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Chapitre 2 : Structure et formation du système solaire

- Principales figures avant le cours sur le Bureau Virtuel : SFA L1SVT 2016 Ressources : 2016-2017/Semestre1/UE Géosciences 1(https://bv.univ-poitiers.fr)

- Cours complet en fin de semaine à la même adresse

Chap. 2: Structure et formation du système solaireQuestions : - 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

2.1.1 Formation du soleil et du disque protoplanétaire2.1.2 Structure interne et champ magnétique du soleil actuel2.1.3 La formation des planètes

2.2. Structure du système solaire: 2.2.1 Synthèse des connaissances sur la structure du système solaire (TD n°2)2.2.2 Les planètes telluriques et géantes

2.3. Matériel primitif2.3.1 Nuage d’Oort et les comètes2.3.2 Astéroïdes et météorites

Ce qu’il faut connaitre

2.1. Naissance du système solaire2.1.1 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 2nd génération, issue donc d’un nuage contenant des éléments synthétisés parune supernovæ (explosion d’une étoile massive).

- L’onde de choc d’une supernovae dans un bras spiral de notre galaxie provoque l’effondrement d’unnuage à l’origine du proto-soleil et du système solaire.

Rappel: place du soleil dans la voie lactée

supernovæ

nuage en compression

- 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).

Les deux jets bipolaires ont

une vitesse d'évasion de 200 km/s

la contraction provoque

l'éjection de matière dans

les régions polaires

un globule s'effodre

un disque se forme

dans le plan équatorial

10 à 10 ans5 6accrétion du Soleilenviron 50 000 ans 10 à 10 ans

6 7activité T-Tauri

Le soleil est resté au stade T-Tauri pendant 106 à 107 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 solaireFig. 2.1 : schéma simplifié de formation du Soleil

- 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)

- Résumé : le disque protoplanétaire

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

2.1.2 Structure interne et champ magnétique du soleil actuelLe rayonnement du Soleil:

- 40% visible- 50% infrarouge- 10% ultraviolet

Fig. 2.3: Vue éclatée du Soleil

Les réactions thermonucléaires de fusion de l’hydrogène dansle noyau sont la source d’un fort rayonnement gamma etd’émission de photon et neutrino qui véhiculent à travers lazone radiative

Chromosphère: 5800 K - émet dans le visible

Couronne: 15.6 106 K - émet dans les rayons X

- 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.

- 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.

protons + électronsTerre

Aurores boréalesLaponie

2.1.3 La formation des planètes

Fg = G mM/R2

G: constante universelle de gravitation 6.67 10-11 N m2 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

- le mécanisme de l’accrétion : la gravité

Rapidement, on a un effet “boule de neige” en 105 ans : planétésimaux moinsnombreux mais plus gros avec des tailles qui varient du kilomètre à des centaines dekilomètres.

- 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)

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%)

La sonde NEAR se pose sur EROS un astéroïde de type S:

33 13 13 km16 février 2001

- 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.

- 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).

- Résumé des étapes de la naissance du système solaire :

Dans le soleil:Allumage de la réaction

nucléaire H He en 106/107 ans

Séquence principale(depuis 4,5 Ga)

2.2. Structure du système solaire: 2.2.1 Synthèse des connaissances sur la structure du système solaire (TD n°2)

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)

- Le système solaire comprend le soleil, 8ou 9 planètes (suivant le statut donné àPluton), 73 satellites, des myriadesd’astéroides et de comètes.

- Les planètes tournent autour du Soleilsur des orbites elliptiques qui sontpresque des cercles.

- Ces orbites sont pratiquement toutessituées dans un même plan (plan del’écliptique), perpendiculaire à l’axe derotation du soleil.

2.2.1 Synthèse des connaissances sur la structure du système solaire

- La période de revolution (revolution sidérale) des planètesautour du soleil depend de leurdistance au soleil, les plus éloignées tournant les plus lentement.

- La rotation des planètes sur elles-mêmes s’effectue suivant un axe sub-perpendiculaire au plan de l’écliptique (sauf Uranus) et la rotation se fait dans le même sensque 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 estdeux fois plus éloignée du Soleil que sa voisine intérieure (casparticulier de la ceintured’astéroide entre Mars et Jupiter).

Fig. 2.6 : Caractéristiques des planètes du système solaire(Elément de géologie; Renard et al., Dunod)


ba

- Les trois lois de Kepler:

1- l’orbite d’une planète ou comète autour du soleil est une ellipse dont lecentre de masse du soleil est l’un des foyers .

2- Une ligne joignant la planète ou comète au soleil couvre des surfaceségales pour des intervalles de temps égaux.La planète ou comète va donc plus vite dans la portion d’ellipse proche dusoleil (périhélie).

3- le carré de la période de révolution des planètes est proportionnel aucube du demi-grand axe de leurs orbites.


