1 Cours III. PLANETES DU SYSTEME SOLAIRE ET EXO

1
Cours III. PLANETES DU SYSTEME SOLAIRE ET EXO-PLANETES Présenté par Magali DELEUIL
8. ATMOSPHERES PLANETAIRES – Notions de base
Introduction :
Nous allons voir ensemble aujourd’hui quelques notions physiques qui permettent, entre autres, de
comprendre la nature des atmosphères des planètes dans notre Système Solaire.
Il est clair que lorsqu’on considère leur atmosphère, les planètes du Système Solaire peuvent être réparties en
deux grandes classes :
 Nous avons d’une part les planètes géantes, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune qui possèdent des
atmosphères fines et qui sont composées principalement d’hydrogène moléculaire et d’hélium
 Et puis d’autre part, nous avons les planètes telluriques, Vénus, la Terre et Mars, qui, elles, ont des
atmosphères relativement épaisses par rapport à leur taille et qui sont composées d’éléments plus lourds
(CO2 ou N2)
 On remarque également que la composition riche en éléments légers des planètes géantes rappelle celle
du Soleil (H 70%, He 28%, métaux 2%), ce qui n’est pas le cas de l’atmosphère des planètes telluriques
Pour mieux comprendre l’origine de ces caractéristiques, il convient de se pencher sur la formation du
Système Solaire
Milieu interstellaire (à 0’58 sur la vidéo)
Les astronomes pensent aujourd’hui que notre Système Solaire a certainement débuté il y a environ 4,5
milliards d’années par l’effondrement d’un nuage interstellaire dense et froid composé de gaz atomiques,
mononucléaires ainsi que de poussières
 Rappelons rapidement que les nuages interstellaires sont de grandes structures qui sont composées
essentiellement de gaz sous forme neutre ou ionisé, mais aussi de poussières
 Ces structures peuvent s’étendre sur des distances considérables de plusieurs années lumière
 Ces nuages sont inégalement répartis dans la galaxie.
 Comme on le voit (à 1’30) sur ces images qui montrent quelques exemples, ces nuages interstellaires sont
irréguliers, de taille variable
 Bien qu’ils soient très peu denses, avec des densités qui peuvent être, pour les plus chauds, de quelques
10 000 particules par cm3, ils représentent 10 à 15 % de la masse (visible) de notre galaxie. (Densité : 105 à
109particules/m3)
Formation planétaire (à 1’47)
C’est au sein de ces grandes structures que se forment les nouvelles générations d’étoiles avec leur cortège de
planètes
 Sous l’effet par exemple de l’onde de choc générée par l’explosion d’une supernova proche, un nuage de
ce type peut se fragmenter et il peut se produire un effondrement d’une partie du nuage sur lui-même
En d’autres termes, les forces de gravitation vont l’emporter sur la pression interne du gaz
 Il se forme ainsi des cœurs denses au cœur de ces nuages comme on le voit (à ) sur cette image
 Sans décrire en détail le processus de la formation planétaire et sans rentrer non plus dans les nombreuses
difficultés que rencontrent les modèles, on peut schématiser le processus en quelques grandes étapes
1. Le cœur dense, composé essentiellement d’H et d’He avec des grains solides, va se contracter, mais
d’après la loi de conservation du moment angulaire, plus la taille d’un corps se réduit, plus sa vitesse
de rotation doit augmenter pour compenser
→ La contraction s’accompagne donc d’une forte augmentation de la vitesse de rotation

