Chapitre 2 : Structure et formation du système solaire

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1 Chapitre 2 : Structure et formation du système solaire - Principales figures avant le cours sur le Bureau Virtuel : SFA L1SVT 2016 Ressources : /Semestre1/UE Géosciences 1 ( - Cours complet en fin de semaine à la même adresse

2 Chap. 2: Structure et formation du système solaire Questions : - Comment s est formé le soleil et les planètes - Pourquoi il y a-t il des planètes géantes et des planètes telluriques - Comment se sont formés les astéroïdes et les comètes - Quels objets du système solaire peuvent donner une estimation de la composition primitive du système solaire Plan : 2.1. Naissance du système solaire Formation du soleil et du disque protoplanétaire Structure interne et champ magnétique du soleil actuel La formation des planètes 2.2. Structure du système solaire: Synthèse des connaissances sur la structure du système solaire (TD n 2) Les planètes telluriques et géantes 2.3. Matériel primitif Nuage d Oort et les comètes Astéroïdes et météorites Ce qu il faut connaitre

3 2.1. Naissance du système solaire Formation du soleil et du disque protoplanétaire - Rappel: de par la présence d éléments plus lourds que Fe (Z=26), comme l Uranium par exemple (Z=92), le soleil est une étoile de 2 nd génération, issue donc d un nuage contenant des éléments synthétisés par une supernovæ (explosion d une étoile massive). - L onde de choc d une supernovae dans un bras spiral de notre galaxie provoque l effondrement d un nuage à l origine du proto-soleil et du système solaire. supernovæ nuage en compression Rappel: place du soleil dans la voie lactée

4 - Le nuage s effondre, son cœur se réchauffe en se contractant ; des jets de matière sont émis aux niveaux des régions polaires : c est la phase T-Tauri de l étoile (avant la séquence principale ; voir chapitre n 1). un globule s'effodre un disque se forme dans le plan équatorial 10 5 à 10 6 ans la contraction provoque l'éjection de matière dans les régions polaires accrétion du Soleil environ ans Les deux jets bipolaires ont une vitesse d'évasion de 200 km/s activité T-Tauri 6 10 à 107 ans Fig. 2.1 : schéma simplifié de formation du Soleil Le soleil est resté au stade T-Tauri pendant 10 6 à 10 7 années (court par rapport à l'âge de l étoile de 4,5 Ga) avec une luminosité dans le domaine des rayons X Important vent solaire

5 - Important champ magnétique émis par la proto-étoile, qui chauffe brusquement le gaz du disque à plusieurs millions de degrés. Ce gaz en se refroidissant émet des rayons X. - Différenciation au sein du proto-disque des composés réfractaires (résistent aux rayons X et restent «près» du proto-soleil) et des poussières légères et volatiles (ne résistent pas aux rayons X et au vent solaire) et s éloignent en périphérie du disque. CAI : calcium-aluminium inclusion (composé réfractaire) Chondrule : goutte de matière fondue, solidifié brutalement Planétésimaux : petits corps rocheux (donneront naissance aux planètes)

6 - Résumé : le disque protoplanétaire Fig. 2.2: le disque protoplanétaire: stratification chimique et thermique (Géosciences, Robert et Bousquet, Belin)

7 2.1.2 Structure interne et champ magnétique du soleil actuel Le rayonnement du Soleil: - 40% visible - 50% infrarouge - 10% ultraviolet Fig. 2.3: Vue éclatée du Soleil Les réactions thermonucléaires de fusion de l hydrogène dans le noyau sont la source d un fort rayonnement gamma et d émission de photon et neutrino qui véhiculent à travers la zone radiative

8 Chromosphère: 5800 K - émet dans le visible Couronne: K - émet dans les rayons X

9 - Le champ magnétique du Soleil présente une structure spiralée due à sa rotation. Le Soleil ne tourne pas comme un corps solide : 26 jours à l équateur contre 30 jours à une latitude 60. Les lignes de forces se replient sur elles-mêmes et forment des boucles. Le champ magnétique est très fort dans les taches noires.

