1ère partie de l épreuve Dossier. LA TERRE, UNE DES PLANETES DU SYSTEME SOLAIRE

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1 1ère partie de l épreuve Dossier. LA TERRE, UNE DES PLANETES DU SYSTEME SOLAIRE

2 Niveau : Seconde Extrait du programme : LA TERRE, UNE DES PLANETES DU SYSTEME SOLAIRE Documents : Document 1 : Document 2 : Document 3 : Document 4 support concret : Comparaison des différentes planètes du système solaire en fonction de leur distance au soleil et de leur masse volumique. Comparaison des surfaces de Mars, Vénus et la Terre Composition des atmosphères de différents corps du système solaire - Echantillon macroscopique et détail microscopique de la météorite d Allende. - Comparaison des analyses chimiques de la Terre Globale et des chondrites H.

3 Document 1 : Comparaison des différentes planètes du système solaire en fonction de leur distance au soleil et de leur masse volumique.

4 Document 1 : interprétations Interprétation scientifique (niveau Master) On observe plusieurs groupes : - corps densité > 3000 kg/m 3 (planètes telluriques) - corps densité < 2000 kg/m 3 avec fort rayon (planètes gazeuses). Les planètes les plus denses sont proches du soleil. Pour l expliquer, il faut parler de la température de condensation des matériaux, cad le passage de l état gazeux à l état solide, puis liquide. A HT, on peut condenser les métaux et oxydes réfractaires (ex : Al ). A des T toujours élevées, on condense les silicates, et lorsque la T baisse, on condense l eau. Les planètes se forment par accrétion de poussières. Etant donné qu il fait chaud à proximité du soleil, et que la T baisse quand on s en éloigne, on condense les métaux et les silicates près du soleil, et de l eau en plus loin du soleil. Ensuite, vient l agglomération des particules pour former les planètes pas accrétion. Les planètes telluriques ne contiennent pas d eau, alors que les planètes gazeuses et les satellites de glace oui. Le vent solaire finit de chasser les gaz dans la partie externe du système solaire (constitue les planètes gazeuses). Didactisation du document et utilisation en classe de TS Extrait du programme de seconde : «Expérimenter, modéliser, recenser, extraire et organiser des informations pour : - comparer les différents objets du système solaire et dégager les singularités de la Terre ; - relier les particularités de la planète Terre à sa masse et sa distance au Soleil et définir une zone d habitabilité autour des étoiles.»

5 Document 2 : Comparaison des surfaces de Mars, Vénus et la Terre

6 Document 2 : interprétations Interprétation scientifique (niveau Master) Vénus : Sur les photos, on peut voir que la surface de vénus est riche en volcans et que la tectonique est rares voire absente. De plus, la datation des cratères donne des indications sur l âge de la surface de Vénus. On ne trouve en effet sur Vénus aucune trace d un passé remontant au-delà de 500 millions d années. Cette relative jeunesse de la surface de Vénus s expliquerait par son activité géologique. Il est possible que la surface reforme entièrement à la suite d éruptions cycliques englobant toute la planète. Voilà comment les anciens cratères auraient disparu.. => couvercle stagnant. Convection interne, qui quand elle devient trop forte, casse le couvercle (ie la lithosphère). Crée une tectonique des plaques temporaire. La planète se refroidit et le couvercle se reforme. Causes : absence d eau dans le manteau? Mars : traces de tectonique (Valles Marineris) et de volcanisme (Olympus Mons). Mais semble terminé actuellement. Peut s expliquer par la petite taille de la planète : le refroidissement de mars est plus avancé que le refroidissement de la Terre. Intermédiaire entre la Terre et la Lune. Comme sur la lune, la convection mantellique a été active à une époque (volcanisme), mais s est arrêtée aujourd hui car la planète a refroidi. Terre : tectonique des plaques continue depuis l archéen. Didactisation du document et utilisation en classe de TS Programme de seconde : «Ces particularités sont liées à la taille de la Terre et à sa position dans le système solaire. Ces conditions peuvent exister sur d autres planètes qui possèderaient des caractéristiques voisines sans pour autant que la présence de vie y soit certaine.» Rôle de la tectonique des plaques dans la possibilité de la vie sur Terre.