2
2. Sous l’effet combiné de la force centrifuge et de la viscosité,
ce nuage finit par se structurer rapidement : l’essentiel de la masse
va se concentrer au centre et former ce qui deviendra plus tard
l’Etoile qu’on qualifie souvent de protoétoile à ce stade
3. Le reste de la matière va se répartir dans un disque situé
dans le plan équatorial autour de la protoétoile. Disque dont la
matière va encore continuer à alimenter la protoétoile
L’ensemble est enfoui, dans les quelques 10 000 à 100 000 années
qui suivent le début de l’effondrement, dans les restes de
l’enveloppe
La photo que vous voyez sur votre écran (à 3’24) montre une des premières étapes d’un tel système : La
protoétoile est complètement invisible, masquée par son disque très opaque, mais elle éclaire son enveloppe
 C’est au sein de ces disques appelés protoplanétaires que vont se former les planètes :
1. Dans le disque, les éléments plus lourds vont sédimenter dans le plan équatorial. Ces poussières, sous
l’effet des chocs, vont s’entrechoquer et vont se coller formant des agrégats de plus en plus gros
2. En quelques millions d’années, on assiste à la formation de gros blocs rocheux de quelques km, ce
qu’on appelle les planétésimaux
A ce stade, le disque protoplanétaire est désormais composé d’un disque de gaz auquel se superpose
un disque plus fin de planétésimaux dont la taille typique est de quelques km
3. Les collisions continuent à se produire entre les planétésimaux. Si certaines de ces collisions
conduisent à la destruction des impactants, d’autres vont conduire à l’accrétion entre les
planétésimaux, c'est-à-dire que lors de collisions inélastiques, les corps vont se coller et finissent par
fusionner. On peut noter que les gros corps grossissent de plus en plus vite, car ils attirent plus
fortement les corps qui se trouvent dans leur environnement
4. Ces planétésimaux vont continuer à s’agréger les uns aux autres, formant ainsi des corps de plus en
plus gros et ce processus d’accrétion finit par donner naissance aux planètes comme la Terre ou aux
cœurs des planètes géantes
Au sein du disque protoplanétaire, la température est loin d’être uniforme :
- Près du Soleil, la température est suffisamment
élevée pour que seuls les grains réfractaires – ceux
qui sont composés de métaux ou de silicates (roches)
– puissent survivre sous forme solide
→ les réfractaires sont des matériaux qui ont des
températures de fusion et de condensation très
élevées. Ils sont donc solides sauf à très haute
température.
- Lorsqu’on est situé à plus grande distance du Soleil,
typiquement au-delà de 3 ua, la température est plus
basse et permet également à des grains glacés plus
Disque
Sédimentation
→
agrégation
Grains
→
Accrétion
Planétésimaux
→
Cœurs

3
volatiles, donc formés par la condensation d’espèce comme l’eau par exemple ou le dioxyde de carbone,
d’exister.
→les volatiles ont des températures de fusion et de condensation très basse. Ils sont donc sous leur forme
gazeuse sauf si la température est très basse
5. La masse des solides disponibles pour former des planètes est donc bien plus grande dans la partie
plus externe du Système Solaire en formation que dans la partie interne du disque
A quelques unités astronomiques, typiquement au-delà de 5 ua, il a donc pu se former des embryons
de planètes très massifs qui pouvaient atteindre 10 à 15 fois la masse de la Terre
6. Ces cœurs alors suffisamment massifs pour à leur tour capturer grâce à leur attraction
gravitationnelle le gaz de la nébuleuse planétaire environnante
C’est ainsi que les planètes géantes très massives ont pu se former et elles se sont formées avec une
atmosphère dense en hydrogène moléculaire et en hélium, c'est-à-dire dans les gaz qui étaient les gaz
majoritaires du disque protoplanétaire.
En résumé, lorsque les planètes se sont formées, elles étaient donc enfouies au sein d’un disque de gaz riche
en hydrogène, ces planètes primitives ont donc capturé une partie plus ou moins importante selon leur
masse de ce gaz primitif et leur atmosphère originale devait avoir la même composition que celle de la
nébuleuse primitive, c'est-à-dire essentiellement de l’hydrogène et de l’hélium à 99%, comme le Soleil ou
Jupiter finalement
Lorsque le disque a ensuite été nettoyé par le fort vent solaire de notre Soleil en fin de formation, les
planètes géantes, très massives, ont conservé cette atmosphère primitive tandis que les telluriques ont
perdu la leur
Notions de poids et masse (à 6’49)
Si on considère un corps à la surface d’une planète, par exemple à la surface de la Terre, la force d’attraction
gravitationnelle, notée ici F1
est appelée POIDS. C’est la
force avec laquelle la Terre
par exemple, retient un corps
à sa surface
Rappelons que ce que l’on
mesure sur la Terre, c’est
notre poids puisque nous
sommes soumis en
permanence à l’attraction
gravitationnelle de la Terre

