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Croisière interplanétaire

Croisière interplanétaire . • La Terre et la Lune • Les planètes telluriques • Les planètes joviennes… • … et leurs satellites • Les petits corps . La Terre et la Lune . Un couple inédit R Lune = 0.27 R Terre M Lune = 1/81 M Terre

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Croisière interplanétaire

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Presentation Transcript

  1. Croisière interplanétaire • La Terre et la Lune • Les planètes telluriques • Les planètes joviennes… •… et leurs satellites • Les petits corps

  2. La Terre et la Lune Un couple inédit RLune = 0.27 RTerre MLune = 1/81 MTerre Cas unique dans le système solaire RTitan = 0.043 RSaturne MTitan = 1/4400 MSaturne RTriton = 0.056 RNeptune MTriton = 1/4700 MNeptune Le couple Terre – Lune vu par Galileo

  3. A B C Lune Terre attraction gravifique force centrifuge La Terre et la Lune - 2 Les marées Attraction gravifique de la Lune FA > FC > FB→renflements côtés vers la Lune et opposé (idem pour Soleil avec une force 46% moindre) • marées océaniques (jusque 15 m) et marées terrestres (30 cm)

  4. A C B Lune rotation de la terre Terre La Terre et la Lune - 3 Effets des marées sur le système Terre – Lune (1) La rotation de la Terre entraîne les renflements de marée L’attraction de la Lune sur ces renflements freine la rotation de la Terre Inversement, le mouvement orbital de la Lune est accéléré

  5. La Terre et la Lune - 4 Effets des marées sur le système Terre – Lune (2) Marées lunaires causées par l’attraction de la Terre (plus fortes) → ralentissement de la rotation lunaire, jusqu’à synchronisation avec le mouvement orbital → toujours la même face vers la Terre La face visible et la face cachée de la lune

  6. La Terre et la Lune - 5 Effets des marées sur le système Terre – Lune (3) Actuellement : • le jour s’allonge de 1 minute tous les 4 millions d’années • la Lune s’éloigne de la Terre de 3.7 cm par an Il y a 400 millions d’années, le jour durait 20 h Quand la rotation de la Terre sera synchrone (dans quelques dizaines de milliards d’années) elle tournera sur elle-même en 47 jours actuels

  7. La Terre et la Lune - 6 Particularités du système Terre – Lune La Terre est la seule planète tellurique à posséder un véritable satellite De tous les satellites du système solaire, la lune se distingue : • par son orbite qui ne coïncide pas avec le plan équatorial de la planète • par sa grande taille relativement à sa planète De plus, la Lune était beaucoup plus proche de la Terre dans le passé → suggère un scénario de formation différent des autres satellites Neptune Terre Triton Lune

  8. La Terre et la Lune - 7 Scénario de formation du système Terre – Lune 100 millions d’années après sa formation, la proto-terre serait entrée en collision avec une autre proto-planète, de la taille de Mars → anneau de débris autour de la proto-terre → les débris s’agglutinent → formation d’une grosse lune proche de la planète Puis, progressivement, les deux astres s’éloignent

  9. La Terre et la Lune - 8 Structure interne de la Terre (1) Densité moyenne ≈ 5.5 (5500 kg/m3) – Densité croûte terrestre ≈ 3 → ne peut être constituée des mêmes roches dans tout son volume Tremblements de terre → ondes sismiques Propagation : dépend du milieu traversé → permettent de modéliser l’intérieur de la Terre

  10. La Terre et la Lune - 9 Structure interne de la Terre (2) Croûte continentale (granite) – océanique (basalte) Manteau (olivine = silicate lourd) • rigide dans la partie supérieure • visqueux en dessous Noyau métallique (fer, nickel,…) • externe (liquide, T≈ 3800 – 4200 K) • interne (solide, T≈ 4200 – 4300 K)

  11. La Terre et la Lune – 10 Tectonique Convection dans le manteau → déplacements de la croûte → dérive des continents → volcanisme

  12. La Terre et la Lune - 11 La datation des roches Temps écoulé depuis la solidification d’une roche : mesuré par horloges radioactives Demi-vie : T½ = temps pour que la moitié des noyaux se désintègrent La proportion de noyaux enfants / parents augmente avec le temps ParentEnfantT½ (109 ans) 40K 40Ar 1.3 238U 206Pb 4.5 232Th 208Pb 14.0 87Rb 87Sr 48.8

  13. La Terre et la Lune - 12 L’âge de la Terre Âge des plus vieilles • roches terrestres : 4.0 milliards d’années • roches lunaires : 4.4 • météorites : 4.6 On pense que tout le système solaire s’est formé en même temps → âge de la terre = âge des météorites Roches terrestres : paraissent plus jeunes car ont dû passer par des stades de fusion dans les premières centaines de millions d’années

