R - Spiral

TD Géosciences
Groupe B – Séquence 3
Planning
 Pendant les 11 prochaines semaines, nous ferons:
 S1 : Géochronologie
 S2 : Planétologie
 S3 : Sismologie
 S4 : 1er C.C.






S5 : Dynamique interne
S6 : Tectonique des plaques
S7 : Réaction minéralogiques
S8 : Chaînes de montagne
S9 : Dynamique externe
S10 : Risques naturels
 S11: 2ème C.C.
S2 – Planétologie
Préambule : le système solaire
 Le Soleil, les 8 planètes et quelques planètes naines
(l’échelle est respectée pour les tailles mais pas les distances)
Préambule : le système solaire
 Quelques définitions :
 Une étoile est un corps céleste produisant de l’énergie par des réactions de fusion
nucléaire, et émettant des rayonnements électromagnétiques
 Les planètes de notre Système Solaire sont définies par 3 critères:
o Le corps est en orbite autour du Soleil
o Il est assez massif pour être quasi-sphérique
o Il a une masse largement supérieure à celle des autres corps ayant des orbites voisines
 Les corps du Système Solaire qui ne satisfont pas à ces 3 conditions peuvent être
o Des satellites d’une planète
o Des planètes naines, des astéroïdes, des corps transneptuniens
o Des comètes
Préambule : le système solaire
Mercure
Vénus
Mars
Terre et Lune
Jupiter
Saturne
Neptune
Uranus
Préambule : le système solaire
 Pluton : déclassé de « planète » à « planète naine » en 2006
 Pluton est plus petit que la Lune
 Son satellite Charon est presque aussi gros que lui
 Son orbite est beaucoup plus excentrique que celles des planètes, et pas dans le
même plan
Préambule : le système solaire
 Pluton : déclassé de « planète » à « planète naine » en 2006
 Été 2015: la sonde NASA New Horizons envoie les premières images de Pluton
Préambule : le système solaire
 Pluton : déclassé de « planète » à « planète naine » en 2006
 Été 2015: la sonde NASA New Horizons envoie les premières images de Pluton
Préambule : le système solaire
 Ceinture principale d’astéroïdes (entre Mars et Jupiter)
 300 000 corps recensés (dont seulement 200 de plus de 100 km, 1 planète naine)
 La plupart sont trop petits (donc non sphériques)
 Aucun n’est assez gros pour « dominer » sa zone orbitale
Vesta
Vesta et Cérès, comparés
à la Lune
Phobos et Deimos, astéroïdes
« capturés » par Mars
Préambule : le système solaire
 Ceinture de Kuiper : au-delà de Neptune
3 planètes naines et des
« petits corps »
 Nuage de Oort : le « réservoir » des comètes
Préambule : le système solaire
 Nuage de Oort : le « réservoir » des comètes
 Fin 2014
Rosetta se met en orbite et
Philae atterrit sur la comète
« Tchouri »
Préambule : le système solaire
 Quoi d’autre ?
 La Lune
 Les satellites des planètes géantes:
o
o
o
o
Jupiter: Io, Callisto, Ganymède, Europe… (67 en tout)
Saturne: Titan, Encelade, Hypérion, Mimas… (plus de 200 ?)
Uranus: Titania, Obéron, Ariel, Miranda… (27 en tout)
Neptune: Triton, Néréide, Larissa… (14 en tout)
Préambule : le système solaire
 Quoi d’autre ?
 Les débris roche/glace des anneaux, autour des planètes gazeuses
Préambule : le système solaire
 En dehors du Système Solaire :
 Environ 1 700 planètes mises en évidence (quasiment pas d’observations directes)
 3 000 non confirmées
TD 1 – Exercice 1.1
 Représenter la masse volumique des planètes en fonction de leur distance au
Soleil
TD 1 – Exercice 1.1
 Représenter la masse volumique des planètes en fonction de leur distance au
Soleil
TD 1 – Exercice 1.1
 Représenter la masse volumique des planètes en fonction de leur distance au
Soleil
Planètes telluriques
(rocheuses)
r > 4 000 kg.m-3
Planètes gazeuses
r < 2 000 kg.m-3
TD 1 – Exercice 1.1
 Planètes telluriques :
 Densité élevée
 Petite taille (la Terre est la plus grosse)
 Structure:
o Noyau de fer volumineux (plus de la moitié du rayon)
o Manteau silicaté très volumineux
o Très faible quantité de gaz et liquides
 Planètes gazeuses :
 Densité faible
 Grande taille (rayon 10 fois plus grand que les planètes rocheuses)
 Structure:
o « Petit » noyau fer/roches (petit par rapport à la taille de la planète)
o « Manteau » d’hydrogène liquide
o « Atmosphère » d’hydrogène gazeux
TD 1 – Exercice 1.1
 La composition des planètes dépend de leur distance au Soleil lors de leur
formation dans le disque d’accrétion proto-planétaire
 La température diminue quand on s’éloigne du Soleil: il devient possible de
condenser et agglomérer (en grande quantité) l’hydrogène, l’eau, le méthane,
l’ammoniac…
TD 1 – Exercice 1.1
 Comment connaît-on la masse volumique d’une planète ?
 On connaît géométriquement sa distance à la Terre (parallaxe)
 On connaît sa taille par observation directe (téléscope)
 Il faut calculer sa masse !
o On observe les perturbations qu’elle engendre sur l’orbite des planètes voisines
(dans l’autre sens, c’est ainsi qu’on a découvert Neptune)
o Pour plus de précision, on envoie une sonde au voisinage de cette planète
TD 1 – Exercice 1.2
 On prend l’exemple de Mercure: connaissant sa masse volumique et sa taille,
peut-on estimer la taille de son noyau ?
R  2 440 km r  5 440 kg.m
3
TD 1 – Exercice 1.2
 On prend l’exemple de Mercure: connaissant sa masse volumique et sa taille,
peut-on estimer la taille de son noyau ?
R  2 440 km r  5 440 kg.m
3
 La masse volumique moyenne est définie par
M
r
V
4
3
donc M  r V   R r
3
TD 1 – Exercice 1.2
 On prend l’exemple de Mercure: connaissant sa masse volumique et sa taille,
peut-on estimer la taille de son noyau ?
R  2 440 km r  5 440 kg.m
3
 La masse volumique moyenne est définie par
M
r
V
4
3
donc M  r V   R r
3
 On peut aussi dire que la masse de Mercure est
M  M noyau M manteau
TD 1 – Exercice 1.2
 Même raisonnement pour le noyau :
4
3
M noyau VN rFe   RN rFe
3
 Et le manteau, dont le volume est
TD 1 – Exercice 1.2
 Même raisonnement pour le noyau :
4
3
M noyau VN rFe   RN rFe
3
 Et le manteau, dont le volume est
=
-
TD 1 – Exercice 1.2
 Même raisonnement pour le noyau :
4
3
M noyau VN rFe   RN rFe
3
 Et le manteau, dont le volume est
=
VM

