Partie 2

AC1 : LA VIE AILLEURS
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ORGANISATION DE L’ATELIER
LA VIE SUR TERRE : ORIGINE ET CARACTÉRISTIQUES DU
VIVANT (60 MIN)
PARTIE A :
CS1 : LES CARACTERISTIQUES DU VIVANT
A1 SVT: LES COULEURS DE LA TERRE : EXPLORATION DES ENVELOPPES
TERRESTRES (15 min)
A1 PC : A LA DECOUVERTE DE LA MOLECULE H20
A2 SVT : ORIGINE DE L’EAU SUR TERRE ET COMETE : LES APPORTS DE LA MISSION
ROSETTA (15 min)
A2 PC : ORIGINE DE LA VIE SUR TERRE : LA THEORIE DE LA PANSPERMIE
RELANCEE : CHIRALITE DES MOLECULES ET ESPACE
PARTIE B :
LA VIE A CÔTÉ : ÉTUDE DE LA PLANÈTE MARS (90MIN)
CS2 : L’EAU SUR MARS
A3 SVT : GEOLOGIE MARTIENNE : QUAND LA PLANETE ROUGE ETAIT BLEUE (60 min)
A4 SVT/A3PC : OU SONT PASSEES LES ENVELOPES ENVELOPPES DE MARS (30 min)
LA VIE PLUS LOIN : LES EXOPLANÈTES (60 MIN)
PARTIE C :
CS3 :
A4 PC :
A5 PC :
A5 SVT :
LES METHODES DE RECHERCHE DES EXOPLANETES
MAIS OU EST PASSEE VOYAGER ?
LES DIFFERENTES METHODE DE DETECTION
CARACTERISTIQUES DES EXOPLANETES ET POSSIBILITES DE VIE (10min)
CS : COMPLEMENTS SCIENTIFIQUES
AE : ACTIVITES ELEVES
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PARTIE A : LA VIE SUR TERRE : ORIGINE ET
CARACTERISTIQUES DU VIVANT
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PARTIE A : LA VIE SUR TERRE : ORIGINE ET
CARACTERISTIQUES DU VIVANT
Que de
questions !!
QU’A-T-ON DÉCOUVERT SUR LA COMÈTE TCHOURI
GRÂCE AUX INSTRUMENTS DE ROSETTA ?
1.
2.
3.
4.
DES CELLULES
DES BACTÉRIES
DES FOSSILES
UN ACIDE AMINE
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A1SVT : LES COULEURS DE LA TERRE :
EXPLORATION DES ENVELOPPES
TERRESTRES

The blue Marble

1.
A partir de ces deux images,
identifier les principaux objets visibles
sur les images, proposez un
regroupement de ces objets au sein des
compartiments terrestres.
2.
Réaliser une présentation
originale permettant d’expliquer
l’origine de la couleur dominante de ces
compartiments en insistant sur les
différentes échelles.
3.
Discuter du rôle de ces
compartiments dans l’existence de la
Vie sur Terre.


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C’est vrai qu’elle
ressemble à une
bille bleue!

Il est possible d’utiliser différents supports pour
la réalisation du travail proposé :
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A1PC : A LA DECOUVERTE
DE LA MOLECULE D’EAU

QUESTIONNEMENT

A l’aide des différents documents, proposer une
synthèse argumentée qui répondrait aux trois
questions suivantes :
pourquoi les propriétés de l’eau favorisent-elles
les réactions biochimiques liées à la vie ?
- comment peut-on connaître la provenance de
l’eau présente sur Terre ?
- où rechercher de la vie ailleurs que sur Terre ?



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Document 1 : Composition de la molécule d’eau et
rapport isotopique
Activité
Recherchez grâce au logiciel « Isotopes et masses atomiques » de Phet les isotopes
stables de l’oxygène, de l’hydrogène et leur abondance relative.
https://phet.colorado.edu/fr/simulation/legacy/isotopes-and-atomic-mass
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Document 2 : La molécule d’eau
Activité
En tenant compte de ces différentes informations, d’après-vous quelle est la bonne
représentation de la molécule ?
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Document 3 : le rôle des liaisons hydrogènes dans la
solvatation
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Document 4 : l’eau ailleurs que sur Terre
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A2SVT : ORIGINE DE L’EAU SUR TERRE ET
COMETE : LES APPORTS DE LA MISSION
ROSETTA

