(<1000km)
![Page 27: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/27.jpg)
moonkam.ucsd.edu
Les impacts géants Les impacts géants 3.
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![Page 28: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/28.jpg)
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.
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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
![Page 29: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/29.jpg)
3.
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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
![Page 30: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/30.jpg)
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.
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![Page 31: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/31.jpg)
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
![Page 32: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/32.jpg)
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.
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La différenciationLa différenciation
Sources de chaleurSources de chaleur
![Page 33: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/33.jpg)
Silicates fondu
Goutelettes de métal
Ségrégation du noyauSégrégation du noyau
3.
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La différenciationLa différenciation
![Page 34: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/34.jpg)
Noyau riche en sidérophiles
Océan de magma riche Océan de magma riche en lithophilesen lithophiles
Ségrégation du noyauSégrégation du noyau
3.
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La différenciationLa différenciation
![Page 35: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/35.jpg)
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 ?
![Page 36: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/36.jpg)
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 ?
![Page 37: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/37.jpg)
![Page 38: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/38.jpg)
![Page 39: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/39.jpg)
Un conducteur en Un conducteur en mouvementmouvement
• Silicates = ISOLANT !• Métaux = CONDUCTEUR !
4.
Pla
nète
acti
ve,
pla
nète
mort
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![Page 40: Cours 3 - Les Planètes (2014)](https://reader034.vdocuments.site/reader034/viewer/2022052316/559272d61a28abb43b8b4668/html5/thumbnails/40.jpg)
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