TD 1 - Planétologie
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TD 2 - Planétologie 1.1. Formation et composition du système solaire 1.1. Formation et composition du système solaire 1.1. Formation et composition du système solaire Planète Distance au soleil (106 km) Masse volumique (kg.m-3) 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 Représentez par un graphique la masse volumique en fonction de la distance au Soleil. 1.1. Formation et composition du système solaire Planète Distance au soleil (106 km) Masse volumique (kg.m-3) 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 6000 Mercure, Venus, Terre Masse volumique (kg.m-3) 5000 4000 Mars 3000 Neptune 2000 Jupiter Uranus Saturne 1000 0 0 500 1000 1500 2000 2500 3000 3500 Distance au soleil (millions de km) 4000 4500 5000 1.1. Formation et composition du système solaire Planète Distance au soleil (106 km) Masse volumique (kg.m-3) 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 6000 Mercure, Venus, Terre Masse volumique (kg.m-3) 5000 4000 Mars 3000 Neptune 2000 Jupiter Uranus Saturne 1000 0 0 500 1000 1500 2000 2500 3000 3500 Distance au soleil (millions de km) 4000 4500 5000 Deux groupes qui se distinguent par: ? 1.1. Formation et composition du système solaire Planète Distance au soleil (106 km) Masse volumique (kg.m-3) 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 6000 Mercure, Venus, Terre Masse volumique (kg.m-3) 5000 4000 Mars 3000 Neptune 2000 Jupiter Uranus Saturne 1000 0 0 500 1000 1500 2000 2500 3000 3500 Distance au soleil (millions de km) 4000 4500 5000 Deux groupes qui se distinguent par: - Distance au soleil Masse volumique Diamètre équatorial 1.1. Formation et composition du système solaire Il existe une grande variété d’objets dans notre système solaire… Comment parvenir à de telles différences entre tous les corps du système solaire ? 1.1. Formation et composition du système solaire Modèle de formation du système solaire: - - Nébuleuse protosolaire (gaz) Disque de poussières, condensation, forces électrostatiques, formation des planétésimaux Ejection des poussières par l’activité intense du jeune soleil Chocs, accrétion, fusion, différenciation des objets Formation des planètes actuelles, bombardements tardifs, impacts géants… 1.1. Formation et composition du système solaire C’est lors de l’étape de condensation qu’est déterminée la composition des corps, en fonction de leur distance au Soleil. On sait assez bien calculer les conditions de P et T dans le disque et définir les limites de condensations des éléments et assemblages… 1.1. Formation et composition du système solaire Soleil 1000K Poussières solides: silicate et fer Gaz: H2, H2O, He, CHON, NH3 Poussières solides hydratées: silicate et fer Gaz: H2, H2O, He, CHON, NH3 Poussières solides: H20, CHON, NH3, silicate et fer Gaz: H2, He Plus on s’éloigne, et plus l’environnement est riche en eau sous forme de glace qui peut former des grains… 1.1. Formation et composition du système solaire GAZ SOLIDES Une autre façon de voir la même chose en sachant que la température diminue avec l’éloignement au Soleil. 1.1. Formation et composition du système solaire X Le système solaire actuel. Se rappeler que Pluton n’est plus une planète depuis 2006. Conditions pour être une planète: - Avoir une forme sphérique, - Tourner autour d’une étoile, - Etre seule sur son orbite, ou avec des satellites subordonnés. 1.2. Structure des planètes Planètes telluriques Point commun: un noyau de fer (et silicates) entouré de couches externes de composition variable Planètes gazeuses 1.2. Structure des planètes But: calculer le rayon du noyau de Mercure RN Cas 1: Mercure homogène Rayon Mercure: R Masse volumique moyenne: ρ Cas 2: Mercure différenciée (manteau+noyau) Rayon noyau: RN Masse volumique du noyau: ρFe Masse volumique du manteau: ρS Masse Mercure? Masse Mercure? 1.2. Structure des planètes But: calculer le rayon du noyau de Mercure RN Cas 1: Mercure homogène Rayon Mercure: R Masse volumique moyenne: ρ 𝟒 mMercure = 𝝆 · VMercure = 𝝆 · 𝟑 𝝅 𝐑𝟑 Cas 2: Mercure différencié (manteau+noyau) Rayon noyau: RN Masse volumique du noyau: ρFe Masse volumique du manteau: ρS mMercure = mnoyau + mmanteau = 𝝆𝐅𝐞 · Vnoyau + 𝝆𝐒 · Vmanteau 𝟒 𝟒 = 𝝆𝐅𝐞 · 𝟑 𝝅 𝐑𝐍𝟑 + 𝝆𝐒 · 𝟑 𝝅 𝐑𝟑 − 𝐑𝐍𝟑 1.2. Structure des planètes But: calculer le rayon du noyau de Mercure RN 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 𝟒 mMercure = 𝛒 · VMercure = 𝛒 · 𝟑 𝛑 𝐑𝟑 mMercure = mnoyau + mmanteau = 𝝆𝐅𝐞 · Vnoyau + 𝝆𝐒 · Vmanteau 𝟒 𝟒 = 𝝆𝐅𝐞 · 𝟑 𝝅 𝐑𝐍𝟑 + 𝝆𝐒 · 𝟑 𝝅 𝐑𝟑 − 𝐑𝐍𝟑 Si l’on tient compte de l’égalité : 𝟒 𝟒 𝟒 𝝆 · 𝟑 𝝅 𝐑𝟑 = 𝝆𝐅𝐞 · 𝟑 𝝅 𝐑𝐍𝟑 + 𝝆𝐒 · 𝟑 𝝅 𝐑𝟑 − 𝐑𝐍𝟑 𝟒 On simplifie par 𝟑 𝝅 : 𝝆 · 𝑹𝟑= 𝝆𝑭𝒆 · 𝑹𝐍𝟑 + 𝝆𝑺 · 𝑹𝟑 − 𝑹𝐍𝟑 1.2. Structure des planètes But: calculer le rayon du noyau de Mercure RN 𝐑𝐍 = 𝟑 𝛒 − 𝛒𝐒 ×𝐑 𝛒𝐅𝐞 − 𝛒𝐒 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. 