A l’aide des différents
documents, discutez de
l’origine possible des
différentes enveloppes
fluides de la Terre
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Document 5 : Origine des océans sur Terre
Différents scénarios sont envisagés pour expliquer l’origine de l’eau terrestre.
Dans le premier, les molécules d’eau auraient été abritées des rayonnements solaires à l’intérieur
des « poussières » du nuage originel, lors de la formation du Système solaire. Lorsque les poussières
se sont accrétées pour former des planétoïdes, l’eau est restée protégée à l’intérieur. Puis, les
planètes se sont contractées en grossissant, ce qui a éjecté l’eau vers l’extérieur, un peu à la manière
d’une éponge gorgée d’eau qu’on presse. Des gaz tels que le dioxyde de carbone étaient éjectés en
parallèle, créant une atmosphère. Sur Terre, les conditions de température et de pression ont fait
passer l’eau sous forme liquide, et ainsi les océans ont-ils apparus. Protégée des radiations par
l’atmosphère, l’eau a pu se maintenir jusqu’à aujourd’hui.
L’autre scénario met en jeu les astéroïdes et les comètes : celles-ci viennent de régions très
lointaines du Système solaire, qui sont précisément riches en eau. Or au début de l’Histoire du
Système solaire, les impacts étaient très nombreux car un grand nombre de corps continuaient à
virevolter au sein du disque protoplanétaire : cela a pu apporter une quantité non négligeable d’eau
sur la Terre, en l’amenant depuis les confins du Système solaire.
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Document 7d : Origine de l'eau des océans : un nouveau rebondissement !
Une fraction de l’eau sur Terre est constituée de molécules contenant du deutérium (D) au lieu d’un atome
d’hydrogène (H). On peut ainsi définir un rapport isotopique D/H qui est un traceur de l’origine de l’eau des
océans. En comparant ce rapport avec celui trouvé dans des météorites et des comètes, il est donc possible de
déterminer quels ont été les parents de l’eau des océans. […]
Une équipe de chercheurs vient de publier dans Science un article remettant en cause l’origine des chondrites
carbonées. Pour comprendre leur argument, il faut rappeler que le rapport D/H change dans les glaces prises
dans des comètes ou des astéroïdes en fonction de la température de leurs lieux de formation. En mesurant ce
rapport, fût-il enregistré dans des minéraux hydratés comme des argiles retrouvés dans des météorites, il est
possible de déterminer une température et ainsi une distance au Soleil. Jusqu’à présent, on pensait que les
comètes observées et les chondrites carbonées tombées sur Terre s’étaient toutes formées à grande distance
du Soleil. Mais en analysant les minéraux hydratés dans 85 chondrites, les chercheurs auraient établi que le
rapport D/H était finalement trop faible pour provenir de régions du Système solaire au-delà de l’orbite de
Jupiter. Ces météorites, particulièrement riches en eau et en molécules organiques, importantes pour
l’apparition de la vie sur la Terre primitive, proviendraient finalement de la région entre Mars et Jupiter où
existe la fameuse ceinture d’astéroïdes.
Faudrait peut
être se mettre
d’accord !
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A2PC : ORIGINE DE LA VIE SUR TERRE : LA
THEORIE DE LA PANSPERMIE RELANCEE :
CHIRALITE DES MOLECULES ET ESPACE

QUESTIONNEMENT

A partir des documents suivants, proposer une
synthèse argumentée : montrer que
l'homochiralité observée dans le vivant suggère
une origine extraterrestre
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La découverte de la glycine, de formule brute C2H5NO2, et
représentée à gauche, par le spectromètre de masse Rosina, et du
phosphore (P). La glycine est le plus simple des acides aminés et
fait partie de la vingtaine présente dans les protéines des êtres
vivants terrestres. Le phosphore est un atome indispensable à la vie
terrestre. Il est présent dans l'ADN et l'ARN, ainsi que dans l'ATP, le
véhicule de l'énergie des cellules. © CC BY-SA IGO 3.0, données :
Altwegg et al. (2016
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ACTIVITE SECONDE - QUESTIONNEMENT
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1. Reconnaître les groupements
présents dans une molécule d’acide α
aminé.
Tableau de quelques groupements et
familles chimiques.
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

