PLANÈTE TERRE. I Introduction II L Univers III Les étoiles IV Les planètes

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1 PLANÈTE TERRE A.Palacios H. Reboul Groupe de Recherche en Astronomie et Astrophysique du Languedoc Université Montpellier II (bât 13)

2 PLANÈTE TERRE I Introduction II L Univers III Les étoiles IV Les planètes

3 disque protoplanétaire Le trapèze d Orion, détail Avec les étoiles, il se forme aussi des planètes!

4 Systèmes planétaires en formation dans la nébuleuse d Orion

5 β Pictoris première observation d un disque de poussières autour d une étoile (J.L. Beuzit et al. Observatoire de Grenoble / ESO)

6

7 Le disque de poussières de β Pictoris échelles

8 Les 8 planètes du Système Solaire sont : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune Le Système Solaire compte aussi 5 planètes naines : Céres, Pluton, Eris (découverte en 2005 d après des observations de 2003), MakeMake et Haumea (découvertes en 2005)

9 Scénario de formation du Système Solaire doit pouvoir expliquer * la rotation prograde de toutes les planètes * leurs orbites planes ayant une inclinaison inférieure à 6 * des planètes de type terrestre denses, rocheuses et petites et des planètes joviennes gazeuses et grosses

10 Première étape : Condensation d un nuage interstellaire froid et diffus sous l effet de la gravité

11 Le nuage en rotation se contracte, s échauffe. Il s aplatit et sa vitesse de rotation augmente (conservation du moment cinétique)

12 Conservation du moment cinétique : bras tendus = r grand et v petit bras ramenés = r diminue et v augmente moment cinétique = m x v x r moment cinétique (cf. patineur en rotation sur la glace) : C est la quantité de rotation : J=I. w w est la vitesse de rotation I est le moment d inertie, qui mesure la répartition de la masse dans le système: I= m.r 2 =a.m.r 2. Pour un système isolé, J est invariant (J est un vecteur en fait, et il conserve aussi sa direction)

13 hydrogène et hélium restent à l état gazeux condensation des éléments plus lourds en graines à partir desquelles se forment les planètes

14 Structuration du disque proto-planétaire disque central chauffé par le Soleil - ni glaces ni gaz condensés - condensation de silicates et composés ferreux Silicates et composés ferreux Silicates,composés ferreux, glaces et gaz gelés particules de glace disque externe froid condensation des glaces et des gaz particules rocheuses

15 T élevée au centre condensation autour de graines riches en métaux/roches planètes rocheuses T basse à l extérieur condensation autour de graines riches en glace planètes gazeuses

16 Formation des planètes telluriques disque interne proche du Soleil vaporisation des composés légers (H 2 O,CO 2,NH 4 ) métaux et silicates à l état solide nombreuses collisions formant in fine de petits planétésimaux qui croissent proto-planètes rocheuses à l état de roches/métaux en fusion forme sphérique (éq. hydrostatique) + différenciation interne (migration des éléments lourds vers le centre) bombardement par les planétésimaux restants Late Heavy Bombing autour de 3.8 milliards d années refroidissement de surface formation de la croûte terrestre période de dégazage intense (CH4, NH3, H20, CO2). baisse de la température de surface l eau retombe en pluie se condense dans les océans. Les chutes de comètes ont pu en apporter une part.

17 La Lune n a pas de noyau de fer. Elle s est vraisemblablement formée à la suite d un impact de la proto-terre (déjà différenciée) avec un corps de la taille de Mars. Un disque de débris du manteau de la proto-terre se forme, les débris s agglomèrent et forment la Lune. M = 1/81 M terre R = 1/3.7 R terre Stabilisation de l axe de rotation de la Terre(23.5 par rapport à l axe de la révolution autour du Soleil) Favorisation de régularité des saisons Favorable au développement du vivant

18 La luminosité importante du Soleil qui commence à émettre un rayonnement important souffle les gaz restants Reste un système étoile / disque planétaire

19 La Chondrite carbonée Allende (Mexique 1969) La composition chimique des météorites nous renseigne sur l origine et les transformations de la nébuleuse protosolaire. Les éléments radioactifs qui y sont présents permettent de dater les époques de formation et de transformation.