10 - La couronne solaire étant à 1 à 2 millions de degrés, l agitation thermique est telle que les particules (protons, électrons) s échappent à la gravitation du soleil. - 2 millions de tonnes par seconde de particules sont canalisées par les lignes de champ magnétique (0,1 % de la masse du Soleil depuis 5 Ga) et sont réémises en particulier vers la Terre. Aurores boréales Laponie protons + électrons Terre

11 2.1.3 La formation des planètes - le mécanisme de l accrétion : la gravité Rapidement, on a un effet boule de neige en 10 5 ans : planétésimaux moins nombreux mais plus gros avec des tailles qui varient du kilomètre à des centaines de kilomètres. F g = G mm/r 2 G: constante universelle de gravitation N m 2 kg -2 Fig. 2.4 : Simulation numérique de la croissance des planètes (Géosciences, Robert et Bousquet, Belin) Le disque protoplanétaire est le siège d une accélération du processus d accrétion par regroupement de planétésimaux

12 - Un exemple actuel de planétésimaux, dans le système solaire interne, n ayant pas évolué : la ceinture d astéroide (entre les orbites de Mars et Jupiter) La sonde NEAR se pose sur EROS un astéroïde de type S: km 16 février 2001 Plusieurs types d astéroides : S-types, silicate rich, rocky, near Mars (75%) C-types, carbon rich, lower density, further out (15%) M-types, metal rich, various distances (10%)

13 - À la fin de l accrétion, les planétésimaux ont formé des planètes de taille comprise entre des centaines et des milliers de km de diametre. - Les planètes formées à partir des planétésimaux condensés près du soleil sont rocheuses alors que celle formées loin de lui sont riches en gaz et en glaces.

14 - D autres planétésimaux formés de glace, et résidant bien au dela de l orbite de Pluton sont situés dans la ceinture de Kuiper, au confin du système solaire où resident, la majorité de leur temps, la plupart des comètes du système solaire (celles à faible période ; P < 20 ans).

15 - Résumé des étapes de la naissance du système solaire : Dans le soleil: Allumage de la réaction nucléaire H He en 10 6 /10 7 ans Séquence principale (depuis 4,5 Ga)

16 2.2. Structure du système solaire: Synthèse des connaissances sur la structure du système solaire (TD n 2) - Le système solaire comprend le soleil, 8 ou 9 planètes (suivant le statut donné à Pluton), 73 satellites, des myriades d astéroides et de comètes. - Les planètes tournent autour du Soleil sur des orbites elliptiques qui sont presque des cercles. - Ces orbites sont pratiquement toutes situées dans un même plan (plan de l écliptique), perpendiculaire à l axe de rotation du soleil. Fig. 2.5 : A) Schéma des orbites des planètes (les échelles des distances et des objets non respectées). B et C) Dimensions relatives des planètes (Elément de géologie; Renard et al., Dunod)

17 2.2.1 Synthèse des connaissances sur la structure du système solaire - La période de revolution (revolution sidérale) des planètes autour du soleil depend de leur distance au soleil, les plus éloignées tournant les plus lentement. - La rotation des planètes sur ellesmêmes s effectue suivant un axe sub-perpendiculaire au plan de l écliptique (sauf Uranus) et la rotation se fait dans le même sens que la revolution (sauf Vénus et Uranus). - La distance entre les planètes suit en general la loi de Bode (sauf La Terre et Mars) : chaque planète est deux fois plus éloignée du Soleil que sa voisine intérieure (cas particulier de la ceinture d astéroide entre Mars et Jupiter). Fig. 2.6 : Caractéristiques des planètes du système solaire (Elément de géologie; Renard et al., Dunod)

18 2.2.1 Synthèse des connaissances sur la structure du système solaire - Les trois lois de Kepler: 1- l orbite d une planète ou comète autour du soleil est une ellipse dont le centre de masse du soleil est l un des foyers. 2- Une ligne joignant la planète ou comète au soleil couvre des surfaces égales pour des intervalles de temps égaux. La planète ou comète va donc plus vite dans la portion d ellipse proche du soleil (périhélie). a b 3- le carré de la période de révolution des planètes est proportionnel au cube du demi-grand axe de leurs orbites.