  14. La Terre et la Lune - 13 Le magnétisme terrestre Pôle Nord Magnétique (PNM) à 20° du Pôle Nord Géographique Se déplace continuellement, en moyenne 40 m par jour Étude des roches de différents âges → déplacement du PNM au cours des temps géologiques (inversions de polarité) Cause du magnétisme : Rotation du noyau métallique externe (partiellement ionisé) plus rapide que la croûte → « effet dynamo »

  15. vent solaire La Terre et la Lune - 14 La magnétosphère Le champ magnétique terrestre s’étend dans l’espace « Bouclier » qui dévie les particules chargées du vent solaire → essentiel à la vie sur Terre Capture de particules chargées → ceintures de Van Hallen Trop-plein de particules → pénètrent dans l’atmosphère près des pôles magnétiques → aurores polaires

  16. e– E hν La Terre et la Lune - 15 Les aurores polaires (1) Collision des particules chargées avec atomes de la haute atmosphère → excitation des atomes L’e– excité retombe vers le niveau fondamental en émettant un photon

  17. La Terre et la Lune - 16 Les aurores polaires (2) Couleur verte : oxygène atomique (577.7 nm) (altitude ~100 km) Couleur rouge-violet : molécules d’azote N2

  18. La Terre et la Lune - 17 L’atmosphère de la Terre (1) 75 % de sa masse dans une couche de 10 km Composition : N2 78 % O2 21 % Ar 0.9 % CO2 0.04 % H2O 0 – 4 %

  19. La Terre et la Lune - 18 L’atmosphère de la Terre (2) Comparée à celles de Vénus (96% de CO2) et de Mars (95% de CO2) l’atmosphère de la Terre a une composition très particulière Cette particularité est liée à la présence : • des océans (dissolvent le CO2) • de la vie : la photosynthèse des plantes convertit le CO2 en O2 → lien étroit entre vie et composition de l’atmosphère

  20. b a f La Terre et la Lune - 19 L’orbite de la Terre Période sidérale : 365.26 jours Angle équateur – orbite : 23.5° Rayon moyen orbite : 149.6 ×106 km = 1 unité astronomique (UA) Excentricité orbitale : e = 0.0167 Excentricité :

  21. La Terre et la Lune - 20 L’orbite de la Lune Rayon moyen orbite : 384 000 km Angle équateur – orbite : 2.6° Période sidérale : 27.3 jours Angle orbite – écliptique : 5.1° Période synodique : 29.5 jours (٪soleil → phases → mois) Excentricité orbitale : e = 0.0549 Orbite elliptique + angle équateur – orbite → oscillation apparente (libration) → 59% de la surface est visible

  22. La Terre et la Lune - 21 Caractéristiques de la Lune • Pas d’atmosphère → pas d’érosion • Impacts météoritiques → cratères • « Mers » et « hautes terres » • Complètement refroidie → plus d’activité tectonique • Albédo moyen : 7 %

  23. Les planètes telluriques PlanèteM R g D eTanTjour Mercure 0.056 0.38 0.38 0.39 0.21 88j 59j Vénus 0.82 0.95 0.90 0.72 0.007 225j –243j Terre 1.00 1.00 1.00 1.00 0.017 365j 23h56 Mars 0.11 0.53 0.38 1.52 0.093 687j 23h37 M = masse R = rayon g = accélération de la pesanteur (surface) D = distance moyenne au Soleil (tous par rapport à la Terre) e = excentricité de l’orbite Tan = période de révolution Tjour = période de rotation (jour sidéral)

  24. Les planètes telluriques - 2 Mercure Pas d’atmosphère (sauf H et He capturés du vent solaire, P~ 10–12 bar) Excentricité orbite : e = 0.206 Rotation : 59 j = 2/3 de l’année → résonance gravitationnelle 1 tour ½ sur elle-même entre 2 passages au périhélie → toujours un renflement de marée tourné vers le soleil au périhélie → faces alternativement chaude et froide Mercure photographié par Mariner 10

  25. Les planètes telluriques - 3 Vénus (1) Atmosphère épaisse, P~ 90 bar, densité ρ~ 0.1, Tsurface~ 480°C CO2 (96%) – N2 (3.5%) H2O – SO2 – H2SO4 (traces) Effet de serre augmente T de 500 K SO2 → volcans en activité Rotation rétrograde → collision avec autre planète ? (mais, alors, pourquoi e ≈ 0 ?) → résonance avec la Terre (5 tours de Vénus entre chaque alignement) Vénus en lumière visible (Galileo)

