Les petits corps du système solaire Formation du Système Solaire (a) Formation du disque de gaz et de poussières (b) Les poussières migrent vers la plan équatorial (c) Agrégation des poussières, formation des planétésimaux (d) Formation d’embryons de planètes (e) Formation des planètes Simulation de la formation des planètes telluriques (1/6) Simulation de la formation des planètes telluriques (2/6) Simulation de la formation des planètes telluriques (3/6) Simulation de la formation des planètes telluriques (4/6) Simulation de la formation des planètes telluriques (5/6) Simulation de la formation des planètes telluriques (6/6) Les petits corps : Généralités Les restes de la formation du système solaire Avant Après Que deviennent les résidus qui ne sont pas capturés par les planètes en formation ? Les petits corps : Généralités Les petits corps sont des vestiges de la formation du système solaire. 5 destins possibles. 1. Collision avec une planètes 2. Ejection du système solaire Les petits corps : Généralités Les petits corps sont des vestiges de la formation du système solaire. 5 destins possibles. Collision et fragmentation 3. Capture et mise en orbite 4. Fragmentation 5. Préservation jusqu’à aujourd’hui De nos jours, il existe encore de nombreux petits corps dans le système solaire Les petits corps : Généralités Les petits corps du système solaire se répartissent en 3 groupes localisés à différentes distances du Soleil 1.) Les astéroïdes Ceinture d’astéroïdes située entre Mars et Jupiter (~ 2.5 UA) 2.) Les objets de Kuiper Ceinture de Kuiper située au delà de Neptune (de 30 à 50 UA) 3.) Les comètes Nuage de Oort (entre 40 000 et 150 000 UA) Les Astéroïdes Les astéroïdes : Généralités Astéroïde: objet céleste dont la taille varie de quelques dizaines de mètres à plusieurs kilomètres de diamètre et qui orbite autour du Soleil. Orbites des astéroïdes: La plupart des astéroïdes sont localisés dans la ceinture principale située entre Mars et Jupiter (~ 2.5 UA) Astéroïdes troyens circulent sur l’orbite de Jupiter Astéroïdes géo-croiseurs ont une orbite qui croisent celle de la Terre Les astéroïdes : Généralités Les astéroïdes géocroiseurs appartiennent aux familles Apollo et Aten. Population : 2000 > 1.0 km 300,000 > 0.1 km Moins d’un dixième de ces corps sont connus, et l’on estime qu’il faudra 200 ans pour tous les identifier Orbites des 100 plus grands astéroïdes géocroiseurs Les astéroïdes : Généralités Historique: Découverte du premier astéroïde, (1) Céres, le 1er janvier 1801 par Giuseppe Piazzi circulant à 2.8 UA. D'autres astéroïdes ont ensuite été découverts, (2) Pallas en 1802, (3) Junon en 1804, (4) Vesta en 1807,…. Nombre : 120 000 astéroïdes numérotés, dont 100 000 appartiennent à la ceinture principale. 200 000 autres sont recensés et la plupart seront numérotés au fur et à mesure des ré-observations (détermination précise des orbites) 500 000 astéroïdes seraient observables avec les moyens actuels, bien qu’il en existerait qqs dizaines de millions au total. Généralités : La masse totale de tous les astéroïdes de la ceinture principale gravitant autour du Soleil entre Mars et Jupiter est estimée à 4×1021 kg (5 % de la masse de la Lune). Depuis la mise en place de programme de recherche automatique des astéroïdes (LINEAR, NEAT, Spacewatch), en moyenne plusieurs dizaines d’astéroïdes sont découverts par jour!!! Découverte récente : les astéroïdes ‘vivent en couple’: astéroïdes binaires, satellites d’astéroïdes...... Les astéroïdes : Propriétés physiques yTaille et masse des astéroïdes : 7 d'entre eux ont un diamètre de plus de 300 km ~ 200 ont un diamètre de plus de 100 km 1 million auraient un diamètre de plus de 1 km Les plus gros astéroïdes 1 Cérès 2 Pallas 4 Vesta Diamètre (km) 940 548 576 y Forme : Masse (1021 kg) 1.18 0.216 0.275 Densité (g.cm-3) 2.12 (± 40 %) 2.62 (± 35 %) 3.16 (± 45 %) Les astéroïdes : Propriétés physiques y Composition et classification des astéroïdes : NB: On se limitera aux classes principales S, C et M y type C (Carboneous) 75 % des astéroïdes Très sombre (albédo de 0.03) Silicates hydratés et composés