2. Voici l’alanine, un acide aminé d’origine biologique.
Ecrire la formule brute et semi-développée de la
molécule. (En bleu : atome d’azote N, en rouge atome
d’oxygène, en blanc atome d’hydrogène).
3. Donner la configuration électronique de chaque
atome. Donnez la représentation de Lewis de cette
molécule.
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ACTIVITE CYCLE4 - QUESTIONNEMENT
CH3 O
H2N

CH C
OH
1. Identifier les atomes présents et leur
nombre à l’aide de la classification périodique
des éléments.


2. Cette réaction chimique respecte-t-elle la
conservation de la masse ? Justifier.
3. Citer le nom d’un des deux produits formés.
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ACTIVITE TERMINALE S - QUESTIONNEMENT
CH3 O
H2N




CH C
OH
La molécule d’Alanine est un acide aminé qui a pour formule chimique.
1.
Identifier et nommer les différents groupes fonctionnels.
2.
Identifier le carbone asymétrique. Justifier.
3.
Combien de stéréoisomères cette molécule possède-t-elle ?
O
H2N CH2 C


OH
La molécule de glycine est également un acide aminé qui a pour formule
chimique
4.
La molécule de glycine possède-t-il un carbone asymétrique ?
Justifier.
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Autre activité de Terminale S
http://labolycee.org/2014/2014-PolynesieExo3-Sujet-Homochiralite-5pts.pdf
ACTIVITE TERMINALE S - QUESTIONNEMENT
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Autre activité de Terminale S
http://labolycee.org/2014/2014-PolynesieExo3-Sujet-Homochiralite-5pts.pdf
ACTIVITE TERMINALE S - QUESTIONNEMENT
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Autre activité de Terminale S
http://labolycee.org/2014/2014-PolynesieExo3-Sujet-Homochiralite-5pts.pdf
ACTIVITE TERMINALE S - QUESTIONNEMENT
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Autre activité de Terminale S
http://labolycee.org/2014/2014-PolynesieExo3-Sujet-Homochiralite-5pts.pdf
ACTIVITE TERMINALE S - QUESTIONNEMENT
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Autre activité de Terminale S
http://labolycee.org/2014/2014-PolynesieExo3-Sujet-Homochiralite-5pts.pdf
ACTIVITE TERMINALE S - QUESTIONNEMENT
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Autre activité de Terminale S
http://labolycee.org/2014/2014-PolynesieExo3-Sujet-Homochiralite-5pts.pdf
PARTIE B : LA VIE A COTÉ : ETUDE DE LA
PLANETE MARS
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PARTIE B : LA VIE A COTÉ :
ETUDE DE LA PLANETE MARS
QU’A-T-ON DÉCOUVERT SUR LA PLANETE MARS
GRÂCE AUX ROVERS ET SONDES MARTIENNES ?
1.
2.
3.
4.
DES BACTERIES
DES FOSSILES
DES TRACES DE PAS
DES ARGILES
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A3SVT : GEOLOGIE MARTIENNE : QUAND
LA PLANETE ROUGE ETAIT BLEUE

Partie 1 : Les couleurs de Mars

Partie 2 : L’eau sur Mars

Partie 3 : De l’importance des argiles
martiennes
Partie 4 : Le cas des carbonates
Partie 5 : Explorer les surfaces planétaires
depuis l’espace
Partie 6 : Choisir les zones d’explorations des
prochaines missions martiennes

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
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Partie 1 : Les couleurs de Mars

A l’aide des documents
et de l’activité
proposée, discutez des
différentes enveloppes
présentes sur la planète
Mars
Document 1 : La planète mars capturé par
le télescope Hubble (mai 2016) et la
sonde Viking (janvier 1976)
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Partie 1 : Les couleurs de Mars
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Activité : Exploration de Mars avec Qgis
1. Ouvrir le fichier Mars Exploration dans Qgis
2. Vous disposez d’une mosaïque obtenue par la
sonde Viking, ainsi que de différentes zones
capturées par la camera haute résolution de la
sonde HIRISE de Mars Express. Utiliser les outils
de navigation afin de confirmer la présence et/ou
l’absence de certaines enveloppes
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Partie 1 : Les couleurs de Mars
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
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L’observation de l’image globale
de la planète révèle la présence :
D’une atmosphère
D’une lithosphère
D’une cryosphère, qui est
possiblement une partie de
l’hydrosphère si et seulement s’il
s’agit de glace d’eau
On observe l’absence de
biosphère visible (ce qui ne
signifie par car elle n’existe pas :
l’absence de preuve n’est pas la
preuve de l’absence)
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Partie 2 : L’eau sur Mars