  26. Les planètes telluriques - 4 Vénus (2) Atmosphère opaque → reconstitution du relief de surface par des mesures radar à partir de sondes en orbite autour de Vénus (Magellan, 1990) Reconstitution de la surface de Vénus par mesures radar (Magellan)

  27. Les planètes telluriques - 5 Mars Atmosphère ténue, P~ 0.008 bar, Tsurface~ –140 (nuit) à +20°C (jour) CO2 (95%) – N2 (3%) – Ar (2%) H2O – O2 (traces) g trop faible pour retenir efficacement l’atmosphère Axe polaire incliné de 25° → saisons Calottes polaires : H2O + CO2 Météo : tempêtes de sable Mars vu depuis la Terre (HST)

  28. Les planètes telluriques - 6 Les martiens 1877 : Schiaparelli aperçoit des traces rectilignes sur Mars 1894 : Lowell construit un observatoire et observe les mêmes traces Canaux construits par les Martiens pour irriguer les terres arides avec l’eau des calottes glaciaires ! 1970 : sondes Mariner → les canaux n’existent pas Les « canaux » de Mars et une photo récente

  29. … à meilleure résolution Les planètes telluriques - 7 Autres fantasmes martiens 1976 (Viking 1) : structure ressemblant à une tête humaine 2001 (Mars Global Surveyor) : qu’est-elle devenue ?… Le « visage » sur Mars…

  30. Mars ou le Sud marocain ? Les planètes telluriques - 8 Paysages de Mars Depuis 2002, les robots (rovers) « Spirit » et  « Opportunity » se promènent sur Mars → moisson de photos Mars = désert aride, agité de temps en temps par tempêtes de sable Paysage martien

  31. Les planètes telluriques - 9 De l’eau sur Mars ? Pas d’eau liquide à la surface dans les conditions actuelles Nombreuses rigoles d’écoulement : d~ qq m, l~ qq 10 m, L ~ qq km (bcp trop fines pour canaux de Schiaparelli) + Restes de réseaux hydrographiques → de l’eau a dû couler sur Mars dans le passé, quand son atmosphère était plus dense Rigoles d’écoulement observées par MGS

  32. Les planètes telluriques - 10 La vie sur Mars (1) 1976 : 2 sondes Viking se posent sur Mars à des latitudes moyennes (température de –170 à +qq °C) Échantillons de sol → 4 expériences pour détecter des traces de vie • pas de molécules organiques (< 1/109) • recherche de modifications chimiques dues à activité vivante (échantillons de sol placés dans des milieux nutritifs) : légers changements observés mais pas dus à des formes de vie selon les spécialistes Mission Viking

  33. Les planètes telluriques - 11 La vie sur Mars (2) 1996 : analyse d’un météorite trouvé dans l’Antarctique en 1984 • fragment de la croûte de Mars éjecté par un gros impact météoritique il y a ~15 millions d’années tombé sur terre il y a ~15000 ans • certains scientifiques prétendent que des structures microscopiques dans le météorite seraient des vestiges d’une forme de vie primitive • elle aurait pu se développer il y a 3.5 milliards d’années, sous une atmosphère plus dense et en présence d’eau → vie sur Mars : sujet controversé Le météorite ALH84001

  34. Les planètes telluriques - 12 Les satellites de Mars Phobos et Deimos (fils d’Arès) : 2 astéroïdes capturés (27 et 13 km) TPhobos < Trot(Mars) → effets de marée inverses au système Terre – Lune → Rorbite diminue → Phobos s’écrasera sur Mars (dans ~108 ans) Phobos (MGS) Deimos (Viking)

  35. Les planètes joviennes PlanèteM R g D eTanTjour Jupiter 318 11.2 2.5 5.2 0.048 11.9a 9h55 Saturne 95 9.3 1.1 9.5 0.056 29.5a 10h39 Uranus 15 4.0 0.9 19.2 0.046 84.0a 17h Neptune 17 3.9 1.1 30.1 0.010 164.8a 16h M = masse R = rayon g = accélération de la pesanteur (surface) D = distance moyenne au Soleil (tous par rapport à la Terre) e = excentricité de l’orbite Tan = période de révolution Tjour = période de rotation interne

  36. Les planètes joviennes - 2 Caractéristiques générales • Constituées d’un fluide dont la densité croît vers l’intérieur (transition graduelle gaz → liquide) • Probablement petit noyau de roches et métaux • Rotation différentielle de l’atmosphère (véquateur > vpôle) • Champ magnétique intense → permet de mesurer la rotation interne

  37. Les planètes joviennes - 3 Jupiter Couches supérieures :H2 (78%) + He (20%) + CH4 + nuages de NH3, NH4SH, H2O Couleur des nuages : particules solides (soufre, dérivés de méthane) Grande tache rouge : immense tempête (2 × Terre) découverte par Robert Hooke (1664) = zone de haute pression Jupiter émet plus d’énergie qu’elle n’en reçoit du Soleil (contraction gravifique) Jupiter (Cassini)

  38. Les planètes joviennes - 4 Plongée au cœur de Jupiter Augmentation continuelle de la pression et de la température • H2 et He gazeux + nuages • (2) transition graduelle vers H2 liquide + He (~0.75 RJ) • (3) dissociation de H2 puis ionisation de H → hydrogène métallique→ champ magnétique intense (17000 × champ terrestre) • (4) noyau de H2O, NH4, roches, métaux (1% en masse) Région de la Grande Tache Rouge

  39. … et leurs satellites - 5 Les satellites de Jupiter 16 satellites dont 12 astéroïdes capturés 4 plus gros : découverts par Galilée en 1610 SatelliteM(ML) R(RL) T(j) g(ms-2) Io 1.2 1.05 1.8 1.8 Europe 0.7 0.9 3.6 1.4 Ganymède 2.0 1.5 7.2 1.5 Callisto 1.5 1.4 16.7 1.2 Tous en rotation synchrone (effets de marée) T°~ –150 °C Les 4 satellites galiléens

  40. … et leurs satellites - 6 Io (1) D = 420000 km de Jupiter Volcanisme le plus actif du système solaire Éruptions de S et SO2 et non H2O et CO2 comme sur Terre (probablement épuisés) Volcanisme causé par effets de marée (perturbation des autres satellites → oscillations autour de la position d’équilibre → frictions → chaleur) Io (Galileo)

  41. … et leurs satellites - 7 Io (2) Surface constamment renouvelée par dépôts volcaniques Gaz éjecté à v > 1 km/s, une partie s’échappe et forme un anneau autour de Jupiter Io en avril et septembre 1997 Éruption volcanique sur Io

  42. … et leurs satellites - 8 Europe (1) D = 670000 km de Jupiter Surface très lisse (relief < 1 km) formée de glaces (surtout H2O, avec NH3, CO2) Modèle : • Noyau métallique • Manteau de roches • Océan d’eau ou boue (vie ?) • Croûte de glace (épaisseur ~100 km) Europe (Galileo)

  43. … et leurs satellites - 9 Europe (2) Peu de cratères → la surface se régénère rapidement → croûte ni trop épaisse, ni trop rigide Couverte de fissures de 10 à 80 km de large, jusque 1000 km de long Impact sur Europe Surface d’Europe

  44. … et leurs satellites - 10 Ganymède (1) D = 1070000 km de Jupiter Le plus gros satellite du système solaire Densité : ρ~ 0.5 ρLune → ± 50% de glaces → prototype des objets ganymédiens (comme tous les satellites des planètes géantes sauf Io et Europe) Ganymède (Galileo)

  45. … et leurs satellites - 11 Ganymède (2) Surface couverte en partie de sillons de quelques centaines de mètres de profondeur Explication admise : Ganymède toujours en train de se refroidir → changement de phase : eau → glace → augmentation de volume → fissures qui se comblent par de la nouvelle glace Surface de Ganymède

  46. … et leurs satellites - 12 Callisto D = 1840000 km de Jupiter « Petit frère » de Ganymède Pas de grandes failles → croûte plus épaisse Cratères → version « glacée » de notre Lune Callisto (Galileo)

  47. Les planètes joviennes - 13 Saturne Composition chimique semblable à Jupiter (1) densité ρ < 1 (2) rotation rapide → aplatissement ~10 % Émission d’énergie plus efficace que Jupiter : température plus basse → gouttelettes d’hélium qui tombent en pluie vers le noyau → énergie de changement de phase + gravifique Saturne (Voyager 2)

  48. Les planètes joviennes - 14 Les saisons de Saturne Contrairement à Jupiter, l’équateur de Saturne est nettement incliné par rapport à l’orbite (27°) → saisons → anneaux vus sous différents angles au fil des années → aperçus par Galilée mais plus par Huygens, qui trouva l’explication correcte Saturne (HST)

  49. Les planètes joviennes - 15 Les anneaux de Saturne Anneaux présents autour de toutes les planètes joviennes, mais de loin les plus massifs et brillants autour de Saturne Constitués de blocs de roches et glaces de tailles variées (d’un grain de poussière à quelques mètres) Épaisseur estimée ~ 10 m Distance de 70000 à 140000 km du centre de Saturne Albédo élevé (~ 0.6) Masse totale ~ 1020 kg Anneaux de Saturne (Cassini)

  50. A C R d MP RP Les planètes joviennes - 16 La limite de Roche (1) dmin pour un satellite dont la cohésion est assurée par sa propre gravité Force de marée : (sur un élément de masse) Force gravifique (cohésion) :

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