19 2.2.1 Synthèse des connaissances sur la structure du système solaire - La frontière du système solaire ne se situe pas à l orbite de Pluton: aux confins du système solaire existe un nuage de comètes (le nuage d Oort) où plus de 100 milliards de comètes (morceaux de roches et glaces) circuleraient dans une region sphérique, d environ U.A., centrée sur le Soleil. - Soumises à une très faible attraction solaire, ells mettraient des milliers d années à parcourir d immenses orbites. Une perturbation du champ de gravitation, en arrache et les précipite en direction du soleil (ex : comète de Halley). Nuage d Oort: ~10 12 comets de 1 km de large rayon >10 4 AU approximativement sphérique source de comètes à grande période (P > 200 ans) source de comètes à période moyenne (200 ans > P > 20 ans) ex: Halley Kuiper belt ~10 9 comètes rayon > 35 AU disque aplati Comètes dites de type Jupiter (P < 20 ans) avec une orbite peu inclinée par rapport à l écliptique, et pourraient être pertubées par Neptune et/ou Uranus (ex: Tempel2). LA CEINTURE DE KUIPER

20 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes telluriques Mercure : Grâce à Mariner 10 (1974) : Structure interne semblable à celle de la Terre (noyau de Fe et manteau de silicate, mais proportion importante du noyau). Surface externe : ressemble à la Lune (très cratérisée) Planète morte : plus d activité volcanique Pas d atmosphère : pas d érosion, fort écart de temperature (-180 C la nuit ; +450 C le jour) Présence d un champ magnétique, mais très faible (10 4 moins fort que celui de la Terre)

21 Vénus : Les planètes telluriques et géantes Les planètes telluriques Reconstitution 3D de la surface de Venus Similitudes par rapport à la Terre : légèrement plus petite (R=6 043 km) et un peu moins dense (r=5,24 g/cm 3 ou d=5,24). Particularités : Atmosphère très dense (97% de CO 2 et 3% d azote + des composés soufrés, de d eau et des traces d oxygène) Pression 95 fois supérieure à celle de la Terre. Implique un fort effet de serre, des nuages et donc une température au sol très élévée. Cette atmosphere provient du dégazage volcanique. Grâce à la mission Magellan : surface assez plate, mais qq montagnes (jusqu à m). Granite et basalte possibles. Volcanisme essentiellement de point chaud (pas de tectonique des plaques). Volcan Petal à la surface de Venus

22 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes telluriques La Terre : Détails des caractéristiques dans le chapitre 3 : formes et visages de la Terre Quelques grandes caractéristiques : Situation dans le cortège des planètes du système solaire moyenne tant du point de vue de : - La position (3ème) - Le volume (5 ème) - La masse (5 ème) - La densité (5,5) : la plus grande des planètes telluriques Fenètre d habitabilité : Si la Terre était à 0,95 U.A. (et non à 1 U.A.), tous les oceans auraient disparus. Or le thermostat climatique est en grande partie contrôlé par le cycle de l eau (évaporation, condensation, formation de nuages). Si elle était à 1,37 U.A., le CO 2 commencerait à geler dans la haute atmosphere.