A l’aide des
documents et des
activités proposées,
discutez de la
présence d’eau sur
Mars et de la
possibilité d’une
biosphère à la surface
de Mars
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A quoi bon
chercher quelque
chose qui n’existe
pas
Mars
Caractéristiques
12 756 km
227,94 millions de km
149,60 millions de km
6,419.1023 kg (0,107 fois celle de la Terre)
59,74.1023 kg
Volume
16,318.1010 km3 (0,151 fois celui de la Terre)
108,321.1010 km3
Surface des terres émergés
1,4441.1014 m2 (0,976 fois celle de la Terre)
1,479.1014 m2
24h 37 min 22,6 s
23h 56 min 4 s
686,98 jours (terrestres) ou 668 sols
365 jours
25° 12' (soit 25,19°)
23° 27 ' (soit 23,45°)
Distance moyenne au Soleil
Masse
Période de rotation
Période de révolution
Inclinaison de l'équateur sur l'orbite
gr/cm3
5,515 gr/cm3
Densité
3,94
Albédo
0,154
0,39
3,719 m/s2 (0,38 fois celle de la Terre)
9,798 m/s2
5,02 km/s1
11,18 km/s1
CO2 (95,3 %),
azote (2,7%),
Argon (1,6%),
oxygène (0,13 %),
vapeur d'eau (0,03
%).
5,6 mbars
Azote (78%),
oxygène (21 %),
argon (0,9 %),
autres (0,1 %)
- 53 °C
+ 14 ° C
+ 27 ºC (équateur à
midi et en été)
- 128 ºC (calotte
polaire en hiver)
+ 58 °C (désert
libyen)
- 89 °C
(Antarctique)
Accélération de la pesanteur à l'équateur
Vitesse de libération à l'équateur
Composition de
l'atmosphère
Pression
atmosphérique
Température
moyenne
Température
maximale
Température
minimale
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Terre
6794 km (0,53 fois celui de la Terre)
Diamètre équatorial
1015 mbars
Epaisseur de la glace mesurée par le capteur
Marsis au niveau du pôle sud martien
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Le capteur Thémis situé sur le
satellite Mars Express a effectué
une série de mesure thermique au
niveau de la calotte polaire sud.
En déterminant la température de
surface en utilisant la mesure
dans l’infrarouge thermique, ce
capteur permet d’identifier les
différents objets présents.
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A partir d’un montage d’image radar à
d’une coupe transversale de la calotte
polaire nord de Mars recueillies par
l’instrument (SHARAD), les scientifiques
ont découvert des preuves d’une période
glaciaire dans la calotte polaire nord de
Mars. Le sommet de certaines couches
de glace des dépôts polaires révèle un
changement frappant de propriétés entre
les couches, ce qui représente une
période glaciaire suivi d’une période
interglaciaire. Dans l’image radar, les
couches sous la ligne bleue possèdent des
caractéristiques de migration vers la
gauche. Au-dessus de la ligne bleue, ces
caractéristiques disparaissent ou
s’inversent : il s’agit d’une indication de
changements dans le taux d’accumulation
des glaces et le régime des vents associés
aux changements climatiques.
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L'atmosphère de Mars saturée de vapeur d'eau !
Une nouvelle analyse des données envoyées par le spectromètre SPICAM, à bord du satellite
Mars Express de l'ESA, a révélé pour la première fois que l'atmosphère de la planète est
sursaturée en vapeur d'eau. Cette découverte surprenante aux implications majeures pour la
compréhension du cycle de l'eau martien ainsi que pour l'évolution de son atmosphère est
présentée dans un article de Science du 29 septembre 2011.
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En 2011, on découvre la présence d’écoulement récurrent sur les flancs de certains
reliefs martiens, ces coulées étroites d’une centaine de mètres de long sont appelées «
recurring slope linae » apparaissant ici en sombre. Il n’est alors pas possible de
déterminer s’il s’agit d’écoulement liquide ou solide. En 2016, l’instrument CRISM
effectue une mesure permettant d’observer que lors de l’apparition de ces évènements
des sels hydratés sont observés, il s’agit de sels de la famille des perchlorates. De plus
ces phénomènes sont observés de manière saisonnière au moment où la température
est la plus élevée (-10°C) et s’arrêtent lorsque la température baisse. Ces deux éléments
combinés ont conduit la NASA à estimer qu’il s’agissait de la première preuve de
l’existence d’écoulement transitoire liquide sur Mars
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Partie 3 : De l’importance des argiles
martiennes