4
3
R
3

4
3
 RN
3
TD 1 – Exercice 1.2
 Même raisonnement pour le noyau :
4
3
M noyau VN rFe   RN rFe
3
 Donc la masse du manteau est


4
3
3
M manteau VM r S   R  RN r S
3
 Donc la masse de Mercure est
TD 1 – Exercice 1.2
 Même raisonnement pour le noyau :
4
3
M noyau VN rFe   RN rFe
3
 Donc la masse du manteau est




4
3
3
M manteau VM r S   R  RN r S
3
 Donc la masse de Mercure est
4
4
3
3
3
M   RN rFe   R  RN r S
3
3
TD 1 – Exercice 1.2
 En égalant les 2 expressions pour la masse totale, on déduit


R r  RN rFe  R  RN r S
3
3
3
3
 Réarrangeons les termes :
RN rFe  r S   R r  r S 
3
3
 Et on obtient finalement l’expression de la taille du noyau :
TD 1 – Exercice 1.2
 En égalant les 2 expressions pour la masse totale, on déduit


R r  RN rFe  R  RN r S
3
3
3
3
 Réarrangeons les termes :
RN rFe  r S   R r  r S 
3
3
 Et on obtient finalement l’expression de la taille du noyau :
 r  rS
RN  R 
 rFe  r S
1/ 3



