Chapitre sur les planètes du cours de L1 - 2014

2. Objectifs du cours
• Expliquer leurs différences
1. Introduction
• Raconter la genèse d’une planète

3. Les planètes
1. Introduction
1.1
Qu’est-ce qu’une planète ?
1.2
Les planètes connues
2. Les caractères fondamentaux des planètes
2.1
2.2
2.3
Masse
Surface
Champ magnétique
3. Une planète, une histoire
3.1
3.2
Accrétion
Différenciation
4. Planète active, planète morte ?
4.1
4.2
Origine du champ magnétique
Mouvements de convection

4. Qu’est-ce qu’une planète ?
Terme difficile à définir… redéfini en 2006 par l'Union
astronomique internationale :
- En orbite autour d’une étoile ;
1. Introduction
- Sans toutefois être une étoile ;
- Suffisamment massive pour que l’effet de sa propre gravité lui
confère une enveloppe sphérique ;
- Dominant son environnement et ayant « dégagé le voisinage
autour de son orbite »

5. Combien y a t’il de planètes dans le
système solaire ?
A. 4
B. 7
C. 8
D. 9
E. 16

6. 1. Introduction
Combien de planètes dans le
système solaire ?

7. Combien y a t’il de planètes dans
l’univers ?
A. 8
B. 16
C. Environ 1000
D. Une infinité
E. Plus qu’il n’y a
d’étoiles

8. Des planètes en dehors du
système solaire ?
1. Introduction
> 1000!!!

9. Distribution des corps planétaires
dans le système solaire
Échelle logarithmique !!!
Me
V T
1. Introduction
Planètes
telluriques
Ma
J
S
Géantes
gazeuses
U
N
P
Ceinture
De
Kuiper
Géantes
de glace
1 UA =distance moyenne Terre-Soleil
=150 millions km
Étoile + proche (Proxima Centauri)= 4.2 a.l.
= 265,000 UA

10. Comment connaît-on la masse
d’une planète ?
A. Grâce à sa taille
B. Grâce à sa distance
à l’étoile
C. Grâce à son orbite
D. Grâce à sa couleur
E. Grâce à James Kirk
F. Grâce à Johannes
Kepler

11. 2. Les caractères fondamentaux des planètes
Comment connaître la
masse d’une planète ?
Facile si la planète a un satellite : on utilise la 3ème
loi de Kepler
Distance
PlanèteSatellite
Masse de
la Planète
Période de
révolution du
satellite
a
ae
foyer
e = excentricité
G = 6.67x10-11 m3/s2/kg

12. 2. Les caractères fondamentaux des planètes
Exemple de Jupiter
Europe tourne autour de
Jupiter :
• Période T de 3.55j
• Distance a = 670900km
Masse de Jupiter
1.899x1027 kg!!!

13. Masse de Jupiter calculée
A. 1.899x1025 kg
B. 1.899x1026 kg
C. 1.899x1027 kg
D. 1.899x1028 kg
E. 1.899x1029 kg
F. 1.899x1030 kg

14. Masse de la Terre : 5.96 1024 kg
Masse de Jupiter : 1.9 1027 kg
Masse du Soleil : 1.9 1030 kg
www.neufplanetes.org
Masse en kg
2. Les caractères fondamentaux des planètes
La masse des
planètes

15. 2. Les caractères fondamentaux des planètes
Quand on connaît la masse, on
connaît la densité !
Densité des silicates
Densité des silicates
Densité H22O
Densité HO

16. 2. Les caractères fondamentaux des planètes
Quand on connaît la masse, on
connaît la densité !
•Densité ~ composition moyenne
•Compression gravitaire : + la Planète est grosse, + la
pression est forte, + la densité est élevée
•Porosité des corps à faible champ de gravité : « vides » ->
faible densité

17. Les cratères d’impact
Mimas (satellite naturel de Saturne)

18. 2. Les caractères fondamentaux des planètes
Le volcanisme
Volcan Maat sur Venus
(8 km de haut)
Olympus Mons , Mars (plus
de 20 km de haut, plus
grand volcan du système
solaire)
Volcan actif sur Io

19. 2. Les caractères fondamentaux des planètes
Des vallées, des lacs et des océans ?
Lacs de méthane (Titan)
Rivières
Martiennes
asséchées
(érodées par de
l’eau liquide)
Rivières de méthane
asséchées (Titan)

20. J
Champ magnétique/Terre
2. Les caractères fondamentaux des planètes
Avec les sondes envoyées, on peut
mesurer le champ magnétique
S
U
N
T
Me
Mars et Venus n’ont pas de champ
magnétique !