A l’aide des documents,
expliquer l’intérêt de
rechercher des argiles à
la surface de la planète
Mars, puis présenter la
méthode utilisée pour
détecter ces minéraux
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Courbes de gauche : exemple de 6 spectres d'absorption infrarouge de 6 régions de
Mars (numérotées 1 à 6). Ces spectres sont obtenus par l'expérience CRISM en
analysant les longueurs d'ondes entre 1 et 2,6 μm du rayonnement électromagnétique
réfléchi par la surface de Mars (spectre martien = spectre solaire – rayonnement
absorbé par les minéraux de la surface).
Courbes de droite : exemple de 8 spectres de minéraux naturels terrestres déterminés
au laboratoire. C'est la comparaison entre les spectres réels martiens et les spectres de
minéraux terrestres (purs ou mélangés) qui permet d'identifier certains minéraux à la
surface de Mars.
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A gauche : composition
colorée RVB
A droite : En rouge :
phyllosilicate FE/Mg ; en
vert : phyllosilicate Al ou
glace d’eau ; en bleue :
sulfate hydrate, argiles ou
glace d’eau
Localisation des
minéraux hydratés
découvert sur Mars
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Curiosity a découvert de l’argile !
Des argiles plus récentes
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Partie 4 : Le cas des carbonates

A l’aide des documents,
expliquez l’importance
de la recherche des
carbonates pour les
exobiologistes.
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Potential habitats for early life on Mars
Carbonate deposits found on Mars
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Partie 5 : Explorer les surfaces planétaires
depuis l’espace

Montrer comment la
comparaison de la
surface de la planète
Mars et de certaines
régions de la planète
Terre renforce l’ide de
l’existence d’eau liquide
par le passé sur Mars
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Partie 5 : Explorer les surfaces
planétaires depuis l’espace






Activité : Exploration de Mars et de la Terre avec
Qgis
1. Ouvrir deux fois le logiciel Qgis. Ouvrir le fichier
Exploration Mars dans une première fenêtre. Ouvrir
le fichier Exploration Terre dans la seconde
2. Effectuer une comparaison des deux sites
suivants :
a. Colorado plateau //Landon Valles
b. Delta Yukon // Esberwalde crater
c. Great Salt Lake // Régions proche de Clanis valles
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Reliefs inversés (Landon Valles)
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Partie 6 : Partie 6 : Choisir les zones d’explorations
des prochaines missions martiennes

A l’aide des documents, et
des activités proposées,
expliquer les choix réalisés
par les scientifiques quant
aux zones potentielles
d’atterrissage du futur Rover
Martien
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Le projet Mars 2020 est une mission
d'exploration de la planète Mars à
l'aide d'une astromobile (rover) qui
est développée par le centre JPL de
l'agence spatiale américaine, la
NASA, et dont le lancement est
planifié en 2020. Hormis son
instrumentation scientifique l'engin
spatial est une copie de la sonde
spatiale Mars Science Laboratory qui
s'est posée avec succès sur Mars en
août 2012. L'un des principaux
objectifs assignés à cette nouvelle
mission est la collecte d'échantillons
du sol martien qui devraient être
retournés sur Terre par une mission
de retour d'échantillons
Partie 6 : Choisir les zones
d’explorations des prochaines missions
martiennes