organiques y type S (stony) 17 % des astéroïdes Relativement clairs (albédo entre 0.10 et 0.22) Métaux (Fer, Nickel…) et Minéraux (Olivine, pyroxéne…) y type M (Metallic) La plupart des autres… Relativement clairs (albédo entre 0.10 et 0.18) Fer, Nickel…. Les astéroïdes : Propriétés physiques Cette illustration de la plupart des astéroïdes de plus de 200 km de diamètre. Les tailles relatives sont exactes, Mars est représenté à gauche pour comparaison. Les distances au Soleil sont également correctes (mais à une autre échelle), et les décalages verticaux reflètent les variations d'inclinaison ou d'excentricité. Les périodes de rotation en heures sont indiquées dans la figure du bas. Les albedos et couleurs dans celle du haut sont corrects, mais les représentations des surfaces sont très approximatives. Le plus grand des astéroïdes : Céres Cérès: Premier astéroïde à avoir été découvert en 1801. Diamètre d'environ 950 km; le plus grand membre de la ceinture d’astéroïde. Masse de 9,445×1020 kg, un tiers de la masse totale de la ceinture d’astéroïde. Image du télescope spatial Hubble Forme sphérique (cas particulier...) Présence possible d’une très mince atmosphère et de givre en surface Comparaison de taille avec la Lune La mission spatiale NEAR et l’astéroïde Eros Astéroïde : 253 Mathilde Classe C – 66 x 48 x 46 km Photo de la mission NEAR Astéroïde : 951 Gaspra Classe S – 19 x 12 x 11 km Photo de la mission GALILEO La mission spatiale NEAR et l’astéroïde Eros La sonde s’est mise en orbite autour de l’astéroïde. Détermination de la forme précise de Eros Taille : 33×13×13 km Masse : 7.2 1015 kg Composition : type S (Stony) Photo prise par la sonde NEAR La mission spatiale NEAR et l’astéroïde Eros La sonde NEAR s’est mise en orbite autour de l’astéroïde Eros,.... La mission spatiale NEAR et l’astéroïde Eros La sonde NEAR s’est mise en orbite autour de l’astéroïde Eros, puis a été crashée à la surface !!! 1. Altitude = 1150 m Champ = 54 m 2. Altitude = 700 m Champ = 33 m 3. Altitude = 250 m Champ = 12 m 4. Altitude = 120 m Champ = 6 m Images prises le 12 Février 2001 et présentées à la presse le 14 Février !!! La mission spatiale NEAR et l’astéroïde Eros Lors du crash, tous les instruments scientifiques ont été détruits sauf un… y Le spectromètre gamma a survécu. Il a permis de mesurer l’abondance des éléments dans les minéraux de surface. y Information unique et très importante pour les géologues qui étudient les relations entre astéroïdes et météorites L’astéroïde Ida et son satellite Dactyl Tailles: Ida : 56×24×21 km Dactyl : ~ 1,4 km Formation du ‘couple’ Ida / Dactyl : Ö 2 hypothèses Image prise par la sonde spatiale Galileo en août 1993 Dactyl a été formé par des débris éjectés d'Ida par un impact Ida et Dactyl se sont associés il y a plus d'un milliard d'années lorsque le corps céleste parent d'Ida se désagrégea. L’astéroïde Itokawa L’astéroïde Itokawa a été ‘visité’ par la sonde spatiale japonaise Hayabusa en Novembre / Décembre 2005 Taille : 607x287x264 mètres Masse : inconnue Aspect très surprenant: Absence de cratères, zones ‘plates’, zones couvertes de ‘rochers’,.... Images prise par la sonde spatiale japonaise Hayabusa en Novembre 2005 Les Objets de Kuiper La ceinture de Kuiper Ceinture de Kuiper située au delà de Neptune (de 30 à 50 UA) La ceinture de Kuiper : Généralités L’idée de l’existence de la ceinture de Kuiper a été formulée en 1951 par G.P. Kuiper et K.E. Edgeworth Le premier objet de Kuiper a été observé en 1992 par D. Jewitt et J. Luu. En 2004, 800 objets de Kuiper avaient déjà été détectés. On estime qu’il existe plus de 70 000 objets de Kuiper ayant un diamètre supérieur à 100 km. On parle indifféremment « d’objets de Kuiper » (KBOs) ou « d’objets transneptiniens » (TNOs) Les objets de Kuiper : Propriétés orbitales et physiques Les objets de Kuiper : Propriétés orbitales et physiques Objet Pluton 2002 LM60 Quaoar 2003UB313 Eris 2003 VB12 (Sedna) Sedna Diamètre (km) Période orbitale (ans) Périphélie (UA) Aphélie (UA) Inclinaison orbitale Nombre de satellite 2390 248 29.7 49.3 17° 3 ~1250 286 42 45 8° 0 2400 ± 100 557 38 98 