- La frontière du système solaire ne se situe pas à l’orbite de Pluton: aux confins du système solaire existe un nuage decomètes (le nuage d’Oort) où plus de 100 milliards de comètes (morceaux de roches et glaces) circuleraient dans uneregion sphérique, d’environ 50 000 U.A., centrée sur le Soleil.

- Soumises à une très faible attraction solaire, ells mettraient des milliers d’années à parcourir d’immenses orbites. Uneperturbation du champ de gravitation, en arrache et les précipite en direction du soleil (ex : comète de Halley).

LA CEINTURE DE KUIPER

• Nuage d’Oort:

– ~1012 comets de 1 km de large

– rayon >104 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

– ~109 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).

2.2.2 Les planètes telluriques et géantes2.2.2.1 Les planètes telluriques

Mercure :

Grâce à Mariner 10 (1974) :

• Structure interne semblable à celle de la Terre (noyaude Fe et manteau de silicate, mais proportionimportante du noyau).

• Surface externe : ressemble à la Lune (très cratérisée)

• Planète morte : plus d’activité volcanique

• Pas d’atmosphère : pas d’érosion, fort écart detemperature (-180°C la nuit ; +450 °C le jour)

• Présence d’un champ magnétique, mais très faible (104

moins fort que celui de la Terre)


Vénus :

• Similitudes par rapport à la Terre : légèrementplus petite (R=6 043 km) et un peu moins dense(r=5,24 g/cm3 ou d=5,24).

• Particularités :

Atmosphère très dense (97% de CO2 et 3%d’azote + des composés soufrés, de d’eau et destraces d’oxygène) – Pression 95 fois supérieureà celle de la Terre.Implique un fort effet de serre, des nuages etdonc une température au sol très élévée. Cetteatmosphere provient du dégazage volcanique.

Grâce à la mission Magellan : surface assezplate, mais qq montagnes (jusqu’à 10 000 m).Granite et basalte possibles. Volcanismeessentiellement de point chaud (pas detectonique des plaques).

Reconstitution 3D de la surface de Venus

Volcan Petal à la surface de Venus


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 moyennetant 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 auraientdisparus. Or le thermostat climatique est en grande partie contrôlé par lecycle de l’eau (évaporation, condensation, formation de nuages). Si elleétait à 1,37 U.A., le CO2 commencerait à geler dans la haute atmosphere.


Mars :• Données par les orbiteurs Mars Global Surveyor

et Mars express et les différentessondes/astromobiles.

• Atmosphère martienne : 95% de CO2, 3% de N2,1,5% d’Ar, traces d’oxygène, vapeur d’eau et H2.

Pression atmosphérique très basse (1/160ème dela pression terrestre) : autour de 7 mbar à lasurface: ce qui explique l’absence d’eau liquide(température : 30 °C).

• Champ magnétique très faible (1/800ème duchamp terrestre). Dynamo planétaire, liée aumouvement 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)


Mars :• La géologie de Mars :

Importante dissymétrie topographique entre l’hémisphère Sud (surface élevée) et l’hémisphère Nord (surfacesous-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)


Mars :• La géologie de Mars :

Vision simplificatrice des deux hémisphères car : ValléeMarineris dans l’hémisphère Sud, et de nombreusesmontagnes dans l’hémisphère Nord (dont l’OlympusMons 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) etprobablement d’H2O liquide (indice morphologique :chenaux) dans le premier Ga de la planète.

Volcans boucliers

Rift: Valles Marineris

1 seule plaque tectonique

L ’énorme Olympus Mons

Hauteur: 26 km

Diamètre: 500 km


Mars :• Une vie sur Mars ? :

• Présence actuelle de minéraux hydratés (sulfates et/ouargiles), et probablement d’H2O liquide (indicemorphologique: chenaux) dans le premier Ga de la planète.

• Entre 4,5 et 4 Ga, l’atmosphère Martienne devait être assezproche de celle de la Terre. Mais perte pratiquement complèteentre -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 eneau suffisante dans l’atmosphère

• L’éloignement du soleil a renforcé le refroidissement, quia bloqué en plus une éventuelle tectonique des plaquespar arrêt de la convention mantellique et la dynamo-martienne. Donc pas de champ magnétique – Donc ladissociation des molécules de type CO2 et H2O par les UVn’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)


Synthèse des planètes telluriques :

Terre 6378 km

Lune 1738 km

Mars 3398 km

Mercure 2439 km

Vénus 6050 km

metal

silicate

atmosphère

0.335

4.87

5.98

0.074

0.642

5.4

5.2

5.5

3.3

3.9

1.91900

densité kg dm-3mass (10 kg)24

MERCURE

VENUS

TERRE

LUNE

MARS

JUPITER

2.2.2 Les planètes telluriques et géantes2.2.2.2 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 20 000 °C, mais insuffisante pourprovoquer 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 lalatitude

• Vents et tornades violents (ex : ouragan,persistant depuis 400 ans, de rayon égal à 2/3fois le rayon terrestre).