23 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes telluriques Mars : Données par les orbiteurs Mars Global Surveyor et Mars express et les différentes sondes/astromobiles. Atmosphère martienne : 95% de CO 2, 3% de N 2, 1,5% d Ar, traces d oxygène, vapeur d eau et H 2. Pression atmosphérique très basse (1/160 ème de la pression terrestre) : autour de 7 mbar à la surface: ce qui explique l absence d eau liquide (température : 30 C). Champ magnétique très faible (1/800 ème du champ terrestre). Dynamo planétaire, liée au mouvement d un noyau liquide, semble éteinte (le noyau serait entièrement solidifié). Fig. 2.7 : Diagramme de phase de l eau en fonction de la température et de la pression et conditions représentatives de la surface des principales planètes (Elément de géologie; Renard et al., Dunod)

24 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes telluriques Mars : La géologie de Mars : Importante dissymétrie topographique entre l hémisphère Sud (surface élevée) et l hémisphère Nord (surface sous-élevée) (cause assez peu connue: processus interne mantellique ou astéroide?) Hémisphère Sud : plateaux très cratérisés, (donc assez anciens; typiquement > 3,5 Ga), croute épaisse. Hémisphère Nord : peu de cratères (donc terrains plus jeunes), croute peu épaisse. Fig. 2.8 : Carte topographique de Mars. (Elément de géologie; Renard et al., Dunod)

25 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes telluriques Mars : La géologie de Mars : Volcans boucliers Rift: Valles Marineris Vision simplificatrice des deux hémisphères car : Vallée Marineris dans l hémisphère Sud, et de nombreuses montagnes dans l hémisphère Nord (dont l Olympus Mons avec ces 26 km de hauteur). Plus de volcanisme actif, mais volcanisme passé (basalte, andésite) de point chaud (pas de tectonique des plaques) Présence de minéraux hydratés (sulfates et/ou argiles) et probablement d H 2 O liquide (indice morphologique : chenaux) dans le premier Ga de la planète. 1 seule plaque tectonique Diamètre: 500 km L énorme Olympus Mons Hauteur: 26 km

26 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes telluriques Mars : Une vie sur Mars? : Présence actuelle de minéraux hydratés (sulfates et/ou argiles), et probablement d H 2 O liquide (indice morphologique: chenaux) dans le premier Ga de la planète. Entre 4,5 et 4 Ga, l atmosphère Martienne devait être assez proche de celle de la Terre. Mais perte pratiquement complète entre -3 et -2,5 Ga, notamment à cause de : Gravité pas suffisamment importante pour éviter l échappement des gaz Chaleur interne trop faible (car petite taille) pour permettre un dégazage complet et donc une teneur en eau suffisante dans l atmosphère L éloignement du soleil a renforcé le refroidissement, qui a bloqué en plus une éventuelle tectonique des plaques par arrêt de la convention mantellique et la dynamomartienne. Donc pas de champ magnétique Donc la dissociation des molécules de type CO 2 et H 2 O par les UV n a pas pu être empêchée. Fig. 2.9: Résumé simplifié de l histoire comparé de Mars et la Terre. (Elément de géologie; Renard et al., Dunod)

27 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes telluriques Synthèse des planètes telluriques : mass (10 24 kg) densité kg dm -3 MERCURE Terre 6378 km VENUS Vénus 6050 km Lune 1738 km TERRE LUNE Mars 3398 km MARS Mercure 2439 km JUPITER atmosphère silicate metal

28 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes géantes (de gaz et de glaces) Jupiter : Masse égale à 318 masses terrestres ; sert de bouclier aux planètes telluriques en captant la majorité des comètes. Par les sondes Voyager : Très froide à la périphérie de son atmosphère (-150 C) Température de surface maintenue en ébullition (1600 C) Volcanisme intense avec une température interne pouvant atteindre C, mais insuffisante pour provoquer des réactions nucléaires = étoile avortée? atmosphère gazeuse hydrogène moléculaire liquide hydrogène métallique liquide noyau rocheux Période de rotation très rapide : 10 jours. Rotation différentielle en fonction de la latitude Vents et tornades violents (ex : ouragan, persistant depuis 400 ans, de rayon égal à 2/3 fois le rayon terrestre).

29 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes géantes (de gaz et de glaces) Jupiter : Des anneaux + 39 satellites dont les 4 plus importants (déjà observés par Galilée en 1610) : Io (volcanisme actif, composition proche de la Terre concernant le noyau et le manteau) Europa (monde glacé) Io le monde volcanique Europa : monde glacé Ganymède Callisto (très cratérisé) Callisto : très cratérisé Ganymède : surface d érosion?