1.2. Structure des planètes But: calculer le rayon du noyau de Mercure RN 𝐑𝐍 = 𝟑 𝛒 − 𝛒𝐒 ×𝐑 𝛒𝐅𝐞 − 𝛒𝐒 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. Pour la Terre: RN= 6380-2900 = 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 2. Activité interne des planètes Quelles sont les manifestations de l’activité d’une planète? 2. Activité interne des planètes 2. Activité interne des planètes – la Terre et la Lune Quelles sont les différences de manifestation d’activité interne entre la Lune et la Terre? 2. Activité interne des planètes – la Terre et la Lune Cartographie lunaire. Des « mers » volcaniques, des « continents » anorthositiques. 2. Activité interne des planètes – la Terre et la Lune Recyclage de surface, champ magnétique, activité volcanique et tectonique… On peut tout regrouper sous le nom de « tectonique des plaques » qui est la forme la plus aboutie de manifestation de la dissipation de l’énergie interne. 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Io Europe Ganymède Callisto 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Enlèvement d’Europe Io et Jupiter Jupiter et Ganymède AIDE Jupiter et Callisto 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Io Zone de Pillan Patera, photographiée en avril puis septembre 1997. Que voit-on ici? 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Io Zone de Pillan Patera, photographiée en avril puis septembre 1997. Volcanisme visible en 2 endroits sur cette vue. Nb: de nombreux points chauds dépassant les 1500K 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Europe, une surface de glace. Une densité moyenne très proche de celle de la Terre. Structures similaires? 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter EUROPE Un océan de 100km de profondeur et une « banquise » de 5km d’épaisseur 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Ganymède surface de glace. 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Différence entre terrains clairs et terrains sombres (longueur de l’image 300km) Crédits: Pierre Thomas. 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Des restes d’activité… 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Des restes d’activité… A gauche, il manque plus de la moitié d’un cratère. A droite, extension qui coupe en deux un cratère. Crédits: Pierre Thomas. 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Ganymède (gauche) vs. Europe (droite), ça se ressemble, mais l’activité est beaucoup plus ancienne sur la première. Crédits: Pierre Thomas. 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Callisto… Que voit-on? 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Callisto… Que voit-on? Une surface très cratérisée… Un bassin en anneaux externes multiples, nommé Valhalla. Correspond à des grabbens concentriques liés à un choc violent. Bombardement fort et surface non renouvelée. Crédits: Pierre Thomas. 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Europe Ganymède Callisto La distance à Jupiter augmente. La proportion de glace par rapport aux silicates aussi. Crédits: Pierre Thomas. 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter IO: volcanisme intense (actif) EUROPE: rides, « banquise », volcans? GANYMEDE: failles et cratères CALLISTO: inactive, cratérisée. 2. Activité interne des planètes – les lunes de Jupiter Crédits: Pierre Thomas En bilan: • La densité moyennes des planètes reflète leur composition ainsi que les hétérogénéités de l’environnement primitif du système solaire. • On peut retrouver la taille du noyau d’une planète après quelques suppositions concernant sa composition (hypothèse facilitée par l’étude de la densité moyenne comparée à la Terre, dont nous connaissons bien la structure). • Regarder la surface des planètes et satellites permet de comprendre leur histoire et l’activité interne qu’ils peuvent avoir ou avoir eu. Méthode: • Savoir faire un graphe à partir d'un tableau de données • Savoir établir une équation générale à partir d'un énoncé, puis l'appliquer avec des données numériques A la semaine prochaine!