Activité :
1. Ouvrir le fichier Mars Exploration
2. Afficher les sites potentiels d’exploration pour la
mission Mars 2020
3. Zoomer sur les site Jezero Crater, Eberswalde et
Nili Fossae. Afficher le masque d’inertie thermique.
Observer la topographie de la région
4. Afficher les données minéralogiques pour Nili
Fossae
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Nili Fossae
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En rouge : signature
spectrale des carbonates
(Mg-Carbonate)
En vert : mesure spectrale
sur certaines roches du
site
Jezero crater
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Comme son nom l’indique, l’inertie thermique représente la capacité d’un matériau
à conduire et de stocker la chaleur, et dans le contexte de la science planétaire, c’est
une mesure de capacité de la surface à stocker la chaleur pendant la journée et à la
rayonner pendant la nuit. Alors que les différences de composition (c’est à dire la
minéralogie) vont avoir un certain effet, pour une surface terrestre planétaire
comme celle de Mars, I dépend principalement de propriétés physiques des
matériaux surfaces proches comme la taille des particules, le degré d’induration
(c’est à dire, la cimentation des grains), l’abondance des roches et l’exposition du
substratum rocheux (les roches ont une inertie thermique bien plus élevée que le
sable ou la poussière)
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Attention à la pente !
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A3PC-A4SVT : OU SONT PASSEES LES
ENVELOPPES DE MARS ?
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

Partie 1 : physique-chimie : où est passée
l’atmosphère de Mars
Partie 2 : SVT : où est passée l’hydrosphère de
Mars
Partie 3 : SVT : où est passée la biosphère de
Mars
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PARTIE 1 : PHYSIQUE-CHIMIE : OU EST
PASSEE L’ATMOSPHERE DE MARS ?

QUESTIONNEMENT

Quelles sont les conditions qui permettraient à un astre de retenir son
atmosphère ? Pour répondre à cette question il faut comparer la vitesse
acquise par la particule du fait notamment de la température avec la vitesse
dite de libération qui permet d’échapper à l’attraction planétaire. Aidez-vous
des documents pour répondre aux questions suivantes.

1.
Analyser les paramètres qui favoriseraient un échappement thermique.
2.
A l’aide des différents documents et de vos calculs, dire si l’atmosphère
martienne connaît un échappement thermique.
3.
La sonde MAVEN en orbite autour de la planète Mars a détecté un
échappement thermique de l’atmosphère martienne. Reprendre les
hypothèses faites et, trouvez celle, en la critiquant, qui permettrait de
conclure dans le même sens.


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Document 1 - Vitesse d’une particule de gaz
L'atmosphère d'une planète est constituée d'un mélange de gaz. Les particules
constituant ces gaz (molécules ou atomes) sont en agitation permanente. La vitesse
acquise par ces particules est fonction de la masse de la particule et de la
température du milieu. Si cette vitesse devient suffisante, elle peut permettre à la
molécule de quitter la planète ! C’est ce que l’on appelle l’échappement thermique.
Un gaz parfait est un gaz à basse pression dont les constituants sont suffisamment
éloignés les uns des autres pour pouvoir négliger les interactions d'ordre
électrostatique entre eux. La théorie cinétique des gaz parfaits indique que la
vitesse quadratique moyenne 𝑣 ∗ d'un gaz (𝑣 ∗ ² est égal à la moyenne des carrés des
vitesses) est liée à la température absolue (en Kelvin) par la relation suivante :𝑣 ∗ =
3𝑅𝑇
𝑀
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Document 2 - Vitesse de libération
La vitesse de libération d'un astre est la vitesse minimale qu'il faut communiquer à
un corps, quelle que soit sa masse, pour qu'il échappe définitivement à l'attraction
gravitationnelle de cet astre (ceci en supposant négligeable la résistance de
l'atmosphère). Elle peut se déterminer à partir de la conservation de l’énergie. On
considérera que la libération consiste à prendre une particule du sol terrestre et à
l’amener à l’infini avec une vitesse nulle.
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https://www.youtube.com/watch?v=dOlljDQURgo
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PARTIE 2 : SVT : OU EST PASSEE
L’HYDROSPHERE DE MARS