TD 1 – Exercice 1.2
 Faisons l’application numérique, connaissant l’estimation des masses
volumiques des silicates et du fer
 r  rS
RN  R 
 rFe  r S
1/ 3



 1 724 km
TD 1 – Exercice 1.2
 Faisons l’application numérique, connaissant l’estimation des masses
volumiques des silicates et du fer
 r  rS
RN  R 
 rFe  r S
1/ 3



 1 724 km
 Le rayon du noyau représente 71% du rayon total de Mercure
 Sur Terre, on a
RN  3 500 km et R  6 400 km
TD 1 – Exercice 1.2
 Faisons l’application numérique, connaissant l’estimation des masses
volumiques des silicates et du fer
 r  rS
RN  R 
 rFe  r S
1/ 3



 1 724 km
 Le rayon du noyau représente 71% du rayon total de Mercure
 Sur Terre, on a
RN  3 500 km et R  6 400 km
 Le rayon du noyau terrestre représente donc 55% du rayon total
TD 1 – Exercice 2.1
 Quelques signes extérieurs de l’activité interne d’une planète
Volcanisme
Champ magnétique
Tectonique, séismes
Peu de cratères d’impacts (surface
jeune, renouvelée par tectonique,
érosion, volcanisme…)
TD 1 – Exercice 2.1
 Quelques signes extérieurs de l’activité interne d’une planète
 La Terre est une planète active, la Lune non (hormis quelques petits séismes)
TD 1 – Exercice 2.1
 L’activité extérieure visible est due à l’évacuation de l’énergie produite à
l’intérieur de la planète. Cette énergie correspond à :
 Dissipation de la chaleur accumulée lors de l’accrétion de la planète
 Production de chaleur par désintégrations radioactives
 Energie libérée par la cristallisation dans le noyau
 Ces productions d’énergie se traduisent par des mouvements de convection
(dans le noyau et le manteau), qui eux-mêmes engendrent une tectonique, du
volcanisme, un champ magnétique…
 La Lune est plus petite que la Terre:
elle s’est refroidie plus vite, son noyau
s’est entièrement solidifié, la
production radiogénique ne suffit plus
à générer une activité interne
TD 1 – Exercice 2.2
 Les 4 principaux satellites de Jupiter
Jupiter
Io
 Etudiés par les missions spatiales
Voyager et Galileo (1995-2003)
Europe
La Lune
 2022: Lancement de JUICE
(mission spatiale européenne)
Ganymède
Callisto
TD 1 – Exercice 2.2
 Classons les surfaces planétaires par l’importance de l’activité visible :
1)
2)
3)
4)
Io : volcans, pas de cratères d’impact
Europe : structures « tectoniques » visibles, pas de cratères
Ganymède : structures « tectoniques », quelques cratères
Callisto : surface cratérisée
TD 1 – Exercice 2.2
Io
Masse volumique 3 850 kg/m3 Rayon 1 800 km Distance à Jupiter 422 000 km
TD 1 – Exercice 2.2
Europe
Masse volumique 3 040 kg/m3 Rayon 1 560 km Distance à Jupiter 671 000 km
TD 1 – Exercice 2.2
Ganymède
Masse volumique 1 930 kg/m3 Rayon 2 640 km Distance à Jupiter 1 000 000 km
TD 1 – Exercice 2.2
Callisto
Masse volumique 1 790 kg/m3 Rayon 2 410 km Distance à Jupiter 1 800 000 km
TD 1 – Exercice 2.2
 Les satellites galiléens ont à peu près la taille de la Lune
 Plus ils sont proches de Jupiter, plus l’activité géologique est importante
 Cette activité interne est due aux forces de marée exercées par Jupiter
 Les forces de marée déforment les enveloppes solides de Io, ce qui produit de
la chaleur (par friction), et conduit à une fusion partielle des roches qui produit
du magma et donc du volcanisme.
Avec la Terre, Io est le seul corps du système solaire à posséder des volcans
actifs (ceux de Mars (Mont Olympe,…) semblent éteints)