30 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes géantes (de gaz et de glaces) Saturne : Connaissances essentiellement acquises par les données de la mission Cassini-Huygens : Emission quasi-continue de jets de poussières chargés électriquement, canalisés par un fort champ magnétique. Composition des anneaux non homogènes, notamment en eau. Plus de 20 satellites détectés dont Titan (astre tellurique ; similitude avec Io). Les anneaux sont composés de poussières et de blocs de glace et de roches Radio IR UV atmosphère gazeuse hydrogène moléculaire liquide hydrogène métallique liquide eau, méthane, ammoniaque liquides noyau rocheux Vis

31 2.2.2 Les planètes telluriques et géantes Les planètes géantes (de gaz et de glaces) Uranus et Neptune (mission Voyager 1989) : Structure commune: noyau solide probablement constitué de silicate et fer manteau constitué de glace d eau mélangé à du méthane et de l ammoniac couche superficielle d hydrogène et hélium liquide Pluton: déclassé de planète en objet de la ceinture de Kuiper, (comme Charon) Nombreuses lunes (17 satellites pour Uranus et 8 pour Neptune dont Triton) et des anneaux. Neptune Uranus

32 2.3. Matériel primitif Les comètes du système solaire Rappel : La frontière du système solaire ne se situe pas à l orbite de Pluton: aux confins du système solaire existe le nuage d Oort où plus de 100 milliards de comètes (morceaux de roches et glaces) circuleraient dans une region sphérique, d environ UA, centrée sur le Soleil. Localisation des comètes : Nuage d Oort avec des comètes de très grande période, typiquement P>200 ans et des comètes à période modérée, typiquement 20 <P <200 ans, comme la comète de Halley Orbites assez inclinées par rapport à l écliptique. Uranus Ceinture de Kuiper (35 UA du soleil) : comète à courte période (<20 ans) comme Tempel2 Orbite peu inclinée par rapport au plan de l écliptique, faible excentricité Pourraient être perturbées par Uranus et/ou Neptune.

33 2.3. Matériel primitif Les comètes du système solaire -Le rapport D/H des comètes est 10 fois plus élevé que la composition proto-solaire, ce qui suggère aussi une origine interstellaire pour la glace d eau cométaire Structure et composition d une comète : le noyau contient : - de la glace (eau, methane, CO, ammoniac) opposée au soleil - des poussières, composées de verre et de silicates amorphes ou cristallisés (olivine magnésienne ou pyroxene par exemple) BeaucoupNeptune de molecules identifiées : - H 2 O - C 2 H 6 - HCN - CO 2 - CH 3 OH - H 2 CO - C 2 H 2 - CH 4 Uranus

34 2.3. Matériel primitif Astéroïdes et météorites - Les astéroïdes sont des corps rocheux de composition variable suivant qu ils sont des débris de planétésimaux différenciés ou non. RAPPEL S-types, riche en silicate, rocheux, proche de Mars C-types, riche en carbone, faible densité, extrémité extérieure de la ceinture M-types, riche en métaux, différentes distances Uranus

35 2.3. Matériel primitif Astéroïdes et météorites - Les météorites sont dans la majorité des cas des astéroides dont l orbite a été modifié suite à une collision. Classification des météorites : - Les pierreuses (93%) majoritairement constitués de silicates - Les métalliques (ou «de fer») (6%) qui sont composé de Fe et Ni. - Les «Fers-pierreux», appelés aussi sidérolites/sidérites (1%), où silicates et métaux sont associés à part égale. Dans les «fer-pierreux», on trouve les pallasites : olivine dans une matrice de fer Uranus Dans les «de type fer»: structure WIDMANSTATTEN (cristaux Fe-Ni centimétriques)