A partir des documents
proposés et de l’activité
précédente, proposez sous
la forme d’un schéma d’un
scénario présentant une
hypothèse montrant
comment l’interaction
entre les différentes
enveloppes terrestres a
conduit à la disparition de
conditions favorables pour
la vie sur Terre
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PARTIE 2 : SVT : OU EST PASSEE
L’HYDROSPHERE DE MARS
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Activité complémentaire :
1. Ouvrir le logiciel Qgis et afficher le fichier
MNT de la planète Mars
2. Utiliser l’outil d’information et cliquer sur
différents pixels. Que représente les valeurs
affichées. Identifier les objets associés aux
valeurs élevée et au valeurs basses. Comment
est-il possible d’expliquer les valeurs observées
3. A l’aide du document 1B expliquer la
stratégie choisie pour définir l’échelle de valeur
4. Proposez un affichage permettant
d’expliquer la probable répartition de l’océan
Martien
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Sur Mars le niveau d'altitude 0 est conventionnellement
établi sur Mars comme celui auquel la pression
atmosphérique moyenne est de 610 Pa
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PARTIE C : LA VIE PLUS LOIN : LES
EXOPLANETES
QUE RÉVÈLE LES MESURES DU MAGNÉTISME
DE LA PLANÈTE MARS?
1. UNE MAGNÉTOSPHÈRE COMME CELLE DE LA TERRE
2. UN PALÉOMAGNÉTISME DISSYMÉTRIQUE
3. UN CHAMPS MAGNÉTIQUE 1000 FOIS PLUS INTENSE
QUE CELUI DE LA TERRE
4. ON NE SAIT PAS LA SONDE EST TOMBÉE EN PANNE
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GEOSPHERE
GEOSPHERE
Modification des mouvements
de convection au voisinage de
la limite Manteau/Noyau
Forte diminution de l’activité
interne de la planète
MAGNETOSPHERE
Diminution de l’activité volcanique
Forte diminution des dégagements gazeux
Disparition ou fort
affaiblissement de la
magnétosphère
ATMOSPHERE
Ma
représentation
Disparition progressive de
l’atmosphère
HYDROSPHERE
Sublimation et congélation de
l’eau
Disparition de l’eau liquide.
ATMOSPHERE
Modification des températures
de surface
PARTIE 3 : SVT : OÙ EST PASSÉE LA
BIOSPHÈRE DE MARS
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Montrer que sur Mars,
le sous-sol peut
constituer une zone
plus favorable à la vie
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C’est pas un peu dur
comme doc ?
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PARTIE C : LA VIE PLUS LOIN : LES
EXOPLANETES
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PARTIE C : LA VIE PLUS LOIN : LES
EXOPLANETES
QU’A-T-ON DÉCOUVERT SUR LES
EXOPLANETES GRÂCE AUX TELESCOPES ?
1.
2.
3.
4.
DES SIGNAUX EXTRATERRESTRES
DES OCÉANS D’EAU LIQUIDE
UNE ATMOSPHÈRE RESPIRABLE
RIEN MAIS ON NE DÉSESPÈRE PAS
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CS 3 : Les méthodes de
recherche des exoplanètes
La méthode des transits
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Très
impressionnant!
CS 3 : Les méthodes de
recherche des exoplanètes
La méthode des vitesse radiales
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CS 3 : Les méthodes de
recherche des exoplanètes
Les microlentilles gravitationnelles
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CS 3 : Les méthodes de
recherche des exoplanètes
Observation directe
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PARTIE C : LA VIE PLUS LOIN : LES
EXOPLANETES
MAIS OÙ EST PASSEE VOYAGER QUI A
VOYAGE PENDANT 40 ANS ?
1. ELLE GRAVITE AUTOUR DE PROXIMA DU CENTAURE
2. ELLE A QUITTE L’ATTRACTION GRAVITATIONNELLE DU
SOLEIL
3. ELLE QUITTERA L’ATTRACTION GRAVITATIONNELLE DANS
40 000 ANS
4. ON NE SAIT PAS, ELLE NE RÉPOND PLUS
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A4PC : MAIS OU EST PASSEE VOYAGER ?
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QUESTIONNEMENT
Aider vous des documents suivants pour déterminer la position
de Voyager dans le système solaire. Pour vous aider, répondre
aux question ci-dessous.
1. La sonde Voyager 1 a-t-elle réellement quitté le système
solaire ? Justifier.
2. Sachant que voyager 1 a été lancé en 1977, estimez le
temps nécessaire pour quitter réellement le système solaire.
3. La première étoile se situe à 4 années-lumière. Dans
combien de temps, Voyager 1 pourrait-elle s’y rendre au minium