4
Notre poids change donc selon le corps sur lequel nous nous trouvons
La quantité de matière, elle, donc la masse, est en fait le véritable invariant.
Sans connaître notre vraie masse, on peut quand même calculer le poids que nous aurions si nous étions sur
d’autres corps du Système Solaire comme la Lune par exemple, ou sur Jupiter sachant que notre masse est
toujours la même
Le calcul que je vous invite à refaire vous
donne donc le rapport des poids et vous
montre qu’il est proportionnel au rapport des
masses des 2 objets considérés, ici la Lune et
la Terre, et le rapport de leurs rayons au carré.
Attention à l’inversion des grandeurs Lune et
Terre entre la masse et le rayon
Par suite, connaissant la masse et le rayon de
la Lune, vous pouvez calculer que sur la Lune
votre poids ne serait qu’1/6 de celui que vous
avez sur la Terre
A contrario, sur Jupiter, il sera 2,5 fois plus
grand
Donc, si sur la Lune, vous auriez un sentiment
de légèreté, sur Jupiter, vous seriez écrasé, vous vous sentiriez écrasé par la forte attraction gravitationnelle de
la planète
Vitesse de libération (à 8’21)
 Considérons maintenant un corps de masse m qui tourne autour d’un autre corps de rayon R et de masse
M, comme par exemple la Terre autour du Soleil ou un satellite autour de la Terre
On va supposer que le corps m se trouve à la distance d sur une
trajectoire circulaire.
Deux forces s’exercent alors sur lui :
La force de gravitation universelle que l’on a notée F1 qui est une
force attractive
Et la force centrifuge qui est notée F2 qui est due à la rotation et
qui est une force répulsive
La vitesse du corps en orbite ou vitesse circulaire, correspond à l’équilibre entre ces deux forces
 G = 6.67 x 1011 Nm2 kg
On peut remarquer que la vitesse orbitale ne dépend pas de la masse du corps en orbite, par contre, elle est
proportionnelle à la masse du corps central et inversement proportionnelle à la distance des centres de
masses
En d’autres termes, plus l’objet central est massif, plus le satellite tournera vite et
Plus le satellite se rapproche du corps massif, plus sa vitesse orbitale sera grande

5
On remarquera que la vitesse minimale pour rester en orbite autour du corps central est la vitesse à l’altitude
0, notée ici V0 : 
C’est ce qu’on appelle la vitesse de satellisation, c'est-à-dire la vitesse minimale que doit atteindre la navette
spatiale par exemple pour se mettre en orbite
Sur la Terre, V0 = 7,9 km / s
 Intéressons-nous maintenant au cas d’un corps animé d’une vitesse V à la surface d’un corps planétaire de
masse M
Sa vitesse lui confère une énergie cinétique : 
Mais il est également plongé dans le champ de gravitation de la planète sur laquelle il se trouve
→ Pour échapper à l’attraction gravitationnelle de cette planète, son énergie cinétique doit être au moins
égale à l’énergie produite par le travail de la force de gravitation passant du rayon de la planète à l’infini, c'est-
à-dire l’énergie potentielle de gravitation :  
La vitesse minimale notée Vlib qui permet d’échapper à l’attraction de la planète s’appelle vitesse de
libération de l’astre
On remarque qu’elle est égale à la vitesse circulaire multipliée par, on retrouve donc que cette vitesse ne
dépend pas de la masse du corps à envoyer dans l’espace, mais ne dépend que de la distance au centre de la
planète autour de laquelle il orbite
Pour la Terre, cela donne le chiffre bien connu de
11, 2 km/s
A titre d’exercice, vous pouvez calculer cette
vitesse de libération pour différents corps du
Système Solaire et vous allez retrouver les
chiffres qui sont donnés dans la table
Vous notez que plus l’astre est petit, plus la vitesse de libération est faible
Plus la masse est grande, au contraire, plus la vitesse de libération est grande, c'est-à-dire plus vous devrez
fournir une vitesse importante afin d’échapper à son attraction gravitationnelle
Pour une masse donnée, maintenant, si le rayon de l’astre central devient très petit, la vitesse de libération
peut atteindre (dépasse) la vitesse de la lumière, on a alors affaire à un trou noir, c’est-à-dire un corps dont
l’attraction gravitationnelle est si forte que même la lumière ne s’en échappe pas
Vitesse thermique (à 11’22)
En fait, si on considère une atmosphère, elle est constituée de gaz, c'est-à-dire de molécules ou d’atomes
isolés, séparés les uns des autres par des distances bien supérieures à leurs propres dimensions
Par exemple, pour de l’oxygène pur aux conditions habituelles de pression et de température (25° C et 1 bar),
le volume des seules molécules présentes dans 1000 l, c'est-à-dire 1 m3, représente environ 2,5 l.
Ce qui fait que ces molécules sont si éloignées les unes des autres, c’est qu’en fait, elles sont animées d’un
mouvement d’agitation très rapide et complètement désordonné.
La température d’un gaz est directement reliée à cette vitesse d’agitation moléculaire
Plus un gaz est chaud, plus vite vont les molécules. Si on chauffe un gaz, les molécules allant plus vite, elles
vont se repousser plus fort les unes les autres, c’est ce qu’on appelle la dilatation thermique