Âge des planètes du système solaire Activité des

Seconde
Partie 1 – La planète Terre et son environnement
Fiche #3 – Évolution des planètes du système solaire
Âge des p
lanètes du système solaire
3 L’étude du sol des planètes telluriques permet-elle de retracer leur histoire ? On estime l’âge du Soleil à environ 5 Ga
(109 ans). Peut-on connaître l’âge des planètes telluriques en étudiant leurs enveloppes superficielles ?
3.1 I/C Émettez une hypothèse sur le mécanisme de formation des planètes telluriques, d’après la vidéo présentée.
Reconstituez les étapes à l’aide des vignettes du document 1.1.
3.2 I/C Plusieurs expéditions lunaires (programme Apollo) ont permis d’étudier la densité, la taille des cratères météoritiques
(doc. F3-D1), et, par l’étude de milliers d’échantillons ramenés sur Terre, l’âge des terrains concernés par ces impacts.
Une partie des informations recueillies est résumée dans le tableau du document 1.2. Construisez (sur papier millimétré
ou sous Excel) la courbe de la densité d’impact en fonction de l’âge des terrains.
Unités
densité 1 cm pour 100 unités arbitraires, âge 1 cm pour 200 Ma (106 ans)
pour chaque point, tracez un cercle de rayon 1 = taille petite, 2 = taille moyenne, 3 = grande taille
3.3 C Décrivez l’évolution du bombardement météorique au cours du temps.
3.4 Ra D’après le graphique, datez approximativement la naissance du système solaire.
3.5 Ra/C La loi de Newton (l’histoire de la pomme qui tombe sur la tête…) stipule que plus deux corps sont de grande
masse et proches, plus ils s’attirent par force gravitationnelle.
Comment expliquer l’évolution de la taille des météorites au cours du temps ?
Activité
des planètes telluriques
4 La Terre présente à sa surface des traces de son activité interne (volcans, failles…) Comment mettre en évidence une
telle activité sur les autres planètes telluriques ? A l’aide des documents fournis (planches F3.Dx à F4.Dx, ou site
Internet) et de votre livre (docs. 8.1A, 16.1c, 17.2d, 19.2d)
4.1 Re Remplissez le récipient à votre disposition d’eau chaude. Notez la température initiale, et mesurez la température
toutes les 3 minutes. Rédigez l’hypothèse correspondante, et reportez les résultats dans un tableau.
4.2 I/C Comment différencie-t-on les cratères de volcans des cratères d’impacts de météorites ?
4.3 I/Ra Sur la Lune, les cratères de météorites sont plus nombreux dans les zones claires « continentales » que dans les
zones sombres, les « mers lunaires » recouvertes de basalte. À l’aide du doc. 19.2c, proposez une explication à
l’absence de cratères âgés de plus de 4 Ga sur la Lune.
4.4 I/Ra D’après les résultats du 4.1, et le graphe 1.2, proposez une explication à la courte durée du volcanisme sur la Lune.
É
volution des enveloppes externes
5 Le volcanisme n’est pas la seule action capable de modifier les enveloppes externes d’une planète.
5.1 I A l’aide des documents précédents et de l’encadré 3, remplissez un tableau pour les planètes de Mercure à Mars (en
lignes), avec les observations suivantes (en colonnes) : traces d’impacts de météorites, traces d’activité volcanique,
fracturations de surface, atmosphère, présence apparente d’eau en surface, traces d’érosion.
5.2 Ra Comment expliquer la spécificité de la Terre dans le système solaire ?
On pense que les trois planètes, Mars, Vénus et la Terre se sont formées en même temps, il y a environ 5 milliards d'années.
Au cours de leur premier milliard d'années d'existence, leur surface, en raison de processus d'accumulation, était extrêmement
chaude, même les roches étaient en état de fusion. Après le refroidissement de la surface des planètes, l'intérieur est devenu
plus chaud à cause d'effets radioactifs. Le processus de volcanisme et de dégazage a alors commencé. C'est à partir de ce
moment qu'a débuté la formation des atmosphères actuelles, mais les distances des planètes au soleil et leur taille ont fait la
différence. Vénus étant trop près du soleil, la température sans atmosphère y atteignait déjà 50°C ou plus : les vapeurs,
provenant principalement des volcans, ne pouvaient pas se condenser et, de plus, l'effet de serre issu des ces vapeurs d'eau
augmentait encore les températures de surface. Le processus s'est accéléré et le gaz carbonique, la vapeur d'eau et l'azote ont
continué à s'accumuler dans l'atmosphère tandis que les températures n'ont cessé d'augmenter. En revanche, sur Terre, en
raison de la distance plus grande au soleil, la température de surface avoisinait les -10°C. Les premières vapeurs d'eau sortant
des volcans ont probablement été gelées, le gaz carbonique est resté dans l'atmosphère, mais au bout d'une certaine quantité
de dégazage, l'effet de serre dû à ce gaz carbonique a augmenté et dégelé la surface. Les océans se sont formés, le gaz
carbonique s'y est dissout et s'est déposé sur les fonds sous forme de calcaire. L'eau liquide a continué à s'accumuler à la
surface et le gaz carbonique a quitté l'atmosphère. Le taux d'azote, gaz sans effet de serre, n'a cessé de croître. Aujourd'hui, et
c'est un fait, il y a autant de gaz carbonique à l'état solide (sous forme de carbonates) sur Terre qu'il y en a dans l'atmosphère
de Vénus.
Que s'est-il donc passé sur Mars ? Non seulement Mars est plus éloignée du Soleil que la Terre (1,5 UA), mais elle est plus
petite de moitié. Les températures y sont donc plus basses. De plus, en raison de sa petite taille, il y a moins de volcans et par
conséquent moins de dégazage. L'eau qui a pu s'échapper des volcans a été gelée sur les calottes polaires et l'atmosphère ne
contenant que du gaz carbonique n'a pu pénétrer la surface de la planète, en l'absence d'océans.
Encadré 3 - L'évolution de Vénus, de Mars et de la Terre. Ciel et espace, mai 1992.