(en supposant qu’elle soit dans sa direction et en ligne droite).
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Partie 1 : DETECTION D’UNE EXOPLANETE
PAR LA METHODE DES TRANSITS
ETUDE EXPERIMENTALE PREALABLE DE SIMULATION
Utiliser un luxmètre afin d’effectuer une mesure de l’intensité lumineuse durant 30s
Placer la maquette de révolution d’une exoplanète associée à une étoile lumineuse.
Réaliser un schéma présentant l’expérience et replacer le rôle dévolu à chaque objet analogique.
Dessiner l’allure de la courbe obtenue.
En déduire la période de révolution de l’exoplanète
QUESTIONNEMENT
Laquelle de ces trois étoiles possède-t-elle une exoplanète?
Image obtenue par le télescope spatial Spitzer. Ce dernier est
le plus gros télescope infrarouge lancé par la NASA en 2003. Il
permet la détection des planètes extrasolaires par la
méthode de transit.
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Partie 1 : DETECTION D’UNE EXOPLANETE
PAR LA METHODE DES TRANSITS
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Partie 1 : DETECTION D’UNE EXOPLANETE
PAR LA METHODE DES TRANSITS
Temps en
unité non définie
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Partie 2 : Détection d’une exoplanète grâce à
la vitesse radiale
QUESTIONNEMENT
La lumière d’une étoile est-elle
différente en présence d’une
exoplanète ? Etude à partir de
spectres.
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Spectres d’absorption
Les deux longueurs d’onde caractéristiques du sodium obtenues en laboratoire sont :
λNa1 = 588,9950 nm et λNa2 = 589,5924 nm
Il s’agit de la projection de la vitesse de l’étoile
suivant l’axe de visée de la Terre. En effet, vue
depuis la Terre, l’étoile n’offre qu’un
mouvement relatif. Seul son déplacement
suivant l’axe de la Terre est accessible par la
mesure directe.
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A4SVT : CARACTERISTIQUES DES
EXOPLANETES ET POSSIBILITES DE VIE
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A l’aide des
documents
discutez de la
notion de zones
habitables dans
l’Univers
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A4SVT : CARACTERISTIQUES DES
EXOPLANETES ET POSSIBILITES DE VIE
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Activité
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Le site exoplanète.eu recense en temps réel les exoplanètes découvertes avec
leurs caractéristiques.
1.
Aller sur le site
2.
Sélectionner le menu Diagramme. Deux types e diagrammes sont
possibles
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 a. Des graphiques de type y=f(x) permettant de voir la relation entre deux paramètres
de l’exoplanète
 b. Des diagrammes en bâtons permettant d’évaluer la fréquence ou la probabilité d’un
paramètre
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Utiliser cette interface pour proposer des représentations graphiques
illustrant :
 o Les paramètres importants pour vérifier l’appartenance à la zone d’habitabilité de ces
exoplanètes
 o La fréquence des planètes possédant des caractéristiques proches de celle de la Terre
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Deux exoplanètes « semblables à la Terre » n'étaient qu'illusions !
Trop éloignées de notre planète pour être observées à l'œil nu ou au télescope, les deux exoplanètes
avaient été repérées dans les environs de l'étoile Gliese 581 grâce à l'examen du spectre de cette
dernière. Or, des astronomes de l'université de l'Etat de Pennsylvanie, pensent que Gliese d et g
n'étaient non pas des planètes, mais des signaux envoyés par l'étoile, révèlent-ils dans la revue
Science. Suvrath Mahadevan, coauteur de l'étude, explique :
« Selon nos recherches, les deux planètes dont tout le monde parle n'existent malheureusement pas.
Ce qui avait d'abord été perçu comme des signaux envoyés par les planètes était en fait causé par
l'activité stellaire. »
En d'autres termes, les champs magnétiques ou des taches solaires pourraient avoir perturbé la
lecture des signaux faite par les astronomes. Les scientifiques avaient « découvert » six exoplanètes
autour de Gliese 581. Mais en écartant l'existence de Gliese g et d – et celle d'une troisième, Gliese f –
, il n'en resterait plus que trois, dont aucune n'est habitable.
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