36 Parmi les pierreuses : 2.3. Matériel primitif Astéroïdes et météorites - Chondrites (85% des chutes) : présence de sphérules silicatées qui ont subies une fusion et un refroidissement brutal (trempe) : ce qu on appelle un chondre. Composition chimique très proche de la Terre avant sa différenciation (i.e., séparation noyau/manteau/lithosphère) = composition de la nébuleuse protosolaire à une distance de 1 UA du soleil. Age voisin de 4,5 Ga (correspond à l'âge de la Terre). On dit que ce sont des corps primitifs. Chondrules : Ex: Olivine, pyroxenes Uranus Inclusions réfractaires : Ex: spinelle (Si, Mg, Al) Matrice : carbone, phyllosilicates, microdiamants BASALTE DE VESTA - Achondrite (8% des chutes) : pas de chondre et ont des compositions variées. Certaines ont des compositions très proches des basaltes terrestres. Ce sont des météorites différenciées. L ASTEROIDE VESTA

37 2.3. Matériel primitif Astéroïdes et météorites Pourquoi des chondrites et des achondrites (?) : - Les météorites proviendraient de la fragmentation de corps célestes volumineux. - Les chondrites seraient issues de la fragmentation de corps ayant la composition moyenne de la Terre, mais suffisamment petites pour qu un noyau métallique n ait pas pu se différencier. - Les achondrites résulteraient de la fragmentation de corps célestes différenciés de type «Terre», avec les sidérites qui représenteraient des fragments de noyau. Fig : Formation des météorites par fragmentation. (A) astéroïde non différencié engendrant des chondrites. (B) astéroïde différencié engendrant des achondrites basaltiques (manteau), des sidérites (noyau) et sidérolites (transition noyau/manteau). La Terre, une planète singulière. R. Trompette. Ed. Belin.

38 2.3. Matériel primitif Astéroïdes et météorites - Comment peut-on évaluer le caractère primitif d un objet (comme une météorite) : Fig : Comparaison de la composition chimique, par rapport à celle du soleil, d un objet primitif tels que les chondrites et d un objet différencié telles que la croute terrestre. (Elément de géologie; Renard et al., Dunod) - Dans le cas de la Terre, la ségrégation chimique entre noyau, manteau et croute au cours de la différenciation a introduit des différences importantes dans la concentration relative de ces éléments dans ces compartiments.

39 2.3. Matériel primitif Astéroïdes et météorites COURONNE Abondance relative SOLAIRE dans la ET CHONDRITES CI couronne solaire (Si = 10 6 ) Pr La Th Tm Rb Sr Sc Ge Y B Ce Pb Ba Be Cu Li Co Mn Zn Ti K P Cr Na Ni Fe Al Ca S Mg O La correspondance quasi-parfaite de la composition de la couronne externe du Soleil et des chondrites CI (chondrite carbonée) confirme la composition chimique de la nébuleuse pré-solaire. Abondance relative dans les chondrites CI (Si = 10 6 )

40 Fig : Résumé schématique de la formation du système solaire. (Elément de géologie; Renard et al., Dunod) On constate qu il s agit d un phénomène rapide par rapport à l histoire de l Univers (200 Ma max).

41 CE QU IL FAUT RETENIR/SAVOIR : questions typiques : - Savoir placer sur un schéma du disque proto-planétaire, la position des éléments réfractaires et des volatils. - Dessiner un schéma simplifié de la structure du système solaire. - Expliquer pourquoi il existe des planètes rocheuses et d autres composées de glace (et de gaz). - Connaître les définitions, pour une planète, de : (a) plan de l écliptique, (b) période de révolution, densité (donner la valeur moyenne de la Terre, par rapport à celle des planètes géantes). - Savoir ce qu est le nuage d Oort et la ceinture de Kuiper. - Savoir ce qu est une comète et sa composition chimique qualitative. - Comment savoir si une météorite est un matériau représentatif de la nébuleuse solaire?

42 La planète Terre s est formée PROCHAIN COURS: Chapitre 3 : Initiation aux minéraux et roches de la Terre