44° 1 1200 – 1800 11 374 76 935 12° 1 Remarques: 2003 UB313 est plus gros que Pluton.... => Pluton n’est plus considéré comme une planète Sedna est situé en dehors de la ceinture de Kuiper 1er objet du nuage de Oort ? Nouvelle famille de petits objets à découvrir ? Les objets de Kuiper : Propriétés orbitales Les objets de Kuiper : Comparaison des tailles Les objets de Kuiper : Composition Difficulté pour observer en détails des objets si lointains. Néanmoins, plusieurs analyses spectroscopiques ont pu être faites. Tous les objets ne semblent pas avoir la même composition de surface Certains sont recouverts de glace d’eau D’autres sont recouverts de glace de méthane et d’autres hydrocarbures légers H2O CH4 Le Nuage de Oort et les comètes Le nuage de Oort Situé entre 40 000 et 150 000 UA Coquille de forme sphérique Aucun n’objet n’a jamais été détecté directement dans le nuage de Oort. L’existence de ce nuage est déduite de l’étude des orbites des comètes. Les orbites des comètes Orbites très elliptiques, i.e. la distance Soleil-comète peut varier entre 1 et 10 000 UA Les comètes : Généralités C/2001 Q4 Neat Les comètes : Généralités Ikeya Zhang (2002) Les cométes Queue d’ions 107 – 108 km Coma 104 – 105 km Queue de poussières 106 – 107 km Noyau ~ 1 - 10 km Comète C/1995 O1 (Hale-Bopp) en Mars 1997 Les noyaux des cométes Les noyaux cométaires sont invisibles depuis la Terre Seulement 4 noyaux ont été photographiés par des sondes spatiales • 1P/Halley 8.2 ° 8.4 ° 16 km • 19P/Borelly 3.2 ° 8.0 km • Sonde Giotto En mars 1986 • Sonde Deep Space 1 Septembre 2001 • 81P/Wild 2 ~ 5 km • 9P/Tempel 1 ~ 14 ° 4km • Sonde Stardust Janvier 2004 • Sonde Deep Impact Juillet 2005 La mission Deep Impact Comète 9P/Tempel-1 Vue depuis 3000 km de distance Vue depuis 900 km de distance Vue depuis 30 km de distance La mission Deep Impact Comète 9P/Tempel-1 13 sec après l’impact 67 sec après l’impact 15 min après l’impact Intérêt de l’étude des comètes 1.) Les comètes sont ‘stockées’ aux confins du systèmes solaires depuis leur formation ÖPeu d’évolution Ö Objets les moins évoluées du système solaire Ö Connaître la composition des comètes permet de mieux comprendre la composition de la nébuleuse solaire Ö Compréhension de l’origine du système solaire Ö Comètes = « Pierre de Rosette » du système solaire 2.) Fortes teneurs en composés organiques complexes ÖApport probable de ces composés sur la Terre primitive Ö Aide à l’émergence du vivant sur Terre ? La composition des comètes: les gaz Molécule H2 O CO CO2 CH4 C 2 H2 C 2 H6 CH3OH H2CO HCOOH HCOOCH3 CH3CHO NH2CHO HOCH2CH2OH NH3 HCN HNCO HNC CH3CN HC3N H2 S OCS SO2 H2CS S2 C/1995 O1 C/1996 B2 153P/2002 C1 1P/Halley Hale-Bopp Hyakutake Ikeya-Zhang 100 3.5-11 3-4 0.8 0.3 0.4 1.8 4 1.5 0.1 0.4 Abondances par rapport à H2O 100 12-23 6 1.5 0.1 – 0.3 0.6 2.4 1.1 0.09 0.08 0.02 0.015 0.25 0.7 0.25 0.1 0.04 0.02 0.02 1.5 0.4 0.2 0.05 100 14-30 100 2,4-5 0.8 0.2-0.5 0.6 2 1 0.5 0.18 0.62 2.5 0.4 0.1 0.5 0.1-0.2 0.07 0.01 0.01 0.8 0.1 <0.2 0.1-0.2 0.04 0.005 0.01 <0.01 0.8 <0.2 0.005 0.004 Domaine de détection IR Radio, IR, UV IR IR IR IR Radio, IR Radio, IR Radio Radio Radio Radio Radio Radio, IR Radio, IR Radio Radio Radio Radio Radio Radio, IR Radio Radio UV La composition des comètes: les composés organiques solides Spectre de masse acquis par PUMA-1 in-situ dans la coma de Halley La présence de composés organiques complexes à l’état solide dans les grains est certaine Mais leur nature chimique est inconnue La composition des comètes: les minéraux Présence de minéraux (pyroxènes, olivines,…) dans les grains cométaires La composition des comètes: les glaces De la glace d’eau est détectée en faible quantité à la surface d’un noyau cométaire La composition des comètes Observations / Détections : ▪ Les gaz • Plus de 25 molécules gazeuses ont été identifiées (H2O, CO, CO2, CH3OH, NH3,….) ▪ Les solides (grains) • Des minéraux (silicates,…) • Des composés organiques complexes ▪ Les solides (noyaux) • De la glace d’eau Composition du noyau : ▪ des glaces ▪ des minéraux ▪ des composés organiques complexes La composition des comètes