21. • Pourquoi a-t-on des tailles différentes ?
• Pourquoi des compositions différentes ?
3. Une planète, une histoire
• Pourquoi certaines ont-elles un champ
magnétique ?
• Pourquoi certaines semblent-elles « mortes » ?
Parce qu'elles ont des histoires
différentes

22. Accrétion
Des poussières aux planètes
Intensité lumineuse
3. Une planète, une histoire
Au départ, tout n’est que poussières
Distance au centre de la nébuleuse
Observations dans la nébuleuse de l’Aigle:
Grains de < 5µ m à proximité du centre

23. Accrétion
Des poussières aux planètes
Composition des premiers grains qui vont
former les planètes
2000.
Température (K)
3. Une planète, une histoire
Tungsten
1500.
1000.
Oxides d’Aluminium
Fer
Mercure
Silicates
500.
0.
Silicates riches en Carbone
Glaces
Jupiter
Condensation + température dans la nébuleuse
= distribution des premiers grains

24. Accrétion
Des poussières aux planètes
3. Une planète, une histoire
Des poussières
aux embryons de planètes…
• Les poussières s’attirent de manière électrostatique
• Lorsqu’elles deviennent plus grosse : attraction
gravitaire
• Problème : petits corps (< 1km) détruits facilement par
les collisions
Comment passer d’une poussière à un corps d’1km ~
comment passer d’acides aminés à la cellule

25. Accrétion
Des poussières aux planètes
3. Une planète, une histoire
A partir d’1km de diamètre…
Planètes rocheuses :
Impacts
Croissance lente
Planètes gazeuses :
1- Noyau de glaces
2- Capture des gaz
Croissance rapide !

26. Croissance des embryons
(<1000km)
3. Une planète, une histoire
• Les gros corps croissent
plus vite que les petits
(gravité + section efficace)
Accrétion
Des poussières aux planètes

27. 3. Une planète, une histoire
Les impacts géants
moonkam.ucsd.edu

28. Accrétion
Des poussières aux planètes
Les impacts géants
• Formation de la Lune
- impact d’un corps de la taille de Mars
3. Une planète, une histoire
 Fusion ?
ve =
2 GM
= 11 km/s
R
G = 6.67x10-11 m3/s2/kg
Énergie libérée
(M’Mars’=7x10^23kg)
E cinétique = 1/2 M v^2
E cinétique = 3,5x10^31 J
Augmentation de T (Cp
=1000 J/kg/K)?
E cinétique = MT*Cp*∆T
∆T ~ 6000K

29. Accrétion
Des poussières aux planètes
Chimie initiale
Poussières
Formation
du soleil
3. Une planète, une histoire
Condensation
Premiers
petits corps
1-? Ma
Formation
des embryons planétaires
<10 Ma
Impacts géants,
Fin de l’accrétion
Chimie finale
Taille finale
<100 Ma

30. La différenciation
3. Une planète, une histoire
Pour séparer les matériaux
• Densités différentes :
les matériaux lourds tombent,
les légers montent
• MAIS résistance des matériaux
• Pour séparer un noyau métallique des
silicates, il faut fondre
• Pour faire une croûte et une atmosphère, il
faut fondre le manteau !

31. Comment faire fondre une roche, à part la
chauffer
A. La comprimer
B. La décomprimer
C. Augmenter sa
composition en Mg
D. Augmenter sa
composition en H2O
E. Modifier la taille de ses
grains

32. La différenciation
Pour qu’il y ait fusion
Temperature
Sources de chaleur
Baisse de
pression
• Chaleur de marée
solidus
initial
• Mouvements internes
Augmentation
de T
liquidus
• Chaleur interne
Porfondeur
(océan magmatique)
T
Profil de
3. Une planète, une histoire
• Énergie apportée par les
impacts géants
Baisse du solidus

33. La différenciation
3. Une planète, une histoire
Ségrégation du noyau
Silicates
fondu
Goutelettes de
métal

34. La différenciation
Ségrégation du noyau
3. Une planète, une histoire
Océan de magma riche
en lithophiles
Noyau riche en sidérophiles

35. 4. Planète active, planète morte ?
L’origine du champ magnétique
Augmente en s’éloignant ~ origine externe
Augmente en se rapprochant ~ origine interne

36. Comment générer un champ
magnétique ?
• L’intérieur de la planète = aimant ?
4. Planète active, planète morte ?
1. Les matériaux perdent leur aimantation au dessus de 600-1000°C
2. La température interne des planète dépasse 1000°C à partir de
~100km de profondeur
Alors comment fait-on ?

39. Un conducteur en mouvement
4. Planète active, planète morte ?
• Silicates = ISOLANT !
• Métaux = CONDUCTEUR !

40. Ce qu’il faut retenir
•Ce qu’est une planète
Conclusions
•Les types de planètes
•Comment connaître la masse et la
composition de la planète
•Les causes des différences entre les
planètes
•Histoire de l’accrétion et différenciation
•Origine de l’activité interne