7 Document 3 Composition des atmosphères de différents corps du système solaire

8 Document 3 : interprétations Interprétation scientifique (niveau Master) Extrait de : On remarque deux tendances différentes: Vénus et Mars (planètes telluriques) ont une chimie atmosphérique dominée par CO2 tandis que Titan et Triton (satellites de glace) présentent une atmosphère à 80% constituée de diazote (N2). Par ailleurs, les satellites de glace contiennent des quantités non négligeables d hydrocarbures gazeux dans leur atmosphère; les planètes telluriques en sont dépourvues. Vénus et Mars présentent des atmosphères de composition chimique très proche; on note seulement pour Vénus des teneurs en composés soufrés (SO2 et H2S) assez importantes. De manière à comparer les valeurs des compositions chimiques des atmosphères de Vénus et Mars à celles de la Terre, une correction aux valeurs terrestres a été apportée. En effet, sur Terre, l activité biologique a profondément modifié la chimie atmosphérique. Il nous faut donc corriger cette chimie du facteur biologique absent sur les autres planètes. Pour ce faire, nous avons retiré l oxygène et réinjecté dans l atmosphère l équivalent de CO2 qui serait produit par dissolution des carbonates terrestres. Ces corrections amènent à des compositions atmosphériques de 94% en CO2 et 2,3% en N2, compositions très proches de celles mesurées sur Vénus et Mars.Mars, Terre et Vénus sont donc trois planètes de chimie atmosphérique identique. +Vénus : riche en CO2. réaction métamorphique donne cette teneur en CO2 température au sol : 460 C : pas eau liquide (effet de serre, et distance au soleil) pas O2 : forme de l'acide sulfurique. +Mars : riche en CO2, Ar, N2 : température faible : -20 à -180 : pression faible = pas effet de serre. pas ozone : pas absorption des UV = pas propice à la vie. L eau est un élément volatile qui se concentre à la surface des planètes. Sur Terre, les températures et pression de surface imposent un état liquide à l eau. Or, sur Vénus, il ne peut y avoir d eau liquide en surface car la température y est trop élevée: Tsurf = 460 C. L eau ne peut donc se trouver que sous forme vapeur dans l atmosphère. Or, cette dernière est quasiment dépourvue de vapeur d eau (20 ppm). Mars a une température moyenne de surface de 40 C avec une pression de 0,006 atm (160 fois plus faible que la pression à la surface de la Terre). Sous de telles conditions, l eau est sous forme de glace et le CO2 peut en hiver se solidifier pour donner de la neige carbonique au niveau des pôles. On trouve en effet aux pôles martiens des calottes d eau permanentes recouvertes périodiquement par de la neige carbonique. Par ailleurs, des indices divers signalent une présence d eau (probablement à l état solide) dans le sol martien: des cratères d impact de météorites sur le sol martien sont auréolés par des coulées de boues (cratères d impact lobés: la chaleur dégagée par l impact a probablement fondu et vaporisé la glace du sol. L eau liquide ainsi libérée a formé avec le sol une boue qui a coulé le long du rebord extérieur du cratère), des figures de glissement de terrain ont pu être observées sur le bord de falaises martiennes (photos ci-dessous). Finalement, l atmosphère de Mars se résume à l atmosphère terrestre (corrigée des effets biologiques) à laquelle on retire l eau. Problème de la pression atmosphérique : Les gaz légers s échappent de l atmosphère (vitesse agitation moléculaire comparé à l attraction de la planète). Didactisation du document et utilisation en classe de TS Programme de seconde : «Ces particularités sont liées à la taille de la Terre et à sa position dans le système solaire. Ces conditions peuvent exister sur d autres planètes qui possèderaient des caractéristiques voisines sans pour autant que la présence de vie y soit certaine.»

9 Document 4 support concret. - Echantillon macroscopique et détail microscopique de la météorite d Allende.

10 - Comparaison des analyses chimiques de la Terre Globale et des chondrites H.

11 Document 4 : interprétations Interprétation scientifique (niveau Master) - description de la chondrite : présence de fer métallique, de silicates et de chondres. Hyp de formation des chondres : épisodes de fusion / recristallisation en apesanteur. Composition : très coloré en LPA ; on peut supposer que ce sont des olivines. - analyses chimiques Données très proches entre la Terre globale et les chondrites H. On peut supposer que la Terre s est formée par accrétion de chondrites. La différenciation intervient ensuite : formation du noyau par ségrégation du Fer dans un environnement semi-liquide, et formation de l atmosphère et de l hydrosphère par dégazage du manteau. Didactisation du document et utilisation en classe de TS Programme de seconde : «Ces particularités sont liées à la taille de la Terre et à sa position dans le système solaire. Ces conditions peuvent exister sur d autres planètes qui possèderaient des caractéristiques voisines sans pour autant que la présence de vie y soit certaine. Objectifs et mots clés. Système solaire, étoile, planète gazeuse, planète rocheuse, astéroïde, comète. [Limites. Différenciation du globe terrestre ; origine de la planète ; origine de la vie.] Manifestement l accrétion est au programme, mais pas la différenciation.