20 En fait le système solaire s étend bien au-delà du plan de l écliptique... Système Solaire extérieur Système Solaire intérieur Orbite de Sedna: objet trans-neptunien comme Eris et Pluton Nuage de Oort

21 En fait le système solaire s étend bien au-delà du plan de l écliptique...

22 Qu est-ce qu une planète? Nouvelle définition adoptée par l Union Astronomique Internationale en août 2006

23 Qu est-ce qu une planète? 1) Une planète est un corps céleste qui: (a) est en orbite autour du Soleil (b) a une masse suffisante pour que sa gravité l emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous forme presque sphérique (c) a éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche 2) Une planète naine est un corps céleste qui: (a) est en orbite autour du Soleil (b) a une masse suffisante pour que sa gravité l emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous forme presque sphérique (c) n a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche (d) n est pas un satellite 3) tous les autres objets en orbite autour du Soleil sont appelés petits corps du Système Solaire.

24 Mercure Les planètes telluriques Vénus Terre Mariner 10 (1996) Photo. : NASA/GSFC. Mars Vénus vue par la sonde Magellan (Image radar) Terre vue par Apollo 17 Mars vue par Hubble (HST)

25 Les planètes telluriques Caractéristiques communes * surface solide * densité de surface élevée * structuration en couches de nature, épaisseur et propriétés différentes * pas d anneaux et peu de satellites * atmosphère très fine par rapport à la masse * cratères d impact

26 Habitabilité : conditions générales Habitabilité : particularités - Vénus : atmosphère - Terre : dense cas intermédiaire : forte activité volcanique (injection température de gaz d équilibre continuelle), à laquelle l eau - Mars est : atmosphère liquide. raréfiée : forte température Propice initiale à l apparition (carbonates de la vie faible gravité, volcanisme éteint, CO 2 ) emballement de l effet de serre. forte pénétration des UV

27 Les corps telluriques du système solaire Europe Descente sur Titan photographié par le module Huygens lors de sa descente (ESA/NASA/JPL) Titan Encelade

28 Jupiter Les planètes joviennes Saturne Uranus HST HST Neptune NASA Marshall space flight center HST

29 Les planètes joviennes Caractéristiques communes * température de surface très faible (loin du soleil) * densité de surface faible * faible structuration en 2 couches : H+He et Si+Fe * nombreux anneaux et satellites * atmosphère très épaisse composée de H et He, avec H sous forme métallique dans les parties profondes

30 Ailleurs La nature planétaire d'un corps est difficile à définir. Elle est basée sur deux points essentiels : - Absence de production d'énergie nucléaire interne - Scénario de formation Une exoplanète est un corps en orbite autour d'une étoile dont la masse n'excède pas 13 masses de Jupiter environ. Première exoplanète détectée autour d'un pulsar (confirmée en 1994), et première exoplanète détectée autour d'une autre étoile (51 Pegasi) en 1995

31 Au-delà du système solaire

32 Au-delà du système solaire

33 Détection d exoplanètes Variations de vitesse radiale (HARPS / ESO) Par photométrie, en observant la diminution d éclat quand la planète passe entre nous et l étoile (CoRoT)

34 Quels sont les systèmes détectd tectés s? Exoplanètes détectées essentiellement autour d'étoiles naines (types spectraux G à M) 65 a.l.

35 Les spécificités des systèmes planétaires extrasolaires 55 cancri Majoritairement des planètes massives et gazeuses très près de l étoile Le scénario classique de formation du Système Solaire est inadapté. Migrations des orbites par interaction avec un disque résiduel???

36 Notion de zone d'habitabilité Région du système planétaire où la température et la pression de surface des exoplanètes permettent l'existence d'eau liquide.

37 Notion de zone d'habitabilité

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