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)

Ganymède

Callisto (très cratérisé)

Io le monde volcanique

Europa : monde glacé

Callisto : très cratérisé

Ganymède : surface d’érosion ?


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

atmosphère gazeuse

hydrogène moléculaire liquide

hydrogène métallique liquide

noyau rocheux

eau, méthane, ammoniaque liquides

Vis

IR UVRadio


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

• Nombreuses lunes (17 satellites pour Uranus et 8 pour Neptune dont Triton) et des anneaux.

Neptune Uranus

Pluton: déclassé de planète en objet de la

ceinture de Kuiper, (comme Charon)

2.3. Matériel primitif2.3.1 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 nuaged’Oort où plus de 100 milliards de comètes (morceaux de roches et glaces) circuleraient dans une region sphérique,d’environ 50 000 UA, centrée sur le Soleil.

Uranus

Localisation des comètes :• Nuage d’Oort avec des comètes de

très grande période, typiquementP>200 ans et des comètes à périodemodérée, typiquement 20 <P <200ans, comme la comète de Halley –Orbites assez inclinées par rapport àl’écliptique.

• 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.

2.3. Matériel primitif2.3.1 Les comètes du système solaire

Neptune Uranus

Structure et composition d’une comète : le noyaucontient :- de la glace (eau, methane, CO, ammoniac)

- des poussières, composées de verre et desilicates amorphes ou cristallisés (olivinemagnésienne ou pyroxene par exemple)

Beaucoup de molecules identifiées :- H2O- C2H6

- HCN- CO2

- CH3OH- H2CO- C2H2

- CH4

-Le rapport D/H des comètes est 10 fois plus élevéque la composition proto-solaire, ce qui suggèreaussi une origine interstellaire pour la glace d ’eaucométaire

opposée au soleil

2.3. Matériel primitif2.3.2 Astéroïdes et météorites

Uranus

- Les astéroïdes sont des corps rocheux de compositionvariable suivant qu’ils sont des débris de planétésimauxdifférenciés ou non.

RAPPELS-types, riche en silicate, rocheux, proche de Mars

C-types, riche en carbone, faible densité, extrémité extérieurede la ceinture

M-types, riche en métaux, différentes distances


Uranus

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 métauxsont associés à part égale.

- Les météorites sont dans la majorité des cas desastéroides dont l’orbite a été modifié suite à unecollision.

Dans les « fer-pierreux », ontrouve les pallasites : olivine dansune matrice de fer

Dans les « de type fer »: structure WIDMANSTATTEN(cristaux Fe-Ni centimétriques)


Uranus

Parmi les pierreuses :

- Chondrites (85% des chutes) : présence de sphérulessilicatées qui ont subies une fusion et unrefroidissement brutal (trempe) : ce qu’on appelle unchondre.

Composition chimique très proche de la Terre avantsa différenciation (i.e., séparationnoyau/manteau/lithosphère) = composition de lanébuleuse protosolaire à une distance de 1 UA dusoleil.Age voisin de 4,5 Ga (correspond à l'âge de laTerre).On dit que ce sont des corps primitifs.

- Achondrite (8% des chutes) : pas de chondre et ontdes compositions variées. Certaines ont descompositions très proches des basaltes terrestres. Cesont des météorites différenciées.

BASALTE DE VESTA

L ’ASTEROIDEVESTA

Matrice : carbone, phyllosilicates, microdiamants

Inclusions réfractaires :Ex: spinelle (Si, Mg, Al)

Chondrules : Ex: Olivine, pyroxenes


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 quireprésenteraient des fragments de noyau.

Fig. 2.10 : Formation des météorites parfragmentation.(A) astéroïde non différencié engendrant des

chondrites.(B) astéroïde différencié engendrant des

achondrites basaltiques (manteau), dessidérites (noyau) et sidérolites (transitionnoyau/manteau).

La Terre, une planète singulière. R. Trompette. Ed. Belin.


- Comment peut-on évaluer le caractère primitif d’un objet (comme une météorite) :

Fig. 2.11 : Comparaison de la composition chimique, par rapport à celle du soleil, d’un objetprimitif 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 aintroduit des différences importantes dans la concentration relative de ces éléments dans ces compartiments.


COURONNE SOLAIRE ET CHONDRITES CI

1

108

106

104

102

10-2

1 108

106

104

102

10-2

Li

Tm

Th

PrLa

Be

CePb

YBa

Rb

B

SrSc

Ge

Cu Zn

Ti

Co

KP

MnCr

Ni

Ca

AlNa S

Fe

Mg

O

Abondance relative dans la couronne solaire (Si = 106)

Abondance relative dans les chondrites CI (Si = 106)

La correspondance quasi-parfaite de lacomposition de la couronne externe du Soleilet des chondrites CI (chondrite carbonée)confirme la composition chimique de lanébuleuse pré-solaire.

Fig. 2.12 : 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).

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 ?

PROCHAIN COURS:

Chapitre 3 : Initiation aux minéraux et roches de la Terre

La planète Terre s’est formée…

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