TD3 : Planétologie Organisation du système solaire/formation

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1 TD3 : Planétologie Organisation du système solaire/formation
Structure interne des planètes Manifestations de l’activité d’une planète Terre et Lune Jupiter et ses satellites

2 1) Organisation du système solaire

3 1) Organisation du système solaire

4 1) Organisation du système solaire
Ces deux groupes de planètes se distinguent: par leur distance au soleil ; par leur masse volumique. Autres différences? Planète Distance (x106 km) Masse volumique (kg/m3) Diamètre équatorial (km) Mercure 57,91 5440 4 878 Vénus 108,2 5250 12 104 Terre 149,6 5520 12 756 Mars 227,94 3940 6 787 Jupiter 778,33 1330 Saturne 1429,4 690 Uranus 2870,99 1290 51 118 Neptune 4504,3 1640 49 528 Elles se distinguent aussi par leur taille!

5 1) Formation du système solaire
Nébuleuse protosolaire (gaz) Disque poussières (forces électrostatiques) Chocs, accrétion (forces de gravité) Planètes actuelles « Le système solaire livre ses derniers secrets! » Science et Vie (Sept. 2011, p. 48)

6 1) Formation du système solaire
3K 100K Soleil 300K Poussières solides: silicate et fer Gaz: H2, H2O, He, CHON, NH3 1000K Poussières solides hydratées: silicate et fer Gaz: H2, H2O, He, CHON, NH3 Poussières solides: H20, CHON, NH3, silicate et fer Gaz: H2, He

7 1) Formation du système solaire
3K GAZ 100K 300K Soleil 1000K SOLIDES Poussières solides: silicate et fer Gaz: H2, H2O, He, CHON, NH3 Température de changement d’état pour les éléments majeurs Poussières solides hydratées: silicate et fer Gaz: H2, H2O, He, CHON, NH3 Poussières solides: H20, CHON, NH3, silicate et fer Gaz: H2, He

8 1) Organisation du système solaire
Fer 9000 - Leur composition chimique : ρFe= kg/m3 ρSil= kg/m3 ρEau liq= 1000 kg/m3 (glace: 917 kg/m3) ρH2 liq= 70 kg/m3 (350 pour p= 0,6Mbar)) ρHe gaz= 0,17 kg/m3 ρH2 gaz= 0,06 kg/m3 Sil 3000 Eau 1000 H2 liq 70 He gaz et H2 gaz Les éléments denses (silicates, oxydes, métaux) sont condensés à des températures élevées alors que les éléments plus légers (ammoniac, eau) condensent à des températures plus basses. Agrégation par force électromagnétique puis par gravitation.

9 1) Organisation du système solaire
BILAN: On a deux groupes de planètes: Des planètes proches du soleil, de petite taille, denses et contenant surtout des silicates et du fer. Des planètes éloignées du soleil, de grande taille, légères et constituées surtout de gaz. Planète Distance (x106 km) Masse volumique (kg/m3) Diamètre équatorial (km) Mercure 57,91 5440 4878 Vénus 108,2 5250 12104 Terre 149,6 5520 12756 Mars 227,94 3940 6787 Jupiter 778,33 1330 142984 Saturne 1429,4 690 120536 Uranus 2870,99 1290 51118 Neptune 4504,3 1640 49528 PLANETES TELLURIQUES PLANETES GAZEUSES Astéroïdes X

10 Aparté: Pluton Pluton a été déplanétisé en Août 2006
En effet une planète doit: Avoir une forme sphérique (ce qui exclut les astéroïdes) Tourner autour d’une étoile (ce qui exclut les satellites) Etre seule sur son orbite (ou avec des satellites qui lui sont subordonnés) Ceci exclut Pluton car il n’est pas seul sur son orbite, et car les autres corps ne lui sont pas subordonnés (certains sont même plus grands). « Plutoïdes »

11 2) Structure des planètes
4 3 2 1 1 2 3 4 1. Noyau interne (graine) riche en fer 2. Noyau externe fer liquide 3. Manteau: péridotites 4. Croûte: Composition variable 1. Roches 2. Glace 3. Hydrogène et hélium métalliques 4. Hydrogène et hélium moléculaires

12 2) Structure des planètes
Cas 2: Mercure différenciée (manteau+noyau) Cas 1: Mercure homogène Rayon noyau: RN Masse volumique du noyau: ρFe Rayon Mercure: R Masse volumique moyenne: ρ Masse volumique du manteau: ρS Masse Mercure? Masse Mercure?

13 2) Structure des planètes
Cas 2: Mercure différencié (manteau+noyau) Cas 1: Mercure homogène Rayon noyau: RN Masse volumique du noyau: ρFe Masse volumique du manteau: ρS Rayon Mercure: R Masse volumique moyenne: ρ mMercure = ρ · VMercure = ρ · 4 3 π R3

14 2) Structure des planètes
Cas 2: Mercure différencié (manteau+noyau) Cas 1: Mercure homogène Rayon noyau: RN Masse volumique du noyau: ρFe Masse volumique du manteau: ρS Rayon Mercure: R Masse volumique moyenne: ρ mMercure = ρ · VMercure = ρ · 4 3 π R3 mMercure = m(noyau) +m(manteau) = ρFe · VNoyau + ρS · Vmanteau = ρFe · 4 3 π RN3 + ρS · 4 3 π R3−RN3

15 2) Structure des planètes
Cas 2: Mercure différencié (manteau+noyau) Cas 1: Mercure homogène Rayon noyau: RN Masse volumique du noyau: ρFe Masse volumique du manteau: ρS Rayon Mercure: R Masse volumique moyenne: ρ mMercure = ρ · VMercure = ρ · 4 3 π R3 mMercure = m(noyau) +m(manteau) = ρFe · VNoyau + ρS · Vmanteau = ρFe · 4 3 π RN3 + ρS · 4 3 π R3−RN3 Si l’on tient compte de l’égalité : ρ · 4 3 π R3 = ρFe · 4 3 π RN3 + ρS · 4 3 π R3−RN3 𝝆 · 𝐑𝟑= 𝝆𝐅𝐞 ·𝐑N𝟑+ 𝝆𝐒 · 𝐑𝟑−𝐑N𝟑 On simplifie par 4 3 π :

16 2) Structure des planètes
Cas 2: Mercure différencié (manteau+noyau) Cas 1: Mercure homogène Rayon noyau: RN Masse volumique du noyau: ρFe Masse volumique du manteau: ρS Rayon Mercure: R Masse volumique moyenne: ρ mMercure = ρ · VMercure = ρ · 4 3 π R3 mMercure = m(noyau) +m(manteau) = ρFe · VNoyau + ρS · Vmanteau = ρFe · 4 3 π RN3 + ρS · 4 3 π R3−RN3 Conséquence: Expression en fonction de RN 𝜌 · 𝑅3= 𝜌𝐹𝑒 ·𝑅𝑁3 + 𝜌𝑆 · 𝑅3−𝑅𝑁3 On regroupe les RN et les R: ρ−ρS · R3 = ρFe−ρS ·RN et donc: RN3= ρ−ρS · R3 (ρFe−ρS)

17 2) Structure des planètes
R= 2440 km ρ= 5440 kg/m3 ρS= 3500 kg/m3 ρFe= 9000 kg/m3 RN= 1724 km. RN3= ρ−ρS · R3 (ρFe−ρS)

18 2) Structure des planètes
R= 2440 km ρ= 5440 kg/m3 ρS= 3500 kg/m3 ρFe= 9000 kg/m3 RN= 1724 km soit 0,706 fois le rayon total. RN3= ρ−ρS · R3 (ρFe−ρS) Pour la Terre: RN= = 3480 km soit 0,545 fois le rayon total. Mercure a un très gros noyau! En accord avec l’existence d’un champ magnétique sur Mercure. Terre Mercure

19 3) Activité des planètes
Tremblements de Terre Surface jeune avec peu de cratères Champ magnétique et vent solaire Volcanisme actif

20 3) Activité des planètes
A quoi voit-on qu’une planète est inactive? (Lune) Pour quelles raisons la Terre est-elle plus active? Origine des manifestations de surface? Dissipation de l’énergie interne (radioactivité) par la convection mantellique! Lune moins active, car plus petite (moins d’éléments radioactifs)

21 3) Activité des planètes
A quoi voit-on qu’une planète est inactive? (Lune) Remarque: la Lune n’est pas totalement inactive: elle est parfois sujette à des séismes causés par les forces de marées. (Source d’énergie externe et non interne).

22 Qui est qui? Retrouvez Callisto, Ganymède, Io et Europe… Enlèvement d’Europe Io et Jupiter AIDE Jupiter et Ganymède Jupiter et Callisto

23 3) Activité des planètes/satellites

24 3) Activité des planètes/satellites
EUROPE

25 3) Activité des planètes/satellites
IO Io

26 3) Activité des planètes/satellites
CALLISTO Callisto

27 3) Activité des planètes/satellites
Ganymède GANYMEDE

28 3) Activité des planètes/satellites
IO: volcanisme intense (actif) EUROPE: rides, « banquise », volcans? GANYMEDE: failles et cratères CALLISTO: inactive, cratérisée.

29 3) Activité des planètes/satellites
IO Causes de l’activité très intense de Io? (taille similaire à celle de la Lune).

30 3) Activité des planètes/satellites
Causes de l’activité très intense de Io? (taille similaire à celle de la Lune). Pas la radioactivité, plutôt des forces de marées… Mais ces forces sont beaucoup plus importantes car Jupiter est plus massive que la Terre.

31 3) Activité des planètes/satellites
Dans ce cas pourquoi certains satellites sont moins touchés? IO: volcanisme intense (et actif) EUROPE: rides, « banquise », volcans? GANYMEDE: failles et cratères CALLISTO: inactive, cratérisée